Instituto de Astronomía
Instituto de Geofísica
Instituto de Geología
Adame Lucia Villanueva
Instituto de Astronomía, UNAM
Discos en transición alrededor de enanas cafés jóvenes
Las enanas cafés son objetos subestelares, cuya masa es insuficiente para iniciar el quemado estable de hidrógeno en su interior. A pesar de ello, independientemente de su mecanismo de formación, comparten una característica con las estrellas jóvenes: poseen discos de polvo a su alrededor. Usando modelos de estructura vertical detallada de discos de acreción circunestelares, conjuntamente con observaciones del Telescopio Espacial Spitzer, hemos encontrado dos posibles discos en transición alrededor de enanas cafés jóvenes. En ellos, algún mecanismo está limpiando de polvo sus regiones más internas. Esto podría ser un indicio del posible comienzo de la formación "planetaria" alrededor de dichas enanas cafés. De ser así, la formación de sistemas planetarios no estaría restringida a ocurrir exclusivamente en discos circunestelares, sino también en los discos alrededor de enanas cafés.
Benet Luis F y O. Merlo
Instituto de Ciencias Físicas
Estructura de anillos planetarios delgados: Preguntas y resultados a partir del enfoque de dispersión
En este trabajo haré una breve revisión de las observaciones recientes y preguntas abiertas relacionadas con la estructura de los anillos planetarios delgados. En particular me enfocaré en el caracter excéntrico de estos anillos así como a la aparición de múltiples componentes y de arcos o parches. Describiré el enfoque de la dispersión y mostraré con un ejemplo sencillo cómo aparecen dichas propiedades estructurales a partir de las propiedades topológicas del espacio fase (no acotado). Se presentarán extensiones a situaciones más realistas incluyendo resultados recientes con interaciones entre las partículas del anillo.
Blanco Xochitl Cano
Instituto de Geofísica, UNAM
Interacción del viento solar con planetas magnetizados
Las regiones de interacción del viento solar con magnetosferas planetarias son más complicadas de lo que originalmente se pensaba. Esto se debe a que en ellas ocurren feómenos cinticos que afectan las características globales del entorno. En particular, la presencia de un choque astrofsíco en un plasma sin colisiones requiere que los procesos de disipación ocurran a través de interacciones onda-partícula por lo que entender las características de las ondas que permean el antechoque es fundamental.
En esta plática presentaremos resultados obtenidos mediante el uso de simulaciones híbridas globales, en las cuales los iones son tratados como partículas y los electrones se modelan como un fluido. Las características de esta aproximación nos permiten estudiar la microfísica del problema, así como las propiedades macroscópicas del sistema. Nos concentramos en el estudio de ondas y cavidades (origen, evolución) en el antechoque y comparamos resultados tericos con datos observados in situ cerca de la Tierra.
Cedillo Yolanda
Instituto de Geofísica, UNAM
Los barrancos marcianos, posible mecanismo de formación
Los barrancos marcianos han generado controversia desde que fueron descubiertos en las imágenes enviadas por la nave Mars Global Surveyor en al año 2000. Desde entonces se han propuesto varios mecanismos para intentar explicar su origen. Las teorías básicamente proponen que un liquido (H2O o CO2) o material seco (flujos granulares finos) han modelado estos barrancos. A partir de estas teorías se han generado variantes, algunas teorías proponen que los líquidos en cuestión provienen de reservorios profundos o someros y cuando son expulsados a la superficie cavan los barrancos. Sin embargo, dadas las condiciones de baja presión atmosférica y muy bajas temperaturas del planeta Marte es difícil considerar la existencia actual o reciente de estas substancias líquidas en la superficie.
Presentamos un nuevo modelo en el que interviene la fluidización gaseosa del CO2, para explicar el origen de estos barrancos. Con este modelo se propone que únicamente procesos externos (superficiales) intervienen en la formación de estos rasgos geomorfológicos. Consideramos que la dinámica de inicio de los barrancos está poco entendida aún y ninguno de los modelos, anteriormente propuestos, explica totalmente su origen.
