‘Oumuamua (1I / 2017 U1) es el primer objeto de origen interestelar observado en el sistema solar. Recientemente, Micheli et al. (2018) informaron que ‘Oumuamua mostró desviaciones de una órbita Kepleriana en una alta importancia estadística. El descubrimiento del objeto asteroide interestelar (ISA) —1I/2017 ‘Oumuamua –  Suscitó preguntas naturales sobre su origen, algunas relacionadas con su falta de actividad cometaria, lo que sugiere una composición refractaria. Esta semana se ha puesto de moda, por lo que platicaremos un poco sobre la información que se tiene. Las referencias se encuentran al final de la entrada, una vez más, gracias por visitar.

El 19 de octubre de 2017, el Telescopio de Inspección Panorámica y el Sistema de Respuesta Rápida-1 (Panoramic Survey Telescope and Rapid Response System-1 o Pan-STARRS-1) en Hawaii anunció la primera detección de un asteroide interestelar, llamado 1I/2017 U1 (Popularmente conocido como ‘Oumuamua). En los meses que siguieron, se realizaron múltiples observaciones de seguimiento que permitieron a los astrónomos tener una mejor idea de su tamaño y forma, mientras que también reveló que tenía las características de un cometa y un asteroide.

Curiosamente, también ha habido algunas especulaciones de que, en función de su forma, “‘Oumuamua podría ser realmente una nave espacial interestelar (Breakthrough Listen lo monitorizó en busca de señales de señales de radio). Un nuevo estudio realizado por un par de astrónomos del Centro Smithsonian de Astrofísica de Harvard (Harvard Smithsonian Center for Astrophysics –CfA) lo ha llevado un paso más allá, lo que sugiere que ‘Oumuamua puede ser en realidad una vela ligera de origen extraterrestre.

El estudio, “¿Podría la presión de la radiación solar explicar la ‘Aceleración peculiar de ‘Oumuamua?” (Could Solar Radiation Pressure Explain ‘Oumuamua’s Peculiar Acceleration?), que apareció recientemente en línea, fue realizado por Shmuel Bialy y el Prof. Abraham Loeb. Mientras que Bialy es un investigador postdoctoral en el Instituto de Teoría y Computación (Institute for Theory and Computation – ITC) de CfA, el Prof. Loeb es el director del ITC, Frank B. Baird Jr. Professor of Science en la Universidad de Harvard y el presidente principal de Breakthrough Starshot Advisory Committee.

Recapitulando, ‘Oumuamua fue visto por primera vez por Pan-STARRS-1 40 días después de que hizo su pase más cercano al Sol (El 9 de septiembre de 2017). En este punto, estaba a aproximadamente 0.25 UA del Sol (Un cuarto de la distancia entre la Tierra y el Sol), y ya estaba saliendo del Sistema Solar. En ese momento, los astrónomos notaron que parecía tener una alta densidad (Indicativa de una composición rocosa y metálica) y que estaba girando rápidamente.

Si bien no mostró signos de desgasificación al pasar cerca de nuestro Sol (Lo que habría indicado que era un cometa), un equipo de investigación pudo obtener espectros que indicaban que “‘Oumuamua estaba más helado de lo que se pensaba”. Luego, cuando comenzó a abandonar el Sistema Solar, el Telescopio Espacial Hubble tomó algunas imágenes finales de ‘Oumuamua que reveló algún comportamiento inesperado.

Después de examinar las imágenes, otro equipo de investigación internacional descubrió que ‘Oumuamua había aumentado en velocidad, en lugar de disminuir, tal como se esperaba. La explicación más probable, afirmaron, era que “‘Oumuamua estaba descargando material de su superficie debido al calentamiento solar (También conocido como desgasificación)”. La liberación de este material, que es consistente con la forma en que se comporta un cometa, le daría al ‘Oumuamua el empuje constante que necesitaba para lograr este aumento de velocidad.

A esto, Bialy y Loeb ofrecen una contra explicación. Si ‘Oumuamua era en realidad un cometa, ¿Por qué entonces no experimentó desgasificación cuando estaba más cerca de nuestro Sol? Además, citan otras investigaciones que mostraron que si la desgasificación fuera responsable de la aceleración, también habría provocado una rápida evolución en el giro de ‘Oumuamua (Que no se observó).

Básicamente, Bialy y Loeb consideran la posibilidad de que ‘Oumuamua podría ser, de hecho, una vela ligera, una forma de nave espacial que depende de la presión de radiación para generar propulsión, similar a lo que está trabajando en el Breakthrough Starshot. Similar a lo que está previsto para Starshot, esta vela ligera puede ser enviada desde otra civilización para estudiar nuestro Sistema Solar y buscar signos de vida. Como lo explicó el profesor Loeb:

“Explicamos el exceso de aceleración de ‘Oumuamua lejos del Sol como resultado de la fuerza que la Luz del Sol ejerce sobre su superficie. Para que esta fuerza explique el exceso de aceleración medida, el objeto debe ser extremadamente delgado, del orden de una fracción de milímetro de espesor, pero de decenas de metros de tamaño. Esto hace que el objeto sea liviano para su área de superficie y le permite actuar como una vela ligera. Su origen podría ser natural (En el medio interestelar o discos protoplanetarios) o artificial (Como una sonda enviada para una misión de reconocimiento en la región interior del Sistema Solar)”.

Basándose en esto, Bialy y Loeb calcularon la probable forma, el grosor y la relación masa-área que tendría un objeto tan artificial. También intentaron determinar si este objeto podría sobrevivir en el espacio interestelar, y si podría o no resistir las tensiones de tracción causadas por la rotación y las fuerzas de marea.

Lo que encontraron fue que una vela que solo tenía una fracción de milímetro de espesor (0.3-0.9 mm) sería suficiente para que una lámina de material sólido sobreviviera el viaje a través de toda la galaxia, aunque esto depende en gran medida de la densidad de masa de ‘Oumuamuam. Gruesa o delgada, esta vela podría soportar colisiones con granos de polvo y gas que impregnan el medio interestelar, así como fuerzas centrífugas y de marea.

