4.5 Accommodating fNIRS Research and Development
4.5.3 Generating Synthetic Data
A finales del siglo XVIII se detectó una regularidad aparente en el espaciado de los planetas, con excepción de la región entre Marte y Júpiter, en el límite entre los planetas internos y externos. De acuerdo con esta regularidad, allí debía existir un planeta importante pero, en su lugar, sólo hay un cinturón de miles de asteroides. Es probable que la atracción gravitatoria del Sol, por un lado, y del gigantesco Júpiter, por otro, haya impedido la condensación y acumulación de materia en la zona entre Marte y Júpiter. En su lugar, se encuentran unos cuerpos, los
asteroides o planetoides, con un diámetro inferior a 1000 kilómetros. Se calcula que existen
unos 40.000 asteroides en el Sistema Solar. A los cuerpos de dimensiones más reducidas se les denomina meteoritos. Una hipótesis para explicar la existencia de estos cuerpos es que se trata de restos de un planeta que no llegó a formarse.
El descubrimiento de hielo en los asteroides fortalece el punto de vista de que ellos suministraron agua a la Tierra.
En un asteroide que gira alrededor del Sol, entre Marte y Júpiter, se descubrió, por primera vez que en la superficie de un asteroide había agua, en forma de hielo, y componentes orgánicos.
Evolucion del Mundo y la Vida
Este hecho apoya la noción de que los asteroides pudieron haber suministrado a la Tierra primitiva agua para sus océanos y compuestos prebióticos que permitieron el desarrollo de la vida.
Se cree, aunque con grandes incertidumbres, que la existencia de los cometas, que parecen ser aglomerados de hielo y polvo, provenientes de los confines del Sistema Solar, se debe a procesos similares a los de la formación de los planetas. Probablemente, al final de la captación de materia, cuando la nebulosa solar alcanzó su radio máximo, unos 90.000 millones de kilómetros, sus capas externas se enfriaron rápidamente, de forma tal que el vapor de agua y otros gases se condensaron formando granos de hielo y otros sólidos. Estos, a continuación, formaron conglomerados de unos cuantos kilómetros, que todavía existen y que giran lentamente alrededor del Sistema Solar. Las mutuas colisiones y perturbaciones, incluyendo la influencia de estrellas que pasaran cerca, debieron estirar, unas cien veces, esta nube y desparramar su contenido sobre una capa esférica situada alrededor del sistema planetario.
La Luna
Con base en los datos aportados por los 382 kilogramos de rocas recogidas en seis sitios diferentes de la Luna y traídas a la Tierra, dentro del proyecto Apolo, se realizó en Kona, Hawai, en 1984, un congreso internacional para discutir las teorías sobre el surgimiento de nuestro satélite natural. Al final, se impuso la teoría del impacto gigantesco: mientras la Tierra estaba creciendo, el impacto de un gran proyectil, del tamaño de Marte, ocasionó la vaporización de la roca que orbitó alrededor de la Tierra. Estos pequeños cuerpos se agruparon y formaron la Luna. La cantidad de materia que el golpe del impacto le arrancó a la Tierra fue considerable: la masa de la Luna es 1/81 de la masa de la Tierra, un valor muy alto para un satélite y un caso único en el Sistema Solar.
La agrupación de los pequeños cuerpos fue tan rápida que el calor generado por el proceso fundió la parte externa de la naciente luna y formó un océano global de roca líquida o magma. La corteza lunar se formó de los minerales de baja densidad que flotaron en la superficie de este océano de magma. A continuación, la corteza sufrió el impacto violento de cometas, asteroides y meteoritos. Algunos de los objetos que golpearon la superficie lunar fueron tan enormes que dejaron cráteres de más de 2.000 kilómetros de diámetro. Muchos cráteres se llenaron, durante los siguientes 300 a 400 millones de años, con lava basáltica, rica en hierro. Con el tiempo, el bombardeó cesó, con impactos que cada vez fueron menos frecuentes y menos potentes. Desde entonces, poco ha ocurrido en la Luna. Terminó el fuego de
los volcanes y la única actividad ha sido la formación ocasional de un cráter de impacto, la caída constante de meteoritos y el descenso de contadas naves espaciales, algunas con astronautas. Las muestras lunares pusieron de manifiesto que la Luna y la Tierra tenían cantidades parecidas de los isótopos de oxígeno, lo cual indica un parentesco estrecho. Si la Luna se hubiera formado en otra parte del Sistema Solar su oxígeno probablemente hubiera tenido una composición isotópica diferente a la de la Tierra. La datación isotópica también puso de manifiesto que la Luna se formó al mismo tiempo que la Tierra, hace 4.500 millones de años. Alrededor de la Tierra habrían vagado numerosos cuerpos grandes, algunos del tamaño de Marte. La Tierra debió chocar con uno de ellos, a consecuencia de lo cual parte de los residuos fue puesto en órbita, ofreciendo así la materia prima de la Luna que se formó, sobre todo, a partir del cuerpo que se estrelló.
La Luna está seca por el incalculable calor que se produjo durante la colisión; las altas temperatura evaporaron el agua y las demás sustancias volátiles. El proyectil tuvo que golpear a la Tierra lateralmente, a una cierta distancia del eje central. Un impacto de este tipo habría acelerado la rotación de la Tierra hasta su valor actual. Los choques de esa índole son consecuencias naturales de la formación de los planetas; la composición de Mercurio y la gran inclinación de Urano se explican hoy mediante impactos gigantescos.
El estudio de la Luna, el primer objeto explorado por una nave espacial y el único visitado por los humanos es importante porque su superficie ha permanecido relativamente inalterada durante los últimos 3.000 millones de años, lo cual puede ayudar a entender cómo se formaron y desarrollaron los planetas rocosos internos: Mercurio, Venus, Marte y especialmente la Tierra.
Exoplanetas
En el siglo XVI, el filósofo italiano Giordano Bruno afirmó que el Sol era una estrella como cualquier otra y, por lo tanto, era posible que las demás estrellas estuvieran también orbitadas por planetas. Estas afirmaciones y otras similares le merecieron ser quemado en la hoguera por hereje.
El primer planeta por fuera del sistema solar o exoplaneta se detectó en 1995, midiendo los efectos gravitacionales que provocaba sobre su estrella y se denominó 51Pegasi. Es un planeta con una masa mayor que la de Júpiter que gira bastante cercano a su estrella. La mayoría
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de los exoplanetas descubiertos son similares, es decir, gigantes gaseosos con una masa mayor que la del planeta Júpiter, con órbitas muy cercanas a su estrella y períodos orbitales muy cortos. Más recientemente, se encontraron también estrellas alrededor de las cuales giran dos o más planetas. La Sonda Kepler, puesta en órbita por la NASA, en 2009, detectó más de 400 exoplanetas con dimensiones entre las de Neptuno y la Tierra. Sumando este descubrimiento a los anteriores, el número de exoplanetas descubiertos, hasta finales de 2014, se acercaba a los 1.800.
Comparados con las estrellas que orbitan, los planetas son fuentes muy tenues de luz por lo cual, de manera directa, solo unos pocos planetas extrasolares, muy grandes y brillantes se han podido detectar directamente. En la gran mayoría de los casos, los astrónomos han encontrado los exoplanetas, de manera indirecta, aplicando las técnicas de “bamboleo” o de “tránsito”.
En el método de “bamboleo”, cuando un planeta orbita una estrella, su gravedad hala, muy ligeramente, a su estrella parental. Analizando el espectro de luz procedente de la estrella, los astrónomos pueden medir cambios en la velocidad relativa de la estrella, hasta de un metro por segundo y, aún menos. Las variaciones periódicas revelan la presencia de un planeta.
En el método de “tránsito”, si la órbita de un planeta cruza la línea de luz entre su estrella parental y la Tierra, la luz recibida desde la estrella variará ligeramente, de forma similar a como un eclipse lunar disminuye la luz proveniente del Sol. Un planeta del tamaño de Júpiter, disminuye la luz proveniente de la estrella en un uno por ciento; para un planeta del tamaño de la Tierra, la disminución es del orden del 0.01 por ciento, un cambio que alcanza a ser detectado por el telescopio espacial Kepler.
La extensión en la cual un planeta disminuye la luz de la estrella parental es un indicativo del diámetro del planeta. Si se mide también el bamboleo, se puede disponer de la masa y el diámetro y, a partir de allí, calcular la densidad promedio. Si la densidad es alta, se trata de un planeta rocoso, como la Tierra. Si la órbita del planeta es muy cercana a la de la estrella –su año es menor que un día terrestre- su superficie debe permanecer constantemente fundida. De acuerdo con los datos recogidos hasta el momento, ninguno de los exoplanetas detectados es como el nuestro.
Un planeta rocoso debe comenzar como una mezcla de material fundido y caliente e ir irradiando calor al espacio.
En la actualidad, los científicos se inclinan a creer que la gran mayoría de las estrellas, si no todas, tienen su propio sistema planetario y no se puede descartar que haya vestigios de vida en, por lo menos, alguno de ellos.
Los astrónomos consideran que si se logra detectar oxígeno en la atmósfera de un exoplaneta es un indicio de que en ese astro existe vida pues el oxígeno es muy reactivo y se combina con todos los metales por lo cual rápidamente se acabaría a no ser que existan, sobre la superficie del exoplaneta, organismos vivos que repongan el oxígeno consumido, tal como sucede en la Tierra con las plantas.