Para el análisis de los barrancos utilizamos imágenes obtenidas por tres misiones espaciales norteamericanas:
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Misiones
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Instrumentos
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Mars Global Surveyor MOC |
MOC (Mars Orbiter Camera) |
Mars Odyssey Mission |
THEMIS (Termal Emisión Imaging System) |
Mars Reconnaissance |
HiRISE (High Resolution Imaging Science |
Seleccionamos sitios con diferentes latitud, longitud y altitud, con la finalidad de reconocer si existe dependencia de la formación de barrancos con estos parámetros, o con su orientación y con las condiciones climáticas marcianas. Realizamos experimentos que nos permiten comparar los posibles mecanismos de formación de estos rasgos. También comparamos los barrancos marcianos con barrancos terrestres ubicados en el Volcán de Toluca, y encontramos analogías en cuanto a la red de drenaje, la forma y la longitud de los mismos.
Cervantes de la Cruz Karina Elizabeth¹,
Ortega Gutiérrez Fernando²,
Reyes Salas Adela Margarita² y Linares López Carlos³
(1)Posgrado en Ciencias de la Tierra, (2)Instituto de Geología, (3)Instituto de Geofísica
Termometría de los condros de la meteorita ordinaria Nuevo Mercurio H5, México
El metamorfismo en condritas se mide principalmente por la homogeneidad de los olivinos y piroxenos de la muestra y con base en esto se separan seis tipos petrológicos. Aunque se han propuesto rangos de temperatura para cada tipo petrológico, existen evidencias que los tipos 4-6 pueden alcanzar una temperatura máxima de metamorfismo similar. Para condritas ordinarias con metamorfismo de tipo 6, la temperatura máxima de metamorfismo es fácil de obtener dado el equilibrio alcanzado por sus fases minerales, sin embargo en los tipos 4 y 5 el rango de temperaturas registradas es muy amplio y confuso. Pero por medio de una interpretación adecuada, la información proporcionada por estas meteoritas es la más amplia ya que abarca desde la formación de condros hasta su evolución en un cuerpo parental.
En este trabajo se reconstruye la historia termal de los condros de la meteorita Nuevo Mercurio. Con base en la evidencia textural fue posible discriminar las temperaturas propias de la formación de condros, de aquellas del régimen metamórfico. Para este fin se obtuvieron 169 análisis químicos en texturas de exsolución y bordes de piroxeno rico en Ca de tamaño micrométrico, y en cristales de enstatita en contacto con los anteriores. La microsonda utilizada fue la Jeol JXA 8900R del Instituto de Geofísica de la UNAM. Debido a que los piroxenos ricos y pobres en Ca no son fases en equilibrio, se calcularon temperaturas mínimas para cada uno de los miembros del par por medio del geotermómetro para dos piroxenos utilizando el programa QUILF. El rango mínimo de temperaturas de formación en estos condros ocurrió entre 1002ºC-1283ºC. Por otra parte, el rango de temperatura calculado entre 817º-933ºC se interpreta como el resultado de un metamorfismo progresivo, el cual se registró en los bordes y exsoluciones de piroxeno rico en Ca durante su permanencia en un cuerpo parental.
Cipagauta Lara Elsy Carolina
Instituto de Geofísica, UNAM
Efecto de las tormentas geomagnéticas sobre la ionosfera
Las respuestas de la capa F2 a una tormenta geomagnética son llamadas tormentas ionosféricas, estas consisten en un decremento o un incremento de la concentración electrónica con respecto a la concentración electrónica promedio. Los decrementos son llamados efectos de fase negativa y los incrementos son los denominados efectos de fase positiva de la tormenta.
La morfología de las tormentas ionosféricas es complicada, ya que la respuesta de la ionosfera para la misma tormenta, puede ser completamente diferente para las estaciones ionosféricas ubicadas en distintas coordenadas geográficas, pues depende del tiempo local del inicio de la tormenta geomagnética, de la latitud y de la longitud. Además, una respuesta global de los efectos de tormenta ionosférica, difiere bastante de una tormenta a otra. La respuesta de la capa F2 a una tormenta magnética, es usualmente descrita en términos de dfoF2, es decir, la desviación de la frecuencia crítica foF2 en el día de la tormenta magnética con respecto a la mediana mensual de la frecuencia critica foF2med.
En este trabajo estudiamos 3 eventos individuales de tormentas magnéticas, con datos obtenidos en la estación de Toluca - México y de la estación de Boulder - Colorado, en las cuales se pueden observar ambos efectos de tormenta positiva y negativa. También, se ha hecho un análisis descriptivo de 35 tormentas magnéticas intensas, es decir Dst <-100 nT, que han sido reportadas durante el periodo de Enero de 1972 - Diciembre de 1982. Como no todas las tormentas presentan fase inicial y no todas se producen a la misma hora local. Se ha tomado como punto de referencia, el valor del dfoF2 para el valor mínimo del Dst de cada tormenta, y tomamos 3 días antes y 3 días después de este punto de referencia. En general, los resultados muestran que en la estación de Toluca:
a) En promedio las tormentas no afectan esta ionosfera, ya que el intervalo del dfoF2 es aproximadamente +10%, sin embargo se puede observar un efecto de fase positiva.
b) El efecto de tormenta positiva es mayor en actividad solar baja que en actividad solar alta.
c) El efecto de tormenta es positivo durante el día y durante la noche tiene un efecto positivo y negativo, durante actividad solar baja.
d) Durante la noche hay un efecto de tormenta positivo para actividad solar alta, mientras que durante el día no hay algún efecto sobre la ionosfera.
En la estación de Boulder:
a) En promedio hay un claro efecto de fase negativa.
b) El efecto de tormenta negativa es mayor en actividad solar alta que en actividad solar baja.
c) El efecto de tormenta es negativo durante la noche y durante el día tiene efecto positivo y negativo, durante actividad solar baja.
d) En actividad solar alta, durante la noche y el día el efecto de la tormenta es de fase negativa.
D'Alessio Paola
Centro de Radioastronomía y Astrofísica, UNAM
Discos en transición
Se presentan observaciones obtenidas con el espectrógrafo infrarrojo a bordo del Telescopio Espacial Spitzer de los llamados "discos en transición" en Tauro. Estos son discos circunestelares que presentan agujeros o brechas y que se piensa se encuentran en una fase de transición entre los discos "ópticamente gruesos" de gas y polvo, característicos de las estrellas jóvenes y los discos "debris" de polvo que se encuentran en torno a estrellas más evolucionadas. Se explica cómo inferir los tamaños de los agujeros a a partir de los espectros, y se discuten algunas de las propuestas que intentan explicar su existencia y propiedades.
De la Rosa José y Rafael Navarro-González
Instituto de Ciencias Nucleares, UNAM
Determinación de materia orgánica en suelos del desierto de Atacama un análogo de Marte por cromatografía de gases- masas
En la década de los setentas, las misiones espaciales Vikingo se posaron sobre la superficie de Marte con el propósito de confirmar la existencia pasada o presente de vida. Las pruebas biológicas reportaron una actividad microbiana controvertida y la química que buscaba detectar restos de material orgánico en la superficie por medio de la técnica acoplada de pirólisis-cromatografía de gases-espectrometría de masas (Pi-CG-EM) no detecto la presencia de ningún tipo de molécula compleja que diera evidencia de vida.
Los resultados obtenidos fueron entonces fuertemente cuestionados y se concluyo que la superficie marciana era un desierto frió estéril y de naturaleza oxidante en donde la radiación ultravioleta satura la superficie. Desafortunadamente las técnica empleadas en las misiones fueron probadas y calibradas en suelos terrestres con condiciones totalmente diferentes a las encontradas por los Vikingos en Marte. Por lo anterior es necesario buscar sitios en la Tierra cuyas condiciones ambientales, características geológicas, atributos biológicos o una combinación de estas se aproxime en alguna forma a aquellas esperadas u observadas en dicho planeta, con la finalidad de probar y calibrar los equipos analíticos que se emplearán en futuras misiones al Planeta Rojo.
Al repetir los experimentos realizados por las misiones Vikingo en Marte en sedimentos del desierto de Atacama en el norte de Chile descubrimos que dicho lugar es un buen análogo del suelo marciano (Navarro-González et al., 2003). En Atacama las condiciones Áridas han prevalecido entre 10 y 15 millones de años, lo cual lo hace ser el desierto más árido y viejo del mundo, en donde las temperaturas oscilan entre los -5 y 20°C. La importancia del estudio de dicha zona del planeta se debe a que es un lugar extremadamente seco en donde la incidencia de luz ultravioleta es grande, no hay presencia de vida microscópica o microscópica y hemos detectado la presencia de fuertes oxidantes. En este trabajo presentamos los resultados obtenidos de implementar una técnica alternativa a la de Pi-CG-EM para determinar el contenido de material orgánico en el suelo y subsuelo del desierto de Atacama por oxidación en vía húmeda por permanganato y la posterior separación identificación y cuantificación del dióxido de carbono generado por medio de la técnica de cromatografía de gases-masas.
Con esta técnica hemos confirmado una zona de extrema aridez (24 latitud Sur) conocida como Yungay, en donde la concentración de materia orgánica es ~20 g de C/gramo de suelo, mientras que en la zona de menor aridez alcanza una concentración de ~80 g de C/g de suelo. Además en Yungay decidimos estudiar el contenido de material orgánico en el subsuelo, los resultados muestran que al incrementarse la profundidad también aumenta la materia orgánica. Navarro-González et al., Mars-like Soils in the Atacama Desert, Chile, and the Dry Limite of Microbial Life, Science 302, 1018-1021 (2003).
Delgado Hugo y Miguel Ángel Alatorre Ibargüengoitia
Instituto de Geofísica, UNAM
Cráteres de impacto de proyectiles volcánicos: características y perspectivas
Las explosiones volcánicas pueden producir fragmentos de roca y lava que son expulsados hacia la atmósfera para luego impactar la superficie terrestre siguiendo trayectorias aproximadamente parabólicas modificadas por una importante fuerza de arrastre. Estos fragmentos (que tienen diámetros de 10 cm hasta algunos metros) se conocen como proyectiles balísticos volcánicos. La fuerza de arrastre es proporcional al coeficiente de arrastre cuyo valor depende de la textura y forma de los proyectiles. A partir de experimentos en un túnel de viento se midieron los valores del coeficiente de arrastre correspondientes a diferentes fragmentos volcánicos con lo cual es posible establecer un modelo adecuado para calcular la velocidad y trayectoria de los proyectiles balísticos volcánicos a partir de observaciones de campo.
Durante diferentes eventos explosivos del volcán Popocatépetl que han ocurrido a partir de diciembre de 1994 a la fecha se han emitido proyectiles balísticos volcánicos con velocidades de emisión de hasta 350 m/s que han alcanzado distancias de hasta 4 km con respecto al cráter. En muchos casos estos proyectiles son incandescentes (lo que permite distinguirlos durante la noche) debido a sus elevadas temperaturas y al caer sobre pastizales en general producen incendios. Cuando los proyectiles balísticos volcánicos se impactan contra los flancos del volcán se forman cráteres de impacto que pueden identificarse claramente. Diferentes observaciones de campo han permitido establecer tres casos:
En algunos otros volcanes, como el de Colima, se han observado características similares. El caso más interesante es el tercero que hasta el momento no ha sido explicado completamente. Nosotros consideramos que diferencias en la porosidad de los proyectiles balísticos y la naturaleza del terreno en el que impactan pueden explicar los tres casos observados. En particular, el tercer caso podría estar relacionado con proyectiles porosos que al impactar un suelo constituido por ceniza volcánica no consolidada explotan. Explosiones durante el impacto de los proyectiles balísticos han sido observadas en videos de erupciones del volcán Popocatépetl. Aunque las velocidades de impacto de los proyectiles volcánicos son mucho menores a las de los impactos de meteoritos, estas observaciones podrían ser importantes para estudiar el proceso de la formación de cráteres de impacto de meteoritos porosos en superficies no consolidadas.
De Diego José Antonio
Instituto de Astronomía, UNAM
La anomalía de los Pioneer
La anomalía de los Pioneer es la desviación observada respecto a los cálculos de las trayectorias de las sondas espaciales en la región externa del sistema solar, particularmente de las naves Pioneers 10 y 11. No existe una explicación universalmente aceptada para este fenómeno, detectado en 1998, que causa una aceleración constante hacia el Sol de (8.74 ± 1.33) × 10?10 m/s2 en ambas naves.
Las explicaciones que se han considerado incluyen:
a) errores en las mediciones;
b) una desaceleración real debido a fuerzas gravitatorias por materia oscura o el Cinturón de Kuiper, frenado por el medio interplanetario, viento solar, fugas de gas de las naves, o presión de radiación: y
c) nueva física.
Se están diseñando nuevos experimentos para obtener datos de alta precisión para estudiar la anomalía de los Pioneer. Si la anomalía es una indicación de una nueva física, encontrar su origen puede cambiar nuestro entendimiento de las leyes de la naturaleza a un nivel muy fundamental.
Durand-Manterola Hector
Instituto de Geofísica, UNAM
Masa Desgasada y Escape de Volátiles en Venus
Las atmósferas de los planetas terrestres han evolucionado desde el nacimiento del Sistema Solar por desgasamiento y pérdida de volátiles. En el caso de los planetas no-magnéticos, el arrastre de atmósfera por el viento solar puede ser un importante mecanismo de este cambio. En este estudio se obtuvo una estimación de la masa de volátiles desgasada por Venus en su historia geológica, una estimación de la cantidad de volátiles perdidos por todos los mecanismos de perdida y un modelo que describe la perdida de atmósfera en ese planeta por el arrastre del viento solar en el mismo tiempo. Las conclusiones obtenidas de este estudio son:
(a) La cantidad de volátiles desgasada en Venus en 4.6 Ga esta en el orden de 286.9 TAM, es decir, 1.515x1021 kg (1 TAM = 1 Terrestrial Atmospheric Mass = 5.28x1018 kg),
(b) La cantidad de volátiles perdidos por Venus en 4.6 Ga es 196.98 TAM, es decir, 1.04x1021 kg,
(c) La cantidad de masa arrastrada por el viento solar en toda la historia de Venus fluctúa, según el escenario que se tome, entre 70 y 200 TAM, es decir, entre 3.7x1020 kg y 1.06x1021 kg,
(d) La cantidad de volátiles arrastrados por el viento solar en los últimos 3.6 Ga la masa arrastrada varia entre 11 y 61 TAM,
(e) La cantidad de volátiles arrastrado por el viento en los últimos 500 Ma varia entre 0.32 y 0.41 TAM.
Flores Gutiérrez J. Daniel¹ y Urrutia Fucugauchi Jaime²
(1)Instituto de Astronomía, (2)Instituto de Geofísica
Propiedades magnéticas de condros del meteorito Allende
Entre los meteoritos pétreos los más abundantes son las condritas constituidos, principalmente, de pequeñas inclusiones esféricas llamadas condros. Sabemos que estos pequeños objetos provienen de las primeras etapas de formación del sistema solar cuyas edades son del orden de 4550 millones de años. Se considera que son un producto de la aglomeración de partículas de polvo de tamaños aún más pequeños, constituidos principalmente de minerales silicatados como olivinos, piroxenos y plagioclasas entre otros minerales, incluyendo algunos que contienen componentes metálicos de Fe, Ni, Ti y Co.
Con el propósito de conocer las propiedades magnéticas de los condros del meteorito Allende hemos aplicado métodos paleomagnéticos a un conjunto de sesentay siete condros, con diámetros del orden de 0.5 a 1.5 mm. Nuestros resultados documentan una gran variación en los parámetros de histéresis, los cuales contribuyen a hacer de este meteorito una roca magnéticamente compleja. Su fuerza Coercitiva (Hc) varía desde unos 4 mT hasta cerca de 32.5mT. La razón del magnetismo remanente a la saturación magnética (Mr/Ms) varía de 0.025 a 0.25.
Si la magnetita es el principal mineral magnético entonces la variación de sus parámetros de histéresis sugiere la existencia de un rango, en formas y dimensiones, que corresponden a estados de pseudo dominio simple (PSD) y multidominio (MD). No ha sido posible documentar ningún condro en estado de dominio simple (SD). Nuestro estudio permite contemplar relaciones simples entre masa, densidad, y propiedades magnéticas de histéresis. Se pueden distinguir tres grupos con valores característicos de coercitividad, grupo 1 para condros con Hc entre 0 5 y 5mT, grupo 2 para aquellos con valores de Hc entre 5 y 15 mT y grupo 3 para aquellos con valores mayores a 15 mT. En un modo genérico, hemos encontrado que los condros del grupo 1 se agrupan en el campo MD, los condros de los grupos 2 y 3 en el campo intermedio PSD para valores bajos y valores elevados de Mr/Ms respectivamente.
García Martínez José Luís¹ y Ortega Gutiérrez Fernando²
(1)Posgrado en Ciencias de la Tierra, (2)Instituto de Geología
Probable Origen y Naturaleza de Algunos Poblaciones de Meteoroides
La observación detenida de las distribuciones de los parámetros orbitales y demás cantidades fotométricas y dinámicas de los meteoros contenidas en la base de datos de Meteoros Fotográficos de la IAU_MDC nos permiten inferir propiedades físicas y dinámicas de sus cuerpos de origen. Particularmente interesantes resultan los meteoros causados por meteoroides de probable origen asteroidal. En este trabajo se resumen algunos de los resultados de este análisis.
Haro Sinuhe
Instituto de Ciencias Nucleares, UNAM
Aplicando modelos de granos de polvo con propiedades meteoríticas al continuo ionizante de los Núcleos Activos de Galaxias
Hemos calculado la absorción debida a granos de polvo. En los cálculos asumimos que los granos son esfíericos, tienen una poblaciíon distribuida de acuerdo a su tamaño y están compuestos por elementos quíimicos comíunmente encontrados en meteoritos. La secciíon eficaz que presentan los granos es calculada con la teoríia Mie entre 400-4000\,\AA. Los modelos de absorciíon por polvo son aplicados a un dado continuo ionizante teíorico. A partir de esto y al comparar con 11 espectros, hemos encontrado que tanto el quiebre alrededor de 1100\,\AA\ como el enrojecimiento del continuo ionizante que presentan algunos de los Níucleos activos de Galaxias pueden ser consecuencia de la absorciíon por polvo.
García Martínez José Luís y Ortega Gutiérrez Fernando
Instituto de Geología, UNAM
Probable Origen y Naturaleza de Algunos Poblaciones de Meteoroides
La observación detenida de las distribuciones de los parámetros orbitales y demás cantidades fotométricas y dinámicas de los meteoros contenidas en la base de datos de Meteoros Fotográficos de la IAU_MDC nos permiten inferir propiedades físicas y dinámicas de sus cuerpos de origen. Particularmente interesantes resultan los meteoros causados por meteoroides de probable origen asteroidal. En este trabajo se resumen algunos de los resultados de este análisis.
Hernández María del Sol y Jesús Sole Viñas
Instituto de Geología, UNAM
El fechamiento de meteoritos, métodos y significado de edades
Los meteoritos son rocas que contienen vestigios del material primitivo que dio origen a los planetas de nuestro Sistema Solar y de los procesos que ocurrieron en las etapas tempranas de su formación. Uno de los aspectos más interesantes de los meteoritos, además de su composición y procedencia, es la determinación de su edad. Estos cuerpos registran varios episodios de su historia: La edad de cristalización, de metamorfismo, de alteración de sus minerales, de choque, de caída a la Tierra, etc. La elección de la técnica para calcular la edad depende del evento que deseamos conocer y la composición química del meteorito. Existen varios métodos que nos ayudan a fechar.
a) Pares con un elemento radioactivo de vida media larga y elemento estable (40K-40Ar, 87Rb-87Sr, 207Pb-206Pb, 147Sm-143Nd). Estos métodos proporcionan una edad absoluta que abarcan lapsos de tiempo del orden de miles de millones de años (10 9 a = 1 Ga).
b) Pares con un elemento radioactivo de vida media muy corta (ahora extinto) y un elemento estable (26Al-26Mg, 53Mn-53Cr, 129I-129Xe, 182Hf-182W). Estos métodos nos permiten determinar períodos de tiempo muy cortos (algunos millones de años) a partir de un evento tomado como referencia.
c) Pares con elementos radioactivos y/o estables cuya actividad depende del flujo de rayos cósmicos a los que sean expuestos (10Be-10B, 41K-40K). La edad determinada por estos pares corresponde a una edad de exposición, fuera de nuestra atmósfera o sobre la superficie de la Tierra.
Las edades obtenidas en diferentes grupos muestran que los meteoritos conservan partículas de origen presolar y que los procesos de acreción de los primeros sólidos del Sistema Solar (CAI´s y condros) fueron de corta duración. También hay evidencia de eventos de calentamiento y choque en las diferentes clases de cuerpos parentales. Los procesos de diferenciación magmática también están registrados en los cuerpos más evolucionados, siendo una de las principales herramientas para asociar meteoritos hallados en la Tierra con algún planeta o con la Luna como su cuerpo parental.
Lazcano Antonio Araujo
Facultad de Ciencias, UNAM
Química orgánica en el Sistema Solar primitivo: implicaciones para el origen de la vida
La existencia de una gran variedad de compuestos orgánicos presentes en las nubes de material interestelar en donde se observa la formación de estrellas y sistemas planetarios permite suponer que la nube de donde se condensó el Sistema Solar poseía una gama equivalente de moleculas de interés prebiótico. Sin embargo, es poco probable que grandes cantidades de éstos compuestos hayan sobrevivido a la formación de la Tierra misma, lo que dificulta suponer que hayan sido los antecesores de las moleculas de importancia biológica que formaron la llamada sopa primitiva. La presencia de amioácidos, bases nitrogenadas, polioles, ácidos dicarboxílicos y otros compuestos en meteoritos apoya la hipótesis de que las colisiones de éste tipo de cuerpos contra la Tierra primitiva enriqueció el medio ambiente prebiótico con los precursores necesarios para el surgimiento de la vida. Aunque ésta posibilidad ha sido invocada para obviar las críticas a las síntesis prebiótica basadas atmósferas reductoras (CH4, NH3, H2, H2O) como la usada por Miller en 1953, una serie de experimentos recientes demuestran que es possible síntezas aminoácidos en atmófesras neutras como las probablemente tuvo la Tierra poco antes del surgimiento de la vida.
Leyva Amando¹, Araiza M.², Pulinets S.¹, Segovia