Ceres (planeta enano)

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Ceres (designación de planeta menor: 1 Ceres) es un planeta enano en el cinturón de asteroides principal entre las órbitas de Marte y Júpiter. Fue el primer asteroide conocido, descubierto el 1 de enero de 1801 por Giuseppe Piazzi en el Observatorio Astronómico de Palermo en Sicilia, y anunciado como un nuevo planeta. Ceres fue clasificado más tarde como asteroide y luego como planeta enano, el único que no se encuentra más allá de la órbita de Neptuno.

El pequeño tamaño de Ceres significa que incluso en su punto más brillante es demasiado tenue para ser visto a simple vista, excepto en cielos extremadamente oscuros. Su magnitud aparente varía de 6,7 a 9,3, y alcanza su máximo en la oposición (cuando está más cerca de la Tierra) una vez cada 15 a 16 meses. Como resultado, sus características superficiales son apenas visibles incluso con los telescopios más potentes, y poco se sabía sobre él hasta que la sonda espacial robótica de la NASA Dawn se acercó a Ceres para su misión orbital en 2015.

Dawn descubrió que la superficie de Ceres era una mezcla de hielo de agua y minerales hidratados como carbonatos y arcilla. Los datos de gravedad sugieren que Ceres está parcialmente diferenciado en un manto/núcleo fangoso (hielo-roca) y una corteza menos densa pero más fuerte que está compuesta como máximo por un treinta por ciento de hielo en volumen. Aunque es probable que Ceres carezca de un océano interno de agua líquida, las salmueras aún fluyen a través del manto exterior y alcanzan la superficie, lo que permite que se formen criovolcanes como Ahuna Mons aproximadamente cada cincuenta millones de años. Esto convierte a Ceres en el cuerpo criovolcánicamente activo más cercano al Sol. Además, Ceres alberga una atmósfera extremadamente tenue y transitoria de vapor de agua, emitida por fuentes localizadas en su superficie.

Historia

Discovery

En los años que transcurrieron entre la aceptación del heliocentrismo en el siglo XVIII y el descubrimiento de Neptuno en 1846, varios astrónomos sostuvieron que las leyes matemáticas predecían la existencia de un planeta oculto o desaparecido entre las órbitas de Marte y Júpiter. En 1596, el astrónomo teórico Johannes Kepler creía que las relaciones entre las órbitas planetarias se ajustarían al «diseño de Dios» sólo con la adición de dos planetas: uno entre Júpiter y Marte y otro entre Venus y Mercurio. Otros teóricos, como Immanuel Kant, se preguntaron si el hueco había sido creado por la gravedad de Júpiter; en 1761, el astrónomo y matemático Johann Heinrich Lambert preguntó: «¿Y quién sabe si ya faltan planetas que se han apartado del vasto espacio entre Marte y Júpiter?». ¿Se aplica entonces a los cuerpos celestes lo mismo que a la Tierra, que los más fuertes irritan a los más débiles, y que Júpiter y Saturno están destinados a saquear para siempre?

En 1772, el astrónomo alemán Johann Elert Bode, citando a Johann Daniel Titius, publicó una fórmula que más tarde se conocería como la ley de Titius-Bode, que parecía predecir las órbitas de los planetas conocidos, salvo por una brecha inexplicable entre Marte y Júpiter. Esta fórmula predecía que debería haber otro planeta con un radio orbital cercano a las 2,8 unidades astronómicas (UA), o 420 millones de kilómetros del Sol. La ley de Titius-Bode ganó más credibilidad con el descubrimiento de Urano por parte de William Herschel en 1781, cerca de la distancia predicha para un planeta más allá de Saturno. En 1800, un grupo encabezado por Franz Xaver von Zach, editor de la revista astronómica alemana Monatliche Correspondenz [de] (Correspondencia mensual), envió solicitudes a veinticuatro astrónomos experimentados, a los que denominó la "policía celestial", pidiéndoles que unieran sus esfuerzos y comenzaran una búsqueda metódica del planeta esperado. Aunque no descubrieron Ceres, más tarde encontraron los asteroides Pallas, Juno y Vesta.

Uno de los astrónomos seleccionados para la búsqueda fue Giuseppe Piazzi, un sacerdote católico de la academia de Palermo, Sicilia. Antes de recibir su invitación para unirse al grupo, Piazzi descubrió Ceres el 1 de enero de 1801. Buscaba "la 87.ª [estrella] del Catálogo de las estrellas zodiacales del señor La Caille", pero descubrió que "estaba precedida por otra". En lugar de una estrella, Piazzi había encontrado un objeto en movimiento parecido a una estrella, que en un principio creyó que era un cometa. Piazzi observó Ceres veinticuatro veces; el último avistamiento se produjo el 11 de febrero de 1801, cuando una enfermedad interrumpió su trabajo. Anunció su descubrimiento el 24 de enero de 1801 en cartas a dos colegas astrónomos, su compatriota Barnaba Oriani, de Milán, y Bode, de Berlín. Piazzi informó que se trataba de un cometa, pero "dado que su movimiento es tan lento y bastante uniforme, se me ha ocurrido varias veces que podría ser algo mejor que un cometa". En abril, Piazzi envió sus observaciones completas a Oriani, Bode y al astrónomo francés Jérôme Lalande. La información se publicó en el número de septiembre de 1801 del Monatliche Correspondenz.

Para entonces, la posición aparente de Ceres había cambiado (debido principalmente al movimiento de la Tierra alrededor del Sol) y estaba demasiado cerca del resplandor del Sol para que otros astrónomos confirmaran las observaciones de Piazzi. Hacia finales de año, Ceres debería haber sido visible de nuevo, pero después de tanto tiempo, era difícil predecir su posición exacta. Para recuperar a Ceres, el matemático Carl Friedrich Gauss, que entonces tenía veinticuatro años, desarrolló un método eficiente de determinación de la órbita. Predijo la trayectoria de Ceres en unas pocas semanas y envió sus resultados a von Zach. El 31 de diciembre de 1801, von Zach y su compañero policía celestial Heinrich W. M. Olbers encontraron a Ceres cerca de la posición predicha y continuaron registrando su posición. A 2,8 UA del Sol, Ceres parecía ajustarse a la ley de Titius-Bode casi a la perfección; Cuando se descubrió Neptuno en 1846, ocho UA más cerca de lo previsto, la mayoría de los astrónomos concluyeron que la ley era una coincidencia.