En cuanto a lo que estaría haciendo una vela ligera extraterrestre en nuestro Sistema Solar, Bialy y Loeb ofrecen algunas explicaciones posibles para eso. Primero, sugieren que la sonda puede ser realmente una vela difunta que flota bajo la influencia de la gravedad y la radiación estelar, similar a los desechos de los naufragios de barcos que flotan en el océano. Esto ayudaría a explicar por qué Breakthrough Listen no encontró evidencia de transmisiones de radio.

Loeb ilustró aún más esta idea en un artículo reciente que escribió para Scientific American, donde sugirió que “‘Oumuamua podría ser el primer caso conocido de una reliquia artificial que flotaba en nuestro Sistema Solar desde el espacio interestelar. Además, señala que las velas ligeras con dimensiones similares han sido diseñadas y construidas por humanos, incluido el proyecto IKAROS) diseñado por los japoneses y la Starshot Initiative con la que está involucrado.

“Esta oportunidad establece una base potencial para una nueva frontera de la arqueología espacial, a saber, el estudio de las reliquias de civilizaciones pasadas en el espacio”, escribió Loeb. “Encontrar evidencia de basura espacial de origen artificial proporcionaría una respuesta afirmativa a la antigua pregunta: ¿Estamos solos? Esto tendría un impacto dramático en nuestra cultura y agregaría una nueva perspectiva cósmica a la importancia de la actividad humana “.

Por otro lado, como menciona Loeb ‘Oumuamua podría ser una pieza activa de tecnología alienígena que vino a explorar nuestro Sistema Solar, de la misma manera que esperamos explorar Alpha Centauri utilizando Starshot y tecnologías similares:

“La alternativa es imaginar que ‘Oumuamua estaba en una misión de reconocimiento. La razón por la que contemplo la posibilidad de reconocimiento es que la suposición de que ‘Oumumua siguió una órbita aleatoria requiere la producción de ~10^{15} tales objetos por estrella en nuestra galaxia. Esta abundancia es hasta cien millones de veces más de lo que se espera del Sistema Solar, según un cálculo que hicimos en 2009. Una sobreabundancia sorprendentemente alta, a menos que ‘Oumuamua sea una investigación específica en una misión de reconocimiento y no sea miembro de una población aleatoria de objetos.”

Según Loeb, también está el hecho de que la órbita de ‘Oumuamua la llevó a 0.25 UA del Sol, que es una buena órbita para interceptar la Tierra sin experimentar demasiada radiación solar. Además, llegó a 0.15 UA de la Tierra, lo que podría haber sido el resultado de correcciones orbitales diseñadas para facilitar un sobrevuelo.

Alternativamente, afirma que es posible que se envíen cientos de estas sondas para que una de ellas se acerque lo suficiente a la Tierra para estudiarla. El hecho de que Pan STARRS-1 apenas detectó ‘Oumuamua en su enfoque más cercano podría ser visto como una indicación de que hay muchos otros objetos similares que no fueron detectados, lo que refuerza el caso de que ‘Oumuamua sea una de muchas de esas sondas.

Teniendo en cuenta que los astrónomos concluyeron recientemente que nuestro Sistema Solar probablemente ha capturado miles de objetos interestelares como ‘Oumuamua, esto abre la posibilidad de futuras detecciones que podrían ayudar a probar (O refutar) el caso de una vela ligera interestelar.

Naturalmente, Bialy y Loeb reconocen que todavía hay demasiadas incógnitas para decir con certeza qué es realmente ‘Oumuamua. E incluso si resulta que es una pieza de roca natural, todos los demás asteroides y cometas que se han detectado anteriormente tienen proporciones de masa a área de magnitud mayor que las estimaciones actuales para ‘Oumuamua.

Eso, y el hecho de que la presión de radiación parece ser capaz de acelerarla, significaría que ‘Oumuamua representa una nueva clase de material interestelar delgado que nunca antes se había visto. Si es verdad, eso abre un nuevo conjunto de misterios, por ejemplo, cómo se produjo ese material y por qué (¿O quién?).

Si bien ha estado fuera del alcance de nuestros telescopios durante casi un año, ‘Oumuamua seguramente seguirá siendo objeto de un intenso estudio durante muchos años. ¡Y puedes apostar que los astrónomos estarán atentos a más!

Referencias

Breakthrough Initiatives

Breakthrough Listen

Breakthrough listen releases initial results and data from observations of ‘Oumuamua

Breakthrough Starshot Initiative

Small Solar Power Sail Demonstrator “IKAROS”

JAXA Japan Aerospace Exploration Agency Website

Could Solar Radiation Pressure Explain ‘Oumuamua’s Peculiar Acceleration?

Shmuel Bialy, Abraham Loeb

How to Search for Dead Cosmic Civilizations

Abraham Loeb

Non-gravitational acceleration in the trajectory of 1I/2017 U1 (‘Oumuamua)

Micheli et al. (2018)

Spin Evolution and Cometary Interpretation of the Interstellar Minor Object 1I/2017 ‘Oumuamua

Roman R. Rafikov

A manera de prólogo

El registro geológico lunar contiene un archivo rico de la historia del Sistema Solar Interior, incluyendo información relevante para la comprensión del origen y evolución del Sistema Tierra-Luna, la evolución geológica de los planetas rocosos y nuestro ambiente cósmico local. Esta entrada proporciona una pequeña reseña de la exploración lunar a la fecha y describe como las iniciativas de exploración futuras nos permitirá avanzar en nuestra comprensión del origen y evolución de la Luna, el Sistema Tierra-Luna y el Sistema Solar de una manera general. Esto desde luego, dependiendo de los avances científicos posteriores, que requerirán de la instalación de nuevos dispositivos en la Luna, así como la recolección y envío de muestras adicionales de la superficie lunar. Algunos de estos objetivos científicos se pueden lograr robóticamente, por ejemplo, mediante mediciones geoquímicas y geofísicas in situ y mediante misiones de muestreo cuidadosamente seleccionadas. Sin embargo, a largo plazo, la ciencia lunar se beneficiaría enormemente de las operaciones humanas renovadas en la superficie de la Luna.

Introducción

Desde una perspectiva científica, la exploración lunar ha estado avanzando, y en el futuro tiene el potencial para continuar avanzando e incrementando el conocimiento humano en tres amplias áreas. En primer lugar, la Luna conserva un registro de la evolución geológica primaria de un planeta rocoso (Incluyendo los procesos de diferenciación planetaria y océano de magma), mismos que los cuerpos planetarios más evolucionados han perdido desde hace tiempo, así como las restricciones geoquímicas y geofísicas en el origen y evolución del Sistema Tierra-Luna. En segundo lugar, la superficie lunar, y especialmente los regolitos lunares, contienen registros de los procesos del Sistema Solar interior (Por ejemplo, flujo de meteoritos, densidad de polvo interplanetario, flujo y composición del viento solar, flujo de los rayos cósmicos galácticos, Etc.), a través de la historia del Sistema Solar, mucho de lo cual es relevante para la comprensión de la historia y evolución de nuestro planeta y su biosfera. En tercer lugar, la superficie lunar es una plataforma potencial para un amplio rango de investigaciones científicas, principalmente la astronomía observacional (Especialmente la radioastronomía de baja frecuencia desde el lado lejano), pero, en un futuro posible también se puede extender a investigaciones en física fundamental, astrobiología, medicina y fisiología humana.

Así que, primero veamos un pequeño resumen histórico de la exploración espacial, así como las potenciales contribuciones futuras que la exploración lunar puede contribuir al desarrollo de las dos primeras áreas mencionadas en el párrafo anterior. La tercera área, si bien es una parte importante de las futuras exploraciones lunares, la veremos en una entrada posterior.

Historia de la Exploración Lunar

La investigación científica moderna la Luna como cuerpo planetario inició con las observaciones telescópicas de Galileo en 1609, y las observaciones telescópicas de la cara visible (Desde nuestro punto de observación, claro está) han continuado desde entonces. Sin embargo, la mayoría de nuestro conocimiento de la evolución geológica lunar, y sus implicaciones para la historia del Sistema Solar como un todo, se han obtenido a través de la observación directa de las sondas espaciales durante los últimos cincuenta años, aproximadamente.

La primera sonda espacial en llegar a la Luna fue la Luna 2, de la extinta Unión Soviética, la cual impactó en la superficie lunar el 13 de septiembre de 1959. De mayor importancia para la geología lunar fue el vuelo de Luna 3, en octubre del mismo año, la cual completó el primer vuelo alrededor de la Luna y obtuvo las primeras imágenes de la cara oculta (Otra vez, desde nuestro punto de observación) revelando que está en gran parte desprovisto de las oscuras extensiones de lava basáltica que dominan la cara visible. Después de una pausa corta de seis años, Luna 9 alunizó de manera suave y obtuvo las primeras imágenes de la superficie lunar en febrero de 1966, y Luna 10 fue la primera sonda en permanecer en órbita lunar en abril del mismo año.

Durante este período, el programa de exploración lunar estadounidense comenzó a acelerarse en respuesta al inicio del programa del Apollo por parte del Presidente Kennedy en mayo de 1961. Las primeras sondas lunares estadounidenses fueron la serie Ranger de ‘aterrizaje duro’ (Un aterrizaje duro ocurre cuando una aeronave o nave espacial golpea el suelo con una mayor velocidad vertical y fuerza que en un aterrizaje normal), diseñados para tomar imágenes de mayor resolución de la superficie antes de estrellarse contra ella, lo cual allanó el camino para la serie Surveyor de aterrizajes robotizados entre 1966 y 1968. En paralelo, entre 1966 y 1967 los Estados Unidos de América, volaron una serie de gran éxito, las sondas Lunar Orbiter que fueron diseñadas para obtener imágenes de alta resolución de la superficie lunar. Con resoluciones superficiales de varias decenas de metros, estas imágenes permanecieron durante mucho tiempo insuperables como un recurso para la geología lunar (Aunque ahora están siendo reemplazadas rápidamente por las imágenes obtenidas por la Cámara de ángulo estrecho de la Lunar Reconnaissance Orbiter). En gran parte, las misiones Lunar Orbiter fueron diseñadas para identificar posibles sitios de alunizaje para las misiones tripuladas de Apollo, entonces en desarrollo, de la misma manera que los Surveyors fueron diseñados para proporcionar conocimiento del ambiente superficial, teniendo en mente los alunizajes tripulados.

El programa Apollo es de vital importancia en la historia de la exploración lunar, y ha dejado un legado científico duradero. Entre julio de 1969 y diciembre de 1972 un total de doce astronautas exploraron la superficie lunar en las cercanías de seis sitios de alunizaje de estas misiones. El tiempo acumulado total en la superficie lunar fue de 25 días-persona, con sólo 6,8 días-hombre dedicados a realizar actividades de exploración fuera de los módulos lunares. Durante las seis misiones, los astronautas atravesaron una distancia total de 95,5 km desde sus sitios de aterrizaje, recogieron y devolvieron a la Tierra 382 kg de roca y muestras de suelo, se perforaron tres sitios de muestreo a profundidades de 2-3 m, se obtuvieron más de 6000 imágenes de superficie, y se desplegaron más de 2100 kg de equipo científico. Estos experimentos de superficie fueron complementados por observaciones de detección remota realizadas desde los Módulos de Comando y Servicio en órbita.

Dos importantes programas robóticos soviéticos se superpusieron con Apollo y continuaron manteniendo viva la exploración de la superficie lunar durante algunos años después de que la exploración humana cesara. Estos fueron los dos rovers ‘Lunokhod’ (Luna 17 y 21) que alunizaron en 1970 y 1973, y las tres misiones robóticas de muestreo (Luna 16, 20 y 24) de 1970, 1972 y 1976, respectivamente. Los Lunokhods fueron los primeros rovers robotizados teleoperados que operaron en otro cuerpo planetario. Lunokhod 1 operó durante 322 días y atravesó una distancia total de 10,5 km en el Sinus Iridum; Los números correspondientes para Lunokhod 2 fueron 115 días y 37 km en el cráter Le Monnier en el borde de Mare Serenitatis. Durante sus recorridos, los Lunokhod hicieron mediciones de las propiedades mecánicas del regolito (Usando un penetrómetro) y composición (Determinada usando un espectrómetro de fluorescencia de rayos X), así como el entorno de radiación superficial; También llevaban reflectores que, similares a los desplegados por las misiones Apollo 11, 14 y 15, se han utilizado para medir la distancia Tierra-Luna y las libaciones físicas de la Luna. Las misiones Luna 16, 20 y 24 recolectaron, y regresaron a la Tierra, un total de ~ 320 gramos de suelos lunares de tres sitios cercanos a la extremidad oriental de la cara visible. Aunque la cantidad de material recolectado fue pequeña comparada con la devuelta por Apollo, su separación geográfica de los sitios de aterrizaje de Apollo hace que las muestras de Luna sean importantes para nuestra comprensión de la diversidad geológica lunar.

Después de la misión de Luna 24 en 1976, hay casi veinte años de interrupción en la exploración lunar, que sólo se rompió en la década de 1990 cuando las sondas Hiten, Clementine y Lunar Prospector volaron hacia la Luna y anunciaron una nueva era de exploración lunar. Aunque pionero desde el punto de vista de la tecnología espacial, la sonda Hiten japonesa y su instrumento asociado de detección de polvo no revelaron información nueva significativa sobre la Luna. Por otro lado, las misiones orbitales de Clementine y Lunar Prospector resultaron cruciales al proporcionar mapas geológicos y mineralógicos globales de la superficie lunar. Los datos obtenidos por estas dos misiones mostraron claramente que la superficie lunar es geológicamente mucho más diversa de lo que se había sospechado sobre la base de las muestras de Apollo y Luna, y estimuló renovado interés científico en la evolución geológica de la Luna y sus implicaciones para la ciencia planetaria más ampliamente.

En parte, como resultado de este interés científico renovado en la Luna, y en parte como resultado de las potencias espaciales emergentes que desean mostrar la experiencia técnica recién adquirida, los últimos años han visto un renacimiento en la exploración lunar conducida desde la órbita. En estos años, los siguientes países han enviado al menos una sonda espacial a la órbita lunar: Agencia Espacial Europea (ESA): SMART-1 (2003); Japón: Kaguya (2007); China: Chang’e-1 (2007), Chang’e-2 (2010); India: Chandrayaan-1 (2008); Y los Estados Unidos de América: Lunar Reconnaissance Orbiter (LRO; 2009), GRAIL (2012) y LADEE (2013). Esta plétora de misiones orbitales ha añadido información importante a nuestro conocimiento de la superficie lunar y, en el caso de Kaguya y GRAIL, al interior lunar. Sin embargo, es notable que ninguna de estas sondas espaciales fue diseñada para alunizar en la superficie de la Luna de una manera controlada (Aunque el satélite lunar de observación y detección de cráteres lunar [LCROSS, co-lanzado con LRO] y la Sonda de Impacto Lunar Chandrayaan-1 [MIP por sus siglas en inglés] se impactaron deliberadamente en la superficie lunar en un esfuerzo por detectar volátiles polares).

Intermedio: Se ha predicho desde hace mucho tiempo que los polos lunares albergan sustancias volátiles en regiones que no han visto la luz del sol durante mucho tiempo, tal vez mil millones de años o más. Estas son conocidas como “regiones permanentemente sombreadas”. La misión conjunta de la NASA y el Departamento de Defensa “Clementine” a la Luna en 1994 fue la primera en sugerir mayores cantidades de hidrógeno en ambos polos lunares. Lunar Prospector confirmó entonces el aumento de hidrógeno en los polos en 1998. Más recientemente, las misiones Chandrayaan-1, Lunar Crater Observation and Sensing Satellite (LCROSS) y Lunar Reconnaissance Orbiter (LRO) detectaron 3 tipos de volátiles: Una monocapa global de OH / H2O, hielo de agua polar subsuperficial y agua superficial polar escarchada. La presencia de volátiles, y en particular de agua, podría influir en las actividades de exploración del espacio en la Luna y más allá. También podrían proporcionar información importante sobre el transporte volátil y el origen del agua tanto en la Luna como en la Tierra. Fuente: The Planetary Society. Fin del Intermedio.

En diciembre de 2013, China logró aterrizar el vehículo Chang’e-3, equipado con un pequeño vehículo, Yutu, en el norte de Mare Imbrium. Este logro ha roto un hiato de 37 años en la exploración de la superficie lunar, siendo el primer alunizaje suave controlado en la Luna desde la misión robótica soviética Luna 24 en agosto de 1976. Entre otros experimentos, Yutu llevó un instrumento de radar penetrante para estudiar la estructura de los regolitos subsuperficiales, y es la primera vez que un instrumento de tales características se ha desplegado en la superficie lunar.

Planes actuales para la futura exploración lunar en el corto plazo

En el intervalo de tiempo, desde hoy hasta el 2022, hay planes tentativos para un cierto número de alunizajes robóticos, aunque cierto es que permanecen no confirmados y las fechas compromiso son inciertas.

Basados en el éxito de la Chang’e-3, China probablemente envíe las misiones Chang’e-4 y Chang’e-5 alrededor del 2018 y 2019, respectivamente. Dependiendo del éxito de las misiones previas, Chang’e-5 tiene como uso intencionado el ser una misión con retorno de muestras (La primera desde Luna 24 en 1976), aunque su sitio de alunizaje aún no ha sido determinado del todo. En el mismo intervalo, Japón tiene la intención de desplegar un rover/orbiter, la misión Selene-2, y la India ha declarado la intención de regresar a la Luna con su misión Chandrayaan-2.

Rusia tiene planes para un conjunto cada vez más sofisticado de orbitadores y módulos de aterrizaje (que se denominarán Luna-Glob o coloquialmente, Luna 25-29) a partir de 2024 (Si no se vuelve a posponer), de los cuales Luna 29 se prevé sea una misión de retorno de muestra desde una localidad casi polar. En el marco temporal 2018-20 parece probable, aunque aún no confirmado, que se despliegue la Misión de prospección de recursos de los EE. UU. Con su carga útil RESOLVE (‘Regolith and Environment Science and Oxygen and Lunar Volatile Extraction’). para investigar depósitos volátiles lunares de alta latitud. Además, hacia el final de esta década, la NASA apunta a desplegar su Vehículo tripulado de exploración tripulado ‘Orion’ al segundo punto Tierra-Luna Lagrange, que, aunque no proporcionará acceso a la superficie, puede facilitar la exploración de la superficie del lado lejano. actuando como un relé de comunicaciones y como un nodo para la tele-operación de instrumentos de superficie. Rusia está planeando el inicio de la construcción de una colonia humana en la Luna para el 2030.

En los últimos años se han llevado a cabo una gran cantidad de estudios lunares adicionales (Se publicará información sobre algunos de ellos en una entrada posterior), pero hasta la fecha ninguno ha recibido fondos ni apoyo de agencias espaciales. También vale la pena señalar que, además de las actividades dirigidas por el gobierno, la próxima década también podrá ser testigo de desembarcos lunares financiados con fondos privados, realizados en pos del Premio Google Lunar X u otras iniciativas privadas, aunque las oportunidades científicas presentadas por estas misiones relativamente pequeñas aún no se han determinado.

Referencias

The Scientific Context for Exploration of the Moon

National Research Council.

The National Academies Press.

New views in lunar geoscience: an introduction and overview

Hiesinger H, Head JW.

The constitution and structure of the lunar interior

Wieczorek M et al.

Astrobiology: what can we do on the Moon?

Cockell CS.

Chandrayaan-1: India’s first planetary science mission to the Moon

Goswami JN, Annadurai M.

El entendimiento de los procesos físicos fundamentales que rigen el nivel de dinámica del sistema ha avanzado en varios frentes en la última década. Se alcanzaron progresos considerables en la comprensión de cómo funciona la reconexión magnética. Las primeras predicciones cuantitativas de las firmas de flujo magnético y de plasma se confirmaron espectacularmente con las observaciones in situ. Del mismo modo, sofisticadas simulaciones cinéticas finalmente produjeron un entendimiento consistente de las firmas de la aparición de la reconexión magnética en la cola. 

El incremento en la potencia de cálculo ha facilitado las simulaciones de física esencial y la estructura de la región de difusión, donde las líneas del campo magnético se reconectan y cambian su conectividad (Como se muestra en la siguiente imagen). Se demostró que en las pequeñas escalas espaciales donde se produce la reconexión, la disociación de iones y el movimiento de electrones como consecuencia de su diferente masa, juega un papel clave para facilitar la rápida tasa de reconexión vista en las observaciones. Los iones se desmagnetizan en una región mucho más grande que los electrones, lo cual cambia las fuerzas que aceleran las partículas, lejos de la línea X en comparación con la habitual descripción MHD (MagnetoHydroDynamic). Estas ideas llevaron a las predicciones que facilitaron la primera detección directa de la región de difusión de iones (Donde los iones se desacoplan del campo magnético) en la magnetósfera y en el laboratorio, así como destellos de la mucho más pequeña región de difusión de electrones (En donde los electrones se desacoplan del campo magnético). Las observaciones en la proximidad de la región de difusión revelaron sorprendentemente que la reconexión puede acelerar los electrones a cientos de kiloelectronvoltios, proporcionando potencialmente una población de “semillas” para la subsiguiente aceleración en la magnetosfera interior para formar los cinturones de radiación de electrones. También se hicieron descubrimientos en relación con la activación y la modulación de la reconexión. Alrededor del año 2000, los recursos computacionales tenían simulaciones limitadas a dos dimensiones espaciales. Las nuevas capacidades para llevar a cabo simulaciones totalmente tridimensionales revelaron que la dimensión añadida facilita el crecimiento de las inestabilidades del plasma que pueden romper la región de difusión, haciendo la reconexión altamente turbulenta.

Por observación, la reconexión parece comportarse de manera diferente en las distintas regiones. Aunque la reconexión en la cola magnética y en la capa exterior de la magnetósfera, donde se han identificado múltiples sitios de reconexión, parece ser transitoria y turbulenta, puede, en ocasiones, ser bastante estable en el tiempo y el espacio extendido en la magnetopausa diurna y el viento solar. La reconexión en la cola magnética produce ‘estallidos’ de estrechos canales de flujo de alta velocidad. Las observaciones de las múltiples sondas espaciales que estos canales de flujo de reconexión inician subtormentas magnetosféricas y conducen la convección de la Tierra hacia la cola magnética; sin embargo, pueden ser necesarios para completar el patrón de circulación magnetosférica mundial predicha hace cuatro décadas. Por último, los análisis observacionales se beneficiarán enormemente de la inclusión de los escenarios de reconexión más generales que el estándar, incluyendo geometrías más generales identificadas tanto en teorías como en simulaciones.

Las interacciones onda partícula (WPI – Wave-Particle Interactions) se han establecido como las principales gestores de la ganancia de energía de las partículas    y la pérdida en los cinturones de radiación (Ver la siguiente imagen). La teoría de la inestabilidad del plasma, las simulaciones globales que incluyen los procesos WPI, y las observaciones de ondas han demostrado que la mezcla de plasmas energéticos y de baja energía llevan a inestabilidades distribuidas en el anillo actual y en el cinturón de radiación. Las observaciones por satélite de los electrones del cinturón de radiación demuestran que la aceleración local, debido a las WPI puede en ocasiones dominar la aceleración debida al transporte radial difuso. Los análisis estadísticos de las observaciones satelitales de las ondas, se utilizan para cuantificar las tasas de activación y dispersión. Los resultados han sido incorporados en los modelos dependientes del tiempo del anillo actual y de los cinturones de radiación. Los científicos saben ahora que la dinámica de partículas tormenta-tiempo son el resultado de un equilibrio delicado entre la aceleración y la pérdida de partículas relativistas mediadas por las ondas producidas por la inestabilidad del plasma local.

Referencias

Basics of Magnetic Reconnection // Cory D. Schillaci

Magnetic Reconnection in Astrophysical and Laboratory Plasmas // Ellen G. Zweibel & Masaaki Yamada

Magnetic Reconnection – Basic Concepts I // Gunnar Hornig

Magnetic Reconnection And Coronal Temperatures // Miles Mathis

MHD Turbulence // University of Delaware Website

Fundamentals of Magnetohydrodynamics (MHD) // Tony Arber

The Electron Radiation Belt // Xinlin Li, Michael A. Temerin 

Radiation Belts // Paul Bühler

Acceleration and loss of relativistic electrons during geomagnetic storm // G. D. Reeves, K. L. McAdams, R. H. W. Friedel, T. P. O’Brien

Magnetospheric Multiscale (MMS) Mission // NASA Website

Handbook on Plasma Instabilities // Ferdinand F. Cap

Basic Plasma Physics // A. A. Galeev & R. N. Sudan

A Plasma Instability Theory of Gamma-Ray Burst Emission // J. J. Brainerd

Formal Theory of MHD Stability: Energy Principle // Andrei N. Simako 

MHD Description of Plasma // Russell M. Kulsrud

Plasma instabilities // Dr Ben Dudson

La dinámica global de la magnetósfera es controlada por el cambio del componente norte-sur del campo magnético interplanetario (IMF – Interplanetary Magnetic Field), el cual impulsa la circulación global en la magnetósfera, tal como se ve en la siguiente figura. Los cambios en el IMF y la presión dinámica del viento solar producen tormentas, la iluminación de las auroras y gestiona una serie de otras respuestas globales.

Se utilizaron imágenes globales de las hasta ahora invisibles poblaciones de plasma de la magnetósfera para identificar su respuesta a gran escala para el variable y violento viento solar. La plasmasfera, que es la región de plasma denso y frío que co-rota con la Tierra, fue ‘fotografiado’ en el extremo ultravioleta (EUV). Las observaciones revelaron que las tormentas fuertes remueven la parte exterior de la plasmasfera en columnas, con convección al exterior de la magnetósfera diurna (Como se observa en la siguiente imagen):

Y se mapean para producir realces en la densidad ionosférica, tal como se muestra en la siguiente imagen:

El actual anillo ecuatorial magnetosférico es mayor durante las tormentas geomagnéticas, y esto perturba la fuerza del campo magnético en la superficie terrestre. La comprensión de su dinámica es crucial para el establecimiento de una capacidad predictiva de la respuesta geoespacial a las tormentas. Las inyecciones de iones al anillo actual se capturaron en imágenes por vez primera, estableciendo su configuración y composición. Los modelos numéricos y las imágenes globales ENA revelaron que el anillo actual es altamente asimétrico durante la fase principal de las tormentas, lo cual sugiere un fuerte acoplamiento con la ionosfera. El pico de la distribución de protones-anillo actual, durante la fase principal de las tormentas magnéticas demostró que ocurre consistentemente en la madrugada y no en la tarde, como se había esperado. Esto solo puede ocurrir si la retroalimentación de la ionosfera fundamentalmente altera el campo eléctrico que es responsable de la convección magnetosférica.

Referencias

Relationship of the Van Allen radiation belts to solar wind drivers.
M.K. Hudson, B.T. Kress, H.-R. Mueller, J.A. Zastrow, & J. Bernard Blake

Tomographic ENA Imaging from Low-Earth Orb
R. B. Sheldon, T. A. Fritz, & H. E. Spence

ENA imaging: seeing the invisible
Pontus C. Brandt et al

Global ENA Image Simulations
Fok, M.-C.; Moore et al.

Global Magnetospheric Dynamics of Jupiter and Saturn Revealed by ENA Imaging
P. C. Brandt, D. G. Mitchell, B. H. Mauk, C. P. Paranicas

Average Characteristics and Activity Dependence of the Subauroral Polarization Stream
J. C. Foster and H. B. Vo

High-Resolution Observations of Subauroral Polarization Stream-Related Field Structures During a Geomagnetic Storm Using Passive Radar
Melissa G. Meyer

Regional GPS Mapping of Storm Enhanced Density
Anthea Coster, John Foster, Phil Erickson, Frederick Rich.

Storm enhanced density: magnetic conjugacy effects
J. C. Foster and W. Rideout

Los avances en la física de la magnetósfera, su dinámica y su acoplamiento con el viento solar e ionosfera fueron realizadas en diferentes frentes. Las observaciones revelaron dinámicas asociadas con la convección del plasma, la aceleración de partículas y el transporte de las mismas. Los avances clave se hicieron sobre los procesos físicos fundamentales subyacentes que gobiernan la dinámica no lineal del sistema, incluyendo la reconexión, interacciones onda-partícula y la turbulencia. Las observaciones y simulaciones de las radicalmente diferentes magnetósferas de Júpiter y Saturno, proporcionaron análisis clave del actual entendimiento y resaltaron una gran variedad de comportamientos exhibidos por los diferentes sistemas.

Estos avances fueron posibles gracias a la combinación de una amplia gama de observaciones en contubernio con teoría, experimentos en laboratorio de plasma y modelos computacionales revolucionarios. Las observaciones críticas fueron proporcionadas por instrumentos en cohetes suborbitales y globos, así como de la extensa red de radares, lidares, cámaras, magnetómetros y riometros. Los instrumentos utilizados fueron observaciones mediante sondas espaciales, y también las enviadas por los satélites de las misiones Cluster, IMAGE, THEMIS y TWINS, así como la información recolectada de satélites que no son propiedad de la NASA.

Referencias

LIDAR

Riometer Data
Antarctic Master Directory

Cluster
ESA Website

IMAGE Science Center
NASA Website

THEMIS Mission
NASA Website

TWINS A & B
NASA Website

Una serie de descubrimientos revolucionarios se hicieron cuando la sonda espacial Voyager se acercó y cruzó el choque de terminación (TS – Termination Shock) y entró en la en la heliofunda en su camino hacia la heliopausa, el límite exterior del dominio del Sol en el Universo. Estas mediciones y resultados del IBEX (Interstellar Boundary Explorer – Explorador del Límite Interestelar) y Cassini han alterado significativamente la comprensión de cómo el Sistema Solar interactúa con el medio interestelar y también han confirmado cuantitativamente una serie de predicciones científicas sobre el límite de la región heliosférica. El TS que es donde el viento solar ya no puede mantener su velocidad supersónica, ya que empuja contra el medio interestelar, siempre había sido aceptado como el conductor de la aceleración del ACR (Anomalous Cosmic Ray – Rayo Cósmico Anómalo), pero cuando las sondas Voyager cruzaron el TS, tampoco encontraron evidencia de que el TS local sea la fuente de los ACR. Actualmente, la fuente de los ACR es un tema de debate científico encarnizado. Además, en consonancia con las predicciones teóricas previas, la mayor parte de la energía del flujo supersónico no caliente el viento solar circundante pero probablemente entre en supra-termales (No medibles con los instrumentos de las Voyager). Las observaciones más recientes pueden indicar la presencia de una región de transición inesperada en la que el flujo del viento solar hacia el exterior, se estanca.

Los mapas ENA (Energetic Neutral Atom – Átomo Energético Neutro) del IBEX y Cassini muestran un “Listón” imprevisto de emisiones de la heliosfera exterior, aparentemente ordenado por el campo magnético interestelar local. Este “listón” evoluciona en escalas de tiempo tan cortas como seis meses, lo que demuestra que la interacción heliosfera / Medio Interestelar es altamente dinámica. El papel del campo magnético interestelar en la conformación de la heliosfera exterior es más fuerte de lo esperado antes de la reciente afluencia de nuevos datos. Los modelos basados en estas observaciones sugieren que el campo magnético interestelar local proporciona la mayor parte de la presión en la nube local. Los resultados inesperados de las Voyager, IBEX y las observaciones de Cassini demostraron lo poco que se sabe acerca de las interacciones de las estrellas con los entornos interestelares.

Referencias

The Heliosphere
NASA Website

Voyagers in the Heliosheath
NASA Website

IBEX Website

IBEX Graphics

Voyager Spacecraft
NASA Website

The Heliosphere
MIT Website

The Termination Shock
Sun | Trek

The Outer Heliosphere: The Next Frontiers
Klaus Sherer, Horst Fichtner, Hans Jörg Fahr & Eckart Marsch

Imaging the three-dimensional wind
Mike Gruntman

Las recientes observaciones de partículas energéticas han producido una serie de sorpresas. El ciclo solar 23 produjo 16 eventos a nivel local en los monitores de neutrones situados en la Tierra, lo que permitió a los investigadores establecer que la mayoría de los grandes eventos SEP (Solar Energetic Particles, Partículas Energéticas Solares) tienen un precedente reciente CME (Coronal Mass Ejection, Expulsión de Masa Coronal) de la misma región activa. Este descubrimiento indica que los eventos más intensos pueden ocasionar la aceleración de partículas en una o varias llamaradas que producen una ‘población de semillas’ de iones energéticos que pueden alcanzar una muy alta energía a través de la aceleración de choque difuso clásico impulsado por la CME. Las mediciones enriquecidas por ACE (Advanced Composition Explorer) de 3He y Fe en muchos eventos SEP son consistentes con lo mencionado. Las observaciones continuas de STEREO, ACE y otras plataformas, así como las misiones Solar Orbiter y Solar Probe Plus proporcionarán mediciones claves en las regiones de origen de estos eventos y los datos sobre su extensión espacial y la compleja dinámica de la aceleración y transporte de los SEP al entorno geoespacial podrán ser revelados.

Referencias

Solar Energetic Particle Production by Coronal Mass Ejection – Driven Shocks in Solar Fast-Wind Regions
S. W. Kahler & D. V. Reames

Possible effect of extreme solar energetic particle events of September–October 1989 on polar stratospheric aerosols: a case study I. A. Mironova & I. G. Usoskin

ACE Website

STEREO Website

Solar Orbiter
ESA Website

Solar Probe Plus
NASA Website

La última década se alcanzó un gran progreso en la comprensión de la estructura y dinámica del viento solar, clave para entender la influencia del Sol en el entorno geoespacial de la Tierra. La imagen conceptual del Ulysses y ACE fue que los orígenes del viento solar lento y rápido se encontraban en regiones bajas y altas del Sol, respectivamente.

El viento solar rápido, lento y transitorio (Asociado con las CMEs) ahora puede identificarse y distinguirse por las firmas de composición iónica (Cargas de estado Fe, Fe/O, O+7, O+6), por los que los orígenes de los ‘paquetes’ de viento solar se pueden identificar directamente de las observaciones in situ. Las expulsiones de masa de la corona (CME) interactúan con estos flujos de viento solar, lo que lleva a las interacciones de flujo dinámico y también a la aceleración de partículas a través de una variedad de procesos. La microestructura del viento solar, presumiblemente relacionada con estructuras en la corona, ahora puede ser analizada con el más poderoso conjunto de observaciones in situ, e incluso en ocasiones, con varias plataformas de observación. La cascada de turbulencia de escalas espaciales cortas y la disipación definitiva son el probable origen de la energía para el calentamiento y expansión del viento solar. Las observaciones y los modelos han producido grandes avances en este tópico. Las anisotropías de temperatura con respecto al campo magnético local del viento solar H+ y He+2, han mostrado ser limitadas por el reflejo y las inestabilidades fire hose (No encontré una traducción adecuada, han de disculpar). Estas observaciones limitan los posibles mecanismos de calentamiento del viento solar. Los científicos también han descubierto que la reconexión magnética entre los dominios adyacentes de campos magnéticos opuestos es omnipresente en el viento solar, pero parece implicar la aceleración de pequeñas partículas cerca de los sitios de reconexión heliosférica (Una sorpresa, teniendo en cuenta la eficiencia de producción de partículas energéticas en las erupciones solares). Inesperadamente, la mayoría de estos sitios de reconexión se han encontrado fuera de la actual ‘página’ heliosférica. Las observaciones también han hecho hincapié en la importancia de las observaciones más cercanas al Sol para mejorar la comprensión de los papeles que desempeñan las ondas, la turbulencia de onda, y la física de reconexión en la conducción dinámica del viento solar.

Referencias

Firehose and Mirror Instabilities

Oblique proton fire hose instability in the expanding solar wind: Hybrid simulations
Petr Hellinger & Pavel M. Trávnícek

Variability of Solar Wind Dynamic Pressure with Solar Wind Parameters During Intense and Severe Storms
B. O. Adebesin, S. O. Ikubanni, J. S. Kayode & B. J. Adekoya

The solar wind and magnetospheric dynamics
Christopher T. Russell

Explanation of Real-Time Solar Wind data dials

Solar wind dynamic pressure and electric field as the main factorscontrolling Saturn’s aurorae
F. J. Crary et al.

Magnetospheric cavity modes driven by solar wind dynamic pressure fluctuations
S. G. Claudepierre

Las llamaradas y CMEs (Coronal Mass Ejection – Expulsión de Masa de la Corona) son las principales fuentes de las partículas energéticas solares (Solar Energetic Particles – SEP) que amenazan a los vuelos espaciales tripulados. Se han logrado avances significativos en la comprensión de como la energía magnética es liberada explosivamente en las llamaradas. La información recolecta por el RHESSI en sus mediciones de espectroscopia de imágenes de rayos – X (HXR) revelaron que los electrones acelerados a menudo contienen aproximadamente el 50% de la energía magnética lanzada en llamaradas e indican que la liberación de energía / aceleración de electrones están asociados con la reconexión magnética. En llamaradas grandes, las imágenes HXR de flamas aceleradas aproximadamente a 30 MeV ion, muestra que esas emisiones se originan a partir de pequeños puntos vinculados a estructuras de bucles magnéticos en lugar de una región más extendida, lo que indica que la aceleración de iones también se relaciona con la reconexión magnética. La energía en > 1 MeV ion y en > 20 keV electrón parece comparable. Por lo tanto, la comprensión de la conversión eficiente de la energía magnética a partículas de las llamaradas de energía es un desafío importante.

Los principales avances también se han hecho en la comprensión de la liberación de energía de fotones de las llamaradas. Por primera vez, se detectaron llamaradas en TSI por el instrumento SOURCE/TIM mostrando que la energía total irradiada y la energía cinética CME puede ser comparable. El instrumento SDO/EVE descubrió una fase tardía EUV en las erupciones retrasadas varios minutos desde el pico de rayos X. Las observaciones globales de EUV por el SDO/AIA y STEREO/EUVI revelaron interacciones de larga distancia “simpáticas” entre los campos magnéticos en las llamaradas, erupciones y CMEs, probablemente debido a las distorsiones del campo magnético de la corona.

La comprensión de cómo se producen y se relacionan los CMEs y las llamaradas también ha progresado. Los perfiles de velocidad de CME inferiores a 4 Rs están en sintonía con la energía liberada por las llamaradas HXR. La estructura del flujo magnético de los modelos de CME es consistente con las observaciones de muchos eventos. Además, los choques producidos por las CMEs rápidas pueden ser identificados en las imágenes del coronógrafo, lo que sugiere que los científicos están cerca de precisar el origen de las SEPs. Alcanzar una capacidad de predicción del espectro energético de las SEP y la variabilidad del transporte es un mayor desafío.

Referencias

Radiación Ionizante
Universidad de Santiago de Compostela

Implantación de iones
Wikipedia

MeV Ion Beam Analysis I: Introduction
Chris Jeynes

RHESSI
NASA Website

SOlar Radiation and Climate Experiment (SORCE)
University of Colorado

SDO Instruments
NASA Website

Solar Dynamics Observatory/EUV Variability Experiment (SDO/EVE)
University of Colorado

Atmospheric Imaging Assembly Investigation Overview
Alan Title

Working with data from the Solar Dynamics Observatory
Daniel Brown, Stephane Regnier, Mike Marsh, & Danielle Bewsher

EUVI: the STEREO-SECCHI extreme ultraviolet imager
Jean-Pierre Wülser et al

STEREO B EUVI 171
iSWA Website

STEREO website

Las nuevas observaciones de la fotósfera y la corona inferior han revelado información importante sobre los mecanismos de calentamiento de la corona, que es, en última instancia, el conductor del viento solar. Las imágenes cromosféricas de alta resolución del Telescopio Óptico Solar Hinode dio a conocer la dinámica implacable y estructuras contorsionadas. Se descubrió un nuevo tipo de espícula (Chorro radial de plasma) que puede desempeñar un papel fundamental en la transferencia de masa y energía a la corona. Las imágenes EUV del Ensamble de Imágenes Atmosféricas (Atmospheric Imaging Assembly) del SDO han puesto de manifiesto que los bucles coronales no pueden estar en un estado de equilibrio como se creía anteriormente. Por otra parte, las firmas de fraccionamiento elemental, idénticas a las de los tranquilos arcos coronales, han sido observadas en el viento solar lento.

La transición de la cromosfera al viento solar se rige por el campo magnético de la corona. Sin embargo, Hinode y SDO pueden medir el campo fotosférico pero no el campo magnético de la corona. Dos avances de la última década prometen llenar este vacío de información: las primeras observaciones se realizaron del campo vectorial cromosférico completo en el disco, y los primeros mapas fueron obtenidos del campo coronal arriba del limbo solar utilizando observaciones basadas en tierra. Otros avances en la medición de la materia coronal son cruciales para la comprensión de los orígenes del viento solar y el conductor de la actividad solar y su impacto sobre el medio ambiente espacial de la Tierra.

Se realizaron progresos significativos hacia alcanzar el cierre entre las teorías/modelos y observaciones. Las primeras simulaciones numéricas magnetohidrodinámicas (MHD, MagnetoHydroDinamic) tridimensional a escala global semi-realistas se llevan a cabo con la resolución espacial suficiente para permitir la comparación con las observaciones modernas (Como se puede ver en la siguiente imagen). El modelado de la cromosfera sin embargo, sigue siendo un reto importante, ya que en esta región la descripción clásica del transporte de energía comienza a romperse y las escalas espaciales dinámicamente importantes no pueden ser resueltas. Las simulaciones numéricas tridimensionales no pueden abordar todos los componentes físicos de escalas mayores que unos cuantos gránulos o un supergránulo, pero muchos de estos desafíos podrán superarse en la próxima década, si se asignan los recursos suficientes para estos esfuerzos.