Los primeros observadores pudieron calcular el tamaño de Ceres con una precisión de un orden de magnitud. Herschel subestimó su diámetro en 260 km (160 mi) en 1802; en 1811, el astrónomo alemán Johann Hieronymus Schröter lo sobreestimó en 2.613 km (1.624 mi). En la década de 1970, la fotometría infrarroja permitió realizar mediciones más precisas de su albedo, y el diámetro de Ceres se determinó con una precisión del diez por ciento de su valor real de 939 km (583 mi).

Nombre y símbolo

El nombre que propuso Piazzi para su descubrimiento fue Ceres Ferdinandea: Ceres en honor a la diosa romana de la agricultura, cuyo hogar terrenal y templo más antiguo se encontraba en Sicilia; y Ferdinandea en honor al monarca y patrón de Piazzi, el rey Fernando III de Sicilia. Este último nombre no fue aceptado por otras naciones y fue descartado. Antes de que von Zach recuperara Ceres en diciembre de 1801, von Zach se refería al planeta como Hera, y Bode lo llamaba Juno. A pesar de las objeciones de Piazzi, esos nombres ganaron popularidad en Alemania antes de que se confirmara la existencia del objeto. Una vez que se confirmó, los astrónomos se decidieron por el nombre de Piazzi.

Las formas adjetivales de Ceres son Cererian y Cererean, ambas pronunciadas. El cerio, un elemento de tierras raras descubierto en 1803, recibió su nombre del planeta enano Ceres.

El antiguo símbolo astronómico de Ceres, todavía utilizado en la astrología, es una hoz, ⚳. La hoz fue uno de los símbolos clásicos de la diosa Ceres y fue sugerida, aparentemente independientemente, por von Zach y Bode en 1802. Es similar en forma al símbolo . (un círculo con una pequeña cruz debajo) del planeta Venus, pero con una ruptura en el círculo. Tenía varias variantes gráficas menores, incluyendo una forma inversa tiposet como 'C' (la carta inicial del nombre CeresCon un signo más. El símbolo de asteroides genéricos de un disco numerado, 1, fue introducido en 1867 y rápidamente se convirtió en la norma.

Clasificación

Ceres (bottom left), the Moon and Earth, shown to scale
Ceres (abajo izquierdo), la Luna y la Tierra, mostrado a escala
Relative sizes of the four largest asteroids. Ceres is furthest left.
Diámetros medios relativos de los cuatro planetas menores más grandes del cinturón de asteroides (plano enano Ceres a la izquierda)
La masa de 1 Ceres (azul) en comparación con otros asteroides grandes: 4 Vesta, 2 Pallas, 10 Hygiea, 704 Interamnia, 15 Eunomia y el resto del Cinturón Principal. La unidad de masa es ×1018 kg.

La categorización de Ceres ha cambiado más de una vez y ha sido objeto de cierto desacuerdo. Bode creía que Ceres era el "planeta perdido" que él había propuesto que existía entre Marte y Júpiter. A Ceres se le asignó un símbolo planetario y permaneció en la lista de planetas en los libros y tablas de astronomía (junto con Palas, Juno y Vesta) durante más de medio siglo.

A medida que se fueron descubriendo otros objetos en las cercanías de Ceres, los astrónomos empezaron a sospechar que se trataba del primero de una nueva clase de objetos. Cuando se descubrió Pallas en 1802, Herschel acuñó el término asteroide ("similar a una estrella") para estos cuerpos, escribiendo que "se parecen tanto a estrellas pequeñas que es difícil distinguirlas de ellas, incluso con telescopios muy buenos". En 1852, Johann Franz Encke, en el Berliner Astronomisches Jahrbuch, declaró que el sistema tradicional de otorgar símbolos planetarios era demasiado engorroso para estos nuevos objetos e introdujo un nuevo método de colocar números antes de sus nombres en orden de descubrimiento. El sistema de numeración comenzó inicialmente con el quinto asteroide, 5 Astraea, como número 1, pero en 1867, Ceres fue adoptado en el nuevo sistema con el nombre 1Ceres.

En la década de 1860, los astrónomos aceptaron ampliamente que existía una diferencia fundamental entre los planetas mayores y los asteroides como Ceres, aunque la palabra "planeta" aún no se había definido con precisión. En la década de 1950, los científicos generalmente dejaron de considerar a la mayoría de los asteroides como planetas, pero Ceres a veces mantuvo su estatus después de eso debido a su complejidad geofísica similar a la de los planetas. Luego, en 2006, el debate en torno a Plutón condujo a reclamos por una definición de "planeta" y la posible reclasificación de Ceres, tal vez incluso su restablecimiento general como planeta. Una propuesta presentada a la Unión Astronómica Internacional (UAI), el organismo mundial responsable de la nomenclatura y clasificación astronómicas, definía un planeta como «un cuerpo celeste que (a) tiene suficiente masa para que su propia gravedad supere las fuerzas de un cuerpo rígido de modo que asuma una forma de equilibrio hidrostático (casi redonda), y (b) está en órbita alrededor de una estrella, y no es ni una estrella ni un satélite de un planeta». Si se hubiera adoptado esta resolución, Ceres habría sido el quinto planeta en orden desde el Sol, pero el 24 de agosto de 2006 la asamblea adoptó el requisito adicional de que un planeta debe haber «despejado el vecindario alrededor de su órbita». Ceres no es un planeta porque no domina su órbita, ya que la comparte con los miles de otros asteroides en el cinturón de asteroides y constituye solo alrededor del cuarenta por ciento de la masa total del cinturón. Los cuerpos que cumplieron con la primera definición propuesta pero no con la segunda, como Ceres, fueron clasificados en cambio como planetas enanos. Los geólogos planetarios todavía suelen ignorar esta definición y consideran que Ceres es un planeta de todos modos.

Ceres es un planeta enano, pero existe cierta confusión sobre si también es un asteroide. Una página web de la NASA afirma que Vesta, el segundo objeto más grande del cinturón, es el asteroide más grande. La IAU ha sido ambigua al respecto, aunque su Centro de Planetas Menores, la organización encargada de catalogar dichos objetos, señala que los planetas enanos pueden tener designaciones duales, y el Diccionario conjunto de la IAU, el USGS y la NASA clasifica a Ceres como asteroide y planeta enano.

Orbit

Orbitos de Ceres (rojo, inclinado) junto con Júpiter y los planetas interiores (blanco y gris). El diagrama superior muestra la órbita de Ceres desde arriba hacia abajo. El diagrama inferior es una vista lateral que muestra la inclinación orbital de Ceres a la eclíptica. Los tonos más ligeros indican por encima de la eclíptica; más oscuro indican abajo.

Ceres sigue una órbita entre Marte y Júpiter, cerca de la mitad del cinturón de asteroides, con un período orbital (año) de 4,6 años terrestres. En comparación con otros planetas y planetas enanos, la órbita de Ceres está moderadamente inclinada con respecto a la de la Tierra; su inclinación (i) es de 10,6°, en comparación con los 7° de Mercurio y los 17° de Plutón. También es ligeramente alargada, con una excentricidad (e) de 0,08, en comparación con los 0,09 de Marte.

Ceres no forma parte de una familia de asteroides, probablemente debido a su gran proporción de hielo, ya que cuerpos más pequeños con la misma composición se habrían sublimado hasta desaparecer a lo largo de la edad del Sistema Solar. En un principio se pensó que era un miembro de la familia Gefion, cuyos miembros comparten elementos orbitales propios similares, lo que sugiere un origen común a través de una colisión de asteroides en el pasado. Más tarde se descubrió que Ceres tenía una composición diferente a la de la familia Gefion y parece ser un intruso, con elementos orbitales similares pero sin un origen común.

Resonancias

Debido a sus pequeñas masas y grandes separaciones, los objetos dentro del cinturón de asteroides rara vez entran en resonancias gravitacionales entre sí. Sin embargo, Ceres es capaz de capturar otros asteroides en resonancias 1:1 temporales (convirtiéndolos en troyanos temporales), por períodos que van desde unos pocos cientos de miles hasta más de dos millones de años. Se han identificado cincuenta objetos de este tipo. Ceres está cerca de una resonancia orbital de movimiento medio 1:1 con Pallas (sus períodos orbitales propios difieren en un 0,2 %), pero no lo suficientemente cerca como para ser significativa en escalas de tiempo astronómicas.

Rotación y inclinación axial

Regiones permanentemente sombreadas capaces de acumular hielo superficial

El período de rotación de Ceres (el día cereriano) es de 9 horas y 4 minutos; el pequeño cráter ecuatorial de Kait ha sido seleccionado como su meridiano principal. Ceres tiene una inclinación axial de 4°, lo suficientemente pequeña como para que sus regiones polares contengan cráteres permanentemente sombreados que se espera que actúen como trampas de frío y acumulen hielo de agua con el tiempo, de manera similar a lo que ocurre en la Luna y Mercurio. Se espera que aproximadamente el 0,14 % de las moléculas de agua liberadas desde la superficie terminen en las trampas, saltando un promedio de tres veces antes de escapar o quedar atrapadas.

Dawn, la primera sonda espacial que orbitó Ceres, determinó que el eje polar norte apunta a una ascensión recta de 19 h 25 m 40,3 s (291,418°), declinación +66° 45' 50' (aproximadamente 1,5 grados de Delta Draconis), lo que significa una inclinación axial de 4°. Esto significa que Ceres actualmente ve poca o ninguna variación estacional en la luz solar según la latitud. La influencia gravitacional de Júpiter y Saturno a lo largo de tres millones de años ha desencadenado cambios cíclicos en la inclinación axial de Ceres, que van desde dos a veinte grados, lo que significa que la variación estacional en la exposición al sol ha ocurrido en el pasado, y se estima que el último período de actividad estacional fue hace 14.000 años. Los cráteres que permanecen en sombra durante los períodos de máxima inclinación axial son los que tienen más probabilidades de retener hielo de agua proveniente de erupciones o impactos cometarios a lo largo de la edad del Sistema Solar.

Geología

Ceres a escalar entre los objetos de masa planetaria del Sistema Solar Interior al lado del Sol, organizados por el orden de sus órbitas hacia fuera desde el Sol (a partir de la izquierda: Mercurio, Venus, la Tierra, la Luna, Marte y Ceres)

Ceres es el asteroide más grande del cinturón principal de asteroides. Ha sido clasificado como asteroide de tipo C o carbonoso y, debido a la presencia de minerales arcillosos, como asteroide de tipo G. Tiene una composición similar, pero no idéntica, a la de los meteoritos de condrita carbonosa. Es un esferoide achatado, con un diámetro ecuatorial un 8% mayor que su diámetro polar. Las mediciones de la sonda espacial Dawn encontraron un diámetro medio de 939,4 km (583,7 mi) y una masa de 9,38×1020 kg. Esto le da a Ceres una densidad de 2,16 g/cm3, lo que sugiere que una cuarta parte de su masa es hielo de agua.

Ceres representa el 40% de la masa estimada de (2394±5)×1018 kg del cinturón de asteroides, y tiene 3+1⁄2 veces la masa del siguiente asteroide, Vesta, pero es solo el 1,3% de la masa de la Luna. Ceres está cerca de estar en equilibrio hidrostático, pero aún no se han explicado algunas desviaciones de la forma de equilibrio. En cualquier caso, Ceres es el único planeta enano ampliamente aceptado con un período orbital menor que el de Neptuno. Los modelos han sugerido que el material rocoso de Ceres está parcialmente diferenciado y que puede poseer un núcleo pequeño, pero los datos también son consistentes con un manto de silicatos hidratados y sin núcleo. Debido a que Dawn carecía de un magnetómetro, no se sabe si Ceres tiene un campo magnético; se cree que no lo tiene. La diferenciación interna de Ceres puede estar relacionada con su falta de un satélite natural, ya que se cree que los satélites de los asteroides del cinturón principal se forman principalmente a partir de disrupciones por colisión, creando una estructura de pila de escombros indiferenciada.

Superficie

Composition

La composición de la superficie de Ceres es homogénea a escala global y es rica en carbonatos y filosilicatos amoniacales alterados por el agua, aunque el hielo de agua en el regolito varía desde aproximadamente el 10% en latitudes polares hasta mucho más seco, incluso sin hielo, en las regiones ecuatoriales.

Los estudios realizados con el telescopio espacial Hubble muestran grafito, azufre y dióxido de azufre en la superficie de Ceres. El grafito es evidentemente el resultado de la erosión espacial en las superficies más antiguas de Ceres; los dos últimos son volátiles en las condiciones cererianas y se esperaría que escaparan rápidamente o se asentaran en trampas frías, por lo que evidentemente están asociados con áreas con actividad geológica relativamente reciente.

Se detectaron compuestos orgánicos en el cráter Ernutet, y la mayor parte de la superficie cercana del planeta es rica en carbono, aproximadamente en un 20% de su masa. El contenido de carbono es más de cinco veces mayor que en los meteoritos de condrita carbonácea analizados en la Tierra. El carbono de la superficie muestra evidencias de estar mezclado con productos de interacciones entre rocas y agua, como arcillas. Esta química sugiere que Ceres se formó en un entorno frío, tal vez fuera de la órbita de Júpiter, y que se acrecentó a partir de materiales ultra ricos en carbono en presencia de agua, lo que podría proporcionar condiciones favorables para la química orgánica.

  • Black-and-white photographic map of Ceres, centred on 180° longitude, with official nomenclature (September 2017)
    Mapa fotográfico blanco y negro de Ceres, centrado en la longitud de 180°, con nomenclatura oficial (septiembre 2017)
  • Ceres, polar regions (November 2015): North (left); south (right). The south pole is in shadow. "Ysolo Mons" has since been renamed "Yamor Mons."[73]
    Ceres, regiones polares (noviembre 2015): Norte (izquierda); sur (derecha). El polo sur está en la sombra. "Ysolo Mons" ha sido renombrado "Yamor Mons".

Craters

Mapa topográfico de Ceres. Los suelos de cráter más bajos (indigo) y los picos más altos (blancos) representan una diferencia de 15 km (10 mi) elevación. "Ysolo Mons" ha sido renombrado "Yamor Mons".

Dawn reveló que Ceres tiene una superficie llena de cráteres, aunque con menos cráteres grandes de lo esperado. Los modelos basados en la formación del cinturón de asteroides actual habían predicho que Ceres debería tener entre diez y quince cráteres de más de 400 km (250 mi) de diámetro. El cráter más grande confirmado en Ceres, Kerwan Basin, tiene 284 km (176 mi) de ancho. La razón más probable para esto es la relajación viscosa de la corteza que lentamente aplana los impactos más grandes.

La región polar norte de Ceres muestra muchos más cráteres que la región ecuatorial, y la región ecuatorial oriental, en particular, tiene relativamente menos cráteres. La frecuencia de tamaño general de los cráteres, de entre veinte y cien kilómetros (10–60 millas), es coherente con su origen en el Bombardeo Pesado Tardío, y los cráteres fuera de las antiguas regiones polares probablemente fueron borrados por el criovulcanismo temprano. Es probable que tres grandes cuencas poco profundas (planitiae) con bordes degradados sean cráteres erosionados. El más grande, Vendimia Planitia, de 800 km (500 millas) de ancho, es también la característica geográfica más grande de Ceres. Dos de los tres tienen concentraciones de amonio superiores a la media.

Dawn observó 4.423 rocas de más de 105 m (344 pies) de diámetro en la superficie de Ceres. Estas rocas probablemente se formaron a través de impactos y se encuentran dentro o cerca de cráteres, aunque no todos los cráteres contienen rocas. Las rocas grandes son más numerosas en latitudes más altas. Las rocas en Ceres son frágiles y se degradan rápidamente debido al estrés térmico (al amanecer y al anochecer, la temperatura de la superficie cambia rápidamente) y los impactos de meteoritos. Se estima que su edad máxima es de 150 millones de años, mucho más corta que la vida útil de las rocas en Vesta.

Características tectónicas

Aunque Ceres carece de tectónica de placas, y la gran mayoría de las características de su superficie están vinculadas a impactos o a actividad criovolcánica, se han identificado tentativamente varias características potencialmente tectónicas en su superficie, en particular en su hemisferio oriental. Las Catenae de Samhain, fracturas lineales a escala kilométrica en la superficie de Ceres, carecen de cualquier vínculo aparente con los impactos y tienen un parecido más fuerte con las cadenas de cráteres de fosas, que son indicativas de fallas normales enterradas. Además, varios cráteres en Ceres tienen pisos fracturados y poco profundos que son compatibles con la intrusión criomagmática.

Cryovolcanism

A smooth-sided mountain rising from a grey surface
Ahuna Mons es un estimado de 5 km (3 mi) de altura en su lado más empinado.
Icy patches against a grey, flat background
Vista simulada de Cerealia y Vinalia Faculae

Ceres tiene una montaña prominente, Ahuna Mons; parece ser un criovolcán y tiene pocos cráteres, lo que sugiere una edad máxima de 240 millones de años. Su campo gravitacional relativamente alto sugiere que es denso y, por lo tanto, está compuesto más de roca que de hielo, y que su ubicación probablemente se deba al diapirismo de una mezcla de partículas de salmuera y silicato de la parte superior del manto. Está aproximadamente en las antípodas de la cuenca de Kerwan. La energía sísmica del impacto que formó Kerwan puede haberse concentrado en el lado opuesto de Ceres, fracturando las capas externas de la corteza y desencadenando el movimiento de criomagma de alta viscosidad (hielo de agua fangosa suavizado por su contenido de sales) hacia la superficie. Kerwan también muestra evidencia de los efectos del agua líquida debido al derretimiento del hielo subterráneo por impacto.

Una simulación por computadora de 2018 sugiere que los criovolcanes en Ceres, una vez formados, retroceden debido a la relajación viscosa a lo largo de varios cientos de millones de años. El equipo identificó 22 características como fuertes candidatos para criovolcanes relajados en la superficie de Ceres. Yamor Mons, un antiguo pico lleno de cráteres de impacto, se parece a Ahuna Mons a pesar de ser mucho más antiguo, debido a que se encuentra en la región polar norte de Ceres, donde las temperaturas más bajas impiden la relajación viscosa de la corteza. Los modelos sugieren que, durante los últimos mil millones de años, se ha formado un criovolcán en Ceres en promedio cada cincuenta millones de años. Las erupciones pueden estar vinculadas a antiguas cuencas de impacto, pero no están distribuidas uniformemente en Ceres. El modelo sugiere que, al contrario de los hallazgos en Ahuna Mons, los criovolcanes cererianos deben estar compuestos de material mucho menos denso que el promedio de la corteza de Ceres, o la relajación viscosa observada no podría ocurrir.

Un número inesperadamente grande de cráteres cererianos tienen fosas centrales, tal vez debido a procesos criovolcánicos; otros tienen picos centrales. Dawn ha observado cientos de puntos brillantes (fáculas), el más brillante en el medio del cráter Occator de 80 km (50 mi). El punto brillante en el centro de Occator se llama Cerealia Facula, y el grupo de puntos brillantes al este, Vinalia Faculae. Occator posee una fosa de 9 a 10 km de ancho, parcialmente llena por una cúpula central. La cúpula es posterior a las fáculas y probablemente se deba a la congelación de un depósito subterráneo, comparable a los pingos en la región ártica de la Tierra. Periódicamente aparece una neblina sobre Cerealia, lo que apoya la hipótesis de que algún tipo de desgasificación o sublimación de hielo formó los puntos brillantes. En marzo de 2016, Dawn encontró evidencia definitiva de hielo de agua en la superficie de Ceres, en el cráter Oxo.

El 9 de diciembre de 2015, los científicos de la NASA informaron que las manchas brillantes en Ceres podrían deberse a un tipo de sal de salmuera evaporada que contiene sulfato de magnesio hexahidratado (MgSO4·6H2O); también se encontró que las manchas estaban asociadas con arcillas ricas en amoníaco. En 2017, se informó que los espectros de infrarrojo cercano de estas áreas brillantes eran consistentes con una gran cantidad de carbonato de sodio (Na
2CO
3) y cantidades más pequeñas de cloruro de amonio (NH
4Cl) o bicarbonato de amonio (NH
4HCO
3). Se ha sugerido que estos materiales se originaron a partir de la cristalización de salmueras que alcanzaron la superficie. En agosto de 2020, la NASA confirmó que Ceres era un cuerpo rico en agua con un profundo depósito de salmuera que se filtró a la superficie en cientos de lugares causando "puntos brillantes", incluidos los del cráter Occator.

Estructura interna

a cutaway image of the interior of Ceres
Modelo de tres capas de la estructura interna de Ceres:
  • corteza exterior gruesa (viz, sales, minerales hidratados)
  • líquido rico en sal ()Brine) y rock
  • "Mantle"

La geología activa de Ceres está impulsada por el hielo y las salmueras. Se estima que el agua lixiviada de la roca posee una salinidad de alrededor del 5 %. En total, Ceres está compuesto aproximadamente por un 50 % de agua en volumen (en comparación con el 0,1 % de la Tierra) y un 73 % de roca en masa.

Los cráteres más grandes de Ceres tienen varios kilómetros de profundidad, lo que no es coherente con una subsuperficie poco profunda y rica en hielo. El hecho de que la superficie haya conservado cráteres de casi 300 km (200 mi) de diámetro indica que la capa más externa de Ceres es aproximadamente 1000 veces más fuerte que el hielo de agua. Esto es coherente con una mezcla de silicatos, sales hidratadas y clatratos de metano, con no más del 30% de hielo de agua por volumen.

Las mediciones de gravedad de Dawn han generado tres modelos que compiten para el interior de Ceres. En el modelo de tres capas, se cree que Ceres consta de una corteza exterior de 40 km (25 mi) de espesor de hielo, sales y minerales hidratados y un "manto" interior fangoso de roca hidratada, como arcillas, separados por una capa de 60 km (37 mi) de una mezcla fangosa de salmuera y roca. No es posible decir si el interior profundo de Ceres contiene líquido o un núcleo de material denso rico en metal, pero la baja densidad central sugiere que puede retener alrededor del 10% de porosidad. Un estudio estimó que las densidades del núcleo y del manto/corteza eran de 2,46-2,90 y de 1,68-1,95 g/cm3 respectivamente, y que el manto y la corteza juntos tenían un espesor de 70-190 km (40-120 mi). Solo se espera una deshidratación parcial (expulsión de hielo) del núcleo, aunque la alta densidad del manto en relación con el hielo de agua refleja su enriquecimiento en silicatos y sales. Es decir, el núcleo (si existe), el manto y la corteza están compuestos de roca y hielo, aunque en diferentes proporciones.

La composición mineral de Ceres se puede determinar (indirectamente) solo en sus 100 km (60 mi) exteriores. La corteza exterior sólida, de 40 km (25 mi) de espesor, es una mezcla de hielo, sales y minerales hidratados. Debajo de ella hay una capa que puede contener una pequeña cantidad de salmuera. Esta se extiende hasta una profundidad de al menos 100 km (60 mi) límite de detección. Se cree que debajo de ella hay un manto dominado por rocas hidratadas como arcillas.

En un modelo de dos capas, Ceres consta de un núcleo de cóndrulos y un manto de hielo mixto y partículas sólidas de tamaño micrométrico (lodo). La sublimación del hielo en la superficie dejaría un depósito de partículas hidratadas de unos veinte metros de espesor. El rango de la extensión de la diferenciación es consistente con los datos, desde un núcleo grande de 360 km (220 mi) de 75% de cóndrulos y 25% de partículas y un manto de 75% de hielo y 25% de partículas, hasta un núcleo pequeño de 85 km (55 mi) compuesto casi en su totalidad de partículas y un manto de 30% de hielo y 70% de partículas. Con un núcleo grande, el límite núcleo-manto debería ser lo suficientemente cálido para que haya bolsas de salmuera. Con un núcleo pequeño, el manto debería permanecer líquido por debajo de los 110 km (68 mi). En este último caso, una congelación del 2% del depósito de líquido comprimiría el líquido lo suficiente como para obligarlo a subir una parte a la superficie, lo que produciría criovulcanismo.

Un segundo modelo de dos capas sugiere una diferenciación parcial de Ceres en una corteza rica en volátiles y un manto más denso de silicatos hidratados. Se puede calcular un rango de densidades para la corteza y el manto a partir de los tipos de meteoritos que se cree que impactaron en Ceres. Con meteoritos de clase CI (densidad 2,46 g/cm3), la corteza tendría aproximadamente 70 km (40 mi) de espesor y una densidad de 1,68 g/cm3; con meteoritos de clase CM (densidad 2,9 g/cm3), la corteza tendría aproximadamente 190 km (120 mi) de espesor y una densidad de 1,9 g/cm3. El modelo de mejor ajuste arroja una corteza de aproximadamente 40 km (25 mi) de espesor con una densidad de aproximadamente 1,25 g/cm3 y una densidad de manto/núcleo de aproximadamente 2,4 g/cm3.

Atmósfera

En 2017, la sonda Dawn confirmó que Ceres tiene una atmósfera transitoria de vapor de agua. Los indicios de una atmósfera habían aparecido a principios de 2014, cuando el Observatorio Espacial Herschel detectó fuentes localizadas de vapor de agua en latitudes medias en Ceres, de no más de 60 km (40 mi) de diámetro, cada una de las cuales emite aproximadamente 1026 moléculas (3 kg) de agua por segundo. El Observatorio Keck visualizó en el infrarrojo cercano dos regiones de fuentes potenciales, denominadas Piazzi (123°E, 21°N) y Región A (231°E, 23°N), como áreas oscuras (la Región A también tiene un centro brillante). Los posibles mecanismos de liberación de vapor son la sublimación de aproximadamente 0,6 km2 (0,2 millas cuadradas) de hielo superficial expuesto, erupciones criovolcánicas resultantes del calor interno radiogénico o la presurización de un océano subterráneo debido al engrosamiento de una capa de hielo suprayacente. En 2015, David Jewitt incluyó a Ceres en su lista de asteroides activos. El hielo de agua superficial es inestable a distancias inferiores a 5 UA del Sol, por lo que se espera que sublime si se expone directamente a la radiación solar. La emisión de protones de las erupciones solares y las eyecciones de masa coronal pueden hacer estallar parches de hielo expuestos en la superficie, lo que lleva a una correlación positiva entre las detecciones de vapor de agua y la actividad solar. El hielo de agua puede migrar desde las capas profundas de Ceres a la superficie, pero escapa en poco tiempo. Se esperaría que la sublimación de la superficie fuera menor cuando Ceres está más lejos del Sol en su órbita, y las emisiones alimentadas internamente no deberían verse afectadas por su posición orbital. Los datos limitados disponibles hasta el momento sugerían una sublimación de tipo cometario, pero la evidencia de Dawn sugiere que la actividad geológica podría ser al menos parcialmente responsable.

Estudios realizados con el detector de rayos gamma y neutrones (GRaND) de Dawn revelan que Ceres acelera los electrones del viento solar; la hipótesis más aceptada es que estos electrones están siendo acelerados por colisiones entre el viento solar y una exosfera de vapor de agua tenue. Los choques de arco como estos también podrían explicarse por un campo magnético transitorio, pero esto se considera menos probable, ya que no se cree que el interior de Ceres sea lo suficientemente conductor de electricidad. La delgada exosfera de Ceres se repone continuamente mediante la exposición de parches de hielo de agua por impactos, la difusión del hielo de agua a través de la corteza de hielo porosa y la pulverización de protones durante la actividad solar. La tasa de esta difusión de vapor aumenta con el tamaño del grano y se ve muy afectada por un manto de polvo global que consiste en un agregado de partículas de aproximadamente 1 micrón. La reposición exosférica solo por sublimación es muy pequeña, y la tasa de desgasificación actual es de solo 0,003 kg/s. Se han intentado varios modelos de una exosfera existente, incluidos modelos numéricos de trayectoria balística, DSMC y de casquete polar. Los resultados mostraron una vida media de agua en la exosfera de 7 horas a partir del modelo de trayectoria balística, una tasa de desgasificación de 6 kg/s con una atmósfera ópticamente delgada sostenida durante decenas de días utilizando un modelo DSMC y casquetes polares estacionales formados a partir del suministro de agua a la exosfera utilizando el modelo de casquete polar. La movilidad de las moléculas de agua dentro de la exosfera está dominada por saltos balísticos acoplados a la interacción de la superficie, sin embargo se sabe menos sobre las interacciones directas con los regolitos planetarios.

Origen y evolución

Ceres es un protoplaneta superviviente que se formó hace 4.560 millones de años; junto con Pallas y Vesta, uno de los tres únicos que quedan en el Sistema Solar interior, mientras que el resto se fusionaron para formar planetas terrestres, se desintegraron en colisiones o fueron expulsados por Júpiter. A pesar de la ubicación actual de Ceres, su composición no es consistente con su formación dentro del cinturón de asteroides. Parece más bien que se formó entre las órbitas de Júpiter y Saturno, y fue desviado hacia el cinturón de asteroides cuando Júpiter migró hacia el exterior. El descubrimiento de sales de amonio en el cráter Occator apoya un origen en el Sistema Solar exterior, ya que el amoníaco es mucho más abundante en esa región.

La evolución geológica temprana de Ceres dependió de las fuentes de calor disponibles durante y después de su formación: la energía de impacto de la acreción planetesimal y la descomposición de radionucleidos (posiblemente incluidos radionucleidos extintos de vida corta como el aluminio-26). Esto puede haber sido suficiente para permitir que Ceres se diferenciara en un núcleo rocoso y un manto helado, o incluso un océano de agua líquida, poco después de su formación. Este océano debería haber dejado una capa helada debajo de la superficie al congelarse. El hecho de que Dawn no haya encontrado evidencia de tal capa sugiere que la corteza original de Ceres fue destruida al menos parcialmente por impactos posteriores que mezclaron completamente el hielo con las sales y el material rico en silicatos del antiguo fondo marino y el material debajo.

Ceres posee sorprendentemente pocos cráteres grandes, lo que sugiere que la relajación viscosa y el criovulcanismo han borrado las características geológicas más antiguas. La presencia de arcillas y carbonatos requiere reacciones químicas a temperaturas superiores a 50 °C, lo que coincide con la actividad hidrotermal.

Con el tiempo se ha vuelto considerablemente menos activo geológicamente, con una superficie dominada por cráteres de impacto; sin embargo, la evidencia de Dawn revela que los procesos internos han continuado esculpiendo la superficie de Ceres en un grado significativo, contrariamente a las predicciones de que el pequeño tamaño de Ceres habría cesado la actividad geológica interna en etapas tempranas de su historia.

Habitabilidad

a polar image of Ceres showing dark blue across the northern hemisphere
Concentración de hidrógeno (azul) en el metro superior del reliquia indicando presencia de hielo de agua

Aunque no se habla tanto de Ceres como de un posible hogar para la vida extraterrestre microbiana como Marte, Europa, Encélado o Titán, es el cuerpo con más agua del Sistema Solar interior después de la Tierra, y las probables bolsas de salmuera bajo su superficie podrían proporcionar hábitats para la vida. A diferencia de Europa o Encélado, no sufre calentamiento por mareas, pero está lo suficientemente cerca del Sol y contiene suficientes isótopos radiactivos de larga duración como para conservar agua líquida en su subsuelo durante períodos prolongados. La detección remota de compuestos orgánicos y la presencia de agua mezclada con un 20% de carbono en masa en su superficie cercana podrían proporcionar condiciones favorables para la química orgánica. De los elementos bioquímicos, Ceres es rico en carbono, hidrógeno, oxígeno y nitrógeno, pero aún no se ha detectado fósforo, y el azufre, a pesar de haber sido sugerido por las observaciones ultravioleta del Hubble, no fue detectado por Dawn.

Observación y exploración

Observación

a brown fuzzy sphere with some blurry bright and dark spots
Una imagen Hubble mejorada de Ceres, la mejor adquirida por un telescopio, tomada en 2004

Cuando está en oposición cerca de su perihelio, Ceres puede alcanzar una magnitud aparente de +6,7. Esta luz es demasiado tenue para ser visible a simple vista, pero en condiciones ideales, los ojos más agudos pueden ser capaces de verla. Vesta es el único otro asteroide que puede alcanzar regularmente una magnitud de brillo similar, mientras que Pallas y 7 Iris lo hacen solo cuando están en oposición y cerca del perihelio. Cuando está en conjunción, Ceres tiene una magnitud de alrededor de +9,3, que corresponde a los objetos más débiles visibles con binoculares 10x50; por lo tanto, se puede ver con estos binoculares en un cielo nocturno naturalmente oscuro y claro alrededor de la luna nueva.

El 13 de noviembre de 1984 se observó una ocultación de la estrella BD+8°471 por parte de Ceres en México, Florida y el Caribe, lo que permitió realizar mejores mediciones de su tamaño, forma y albedo. El 25 de junio de 1995, el Hubble obtuvo imágenes ultravioleta de Ceres con una resolución de 50 km (30 mi). En 2002, el Observatorio Keck obtuvo imágenes infrarrojas con una resolución de 30 km (20 mi) utilizando óptica adaptativa.

Antes de la misión Dawn, sólo se habían detectado de forma inequívoca unas pocas características superficiales en Ceres. Las imágenes ultravioleta de alta resolución del Hubble de 1995 mostraban una mancha oscura en su superficie, apodada "Piazzi" en honor al descubridor de Ceres. Se pensaba que era un cráter. Las imágenes en luz visible de una rotación completa tomadas por el Hubble en 2003 y 2004 mostraban once características superficiales reconocibles, cuya naturaleza no se había determinado. Una de ellas correspondía a la característica de Piazzi. Las imágenes en el infrarrojo cercano de una rotación completa, tomadas con óptica adaptativa por el Observatorio Keck en 2012, mostraban características brillantes y oscuras que se movían con la rotación de Ceres. Dos características oscuras eran circulares y se presumía que eran cráteres; se observó que una tenía una región central brillante y la otra se identificó como la característica de Piazzi. Dawn finalmente reveló que Piazzi era una región oscura en el medio de Vendimia Planitia, cerca del cráter Dantu, y que la otra formación oscura estaba dentro de Hanami Planitia y cerca del cráter Occator.

Misión Dawn

A great pink ellipse forms around a small green dot, which slowly gets surrounded by a mattte pink halo.
Animación de Dawn's trayectoria alrededor de Ceres del 1 de febrero de 2015 al 1 de febrero de 2025
Dawn · Ceres
Dawn seen ion drive firing
La concepción del artista de la nave espacial Dawn

A principios de los años 90, la NASA inició el Programa Discovery, que pretendía ser una serie de misiones científicas de bajo coste. En 1996, el equipo de estudio del programa propuso una misión de alta prioridad para explorar el cinturón de asteroides utilizando una nave espacial con un motor de iones. La financiación siguió siendo problemática durante casi una década, pero en 2004, el vehículo Dawn pasó su revisión crítica de diseño.

Dawn, la primera misión espacial que visitó Vesta o Ceres, se lanzó el 27 de septiembre de 2007. El 3 de mayo de 2011, Dawn obtuvo su primera imagen de orientación a 1.200.000 km (750.000 mi) de Vesta. Después de orbitar Vesta durante trece meses, Dawn utilizó su motor iónico para despegar hacia Ceres, y la captura gravitacional se produjo el 6 de marzo de 2015 a una separación de 61.000 km (38.000 mi), cuatro meses antes del sobrevuelo de Plutón de la New Horizons.

La instrumentación de la nave espacial incluía una cámara de encuadre, un espectrómetro visual e infrarrojo y un detector de rayos gamma y neutrones. Estos instrumentos examinaron la forma y la composición elemental de Ceres. El 13 de enero de 2015, cuando Dawn se aproximaba a Ceres, la nave espacial tomó sus primeras imágenes con una resolución cercana a la del Hubble, revelando cráteres de impacto y una pequeña mancha de alto albedo en la superficie. Se llevaron a cabo sesiones de imágenes adicionales, con una resolución cada vez mejor, entre febrero y abril.

El perfil de la misión de Dawn' requería que estudiara Ceres desde una serie de órbitas polares circulares a altitudes cada vez más bajas. Entró en su primera órbita de observación ("RC3") alrededor de Ceres a una altitud de 13.500 km (8.400 mi) el 23 de abril de 2015, permaneciendo solo una órbita (15 días). La nave espacial redujo su distancia orbital a 4.400 km (2.700 mi) para su segunda órbita de observación ("exploración") durante tres semanas, luego a 1.470 km (910 mi) ("HAMO;" órbita de mapeo de gran altitud) durante dos meses y luego a su órbita final a 375 km (233 mi) ("LAMO;" órbita de mapeo de baja altitud) durante al menos tres meses. En octubre de 2015, la NASA publicó un retrato en color real de Ceres hecho por Dawn. En 2017, la misión de Dawn se extendió para realizar una serie de órbitas más cercanas alrededor de Ceres hasta que se agotó la hidracina utilizada para mantener su órbita.

Dawn pronto descubrió evidencia de criovulcanismo. Dos puntos brillantes distintos (o características de alto albedo) dentro de un cráter (diferentes de los puntos brillantes observados en imágenes anteriores del Hubble) fueron vistos en una imagen del 19 de febrero de 2015, lo que llevó a especular sobre un posible origen criovolcánico o desgasificación. El 2 de septiembre de 2016, los científicos del equipo de Dawn argumentaron en un artículo de Science que Ahuna Mons era la evidencia más sólida hasta el momento de características criovolcánicas en Ceres. El 11 de mayo de 2015, la NASA publicó una imagen de mayor resolución que mostraba que las manchas estaban compuestas de múltiples puntos más pequeños. El 9 de diciembre de 2015, los científicos de la NASA informaron que las manchas brillantes en Ceres pueden estar relacionadas con un tipo de sal, particularmente una forma de salmuera que contiene sulfato de magnesio hexahidratado (MgSO4·6H2O); También se encontró que las manchas estaban asociadas con arcillas ricas en amoníaco. En junio de 2016, se encontró que los espectros de infrarrojo cercano de estas áreas brillantes eran consistentes con una gran cantidad de carbonato de sodio (Na
2CO
3), lo que implica que la actividad geológica reciente probablemente estuvo involucrada en la creación de los puntos brillantes.

De junio a octubre de 2018, la sonda Dawn orbitó Ceres desde una distancia de 35 km (22 mi) hasta 4000 km (2500 mi). La misión Dawn finalizó el 1 de noviembre de 2018 después de que la nave espacial se quedara sin combustible.

Misiones futuras

En 2020, un equipo de la ESA propuso el concepto de la Misión Calathus, una misión de seguimiento al cráter Occator, para traer de regreso a la Tierra una muestra de las brillantes fáculas carbonatadas y de los compuestos orgánicos oscuros. La Agencia Espacial China está diseñando una misión de retorno de muestras desde Ceres que se llevaría a cabo durante la década de 2020.

Véase también

  • Lista de asteroides excepcionales
  • Lista de objetos del Sistema Solar por tamaño
  • Lista de planetas anteriores

Notas

  1. ^ a b c d Calculado basado en parámetros conocidos:
    • Superficie: 4πr2
    • Gravedad superficial: ⁠MM/r2⁠
    • Velocidad de escape: √⁠2GM/r⁠
    • Velocidad de rotación: ⁠período de rotación/circunferencia⁠
  2. ^ El valor dado para Ceres es el momento medio de la inercia, que se cree que representa mejor su estructura interior que el momento polar de la inercia, debido a su alto aplanamiento polar.
  3. ^ En 1807 Klaproth intentó cambiar el nombre del elemento a cererium, para evitar confusión con la raíz cēra"wax" Cerebro, 'waxy'), pero no se puso al día.
  4. ^ Esta tasa de emisión es modesta en comparación con las calculadas para las ciruelas de enceladus (un cuerpo más pequeño) y Europa (un cuerpo más grande), 200 kg/s y 7000 kg/s, respectivamente.

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  • Modelo 3D de Ceres – NASA
  • Ceres de destino:Desayuno en Dawn – NASA
  • Página de inicio de la misión Dawn en JPL
  • Simulación de la órbita de Ceres
  • Google Ceres 3D, mapa interactivo del planeta enano
  • Cómo Gauss determinó la órbita de Ceres Archivado 14 abril 2008 en la Máquina Wayback de keplersdiscovery.com
  • Animated reprojected colourised map of Ceres (22 de febrero de 2015)
  • Video (3:34): Ceres "Bright Spots" – Misterio resuelto (10 agosto 2020) en YouTube
  • Modelo de relieve giratorio de Ceres por Seán Doran (alrededor del 60% de la rotación completa; comienza con Occator a mitad del centro)
  • Ceres (plano enano) en AstDyS-2, Asteroides-- Dinámica dinámica Sitio
    • Ephemeris · Predicción de observación · Orbital info · Elementos adecuados · Información de observación
  • Ceres en el JPL Small-Body Database Edit this at Wikidata
    • Enfoque cercano · Discovery · Ephemeris · diagrama de órbita · Elementos orbitales · Parámetros físicos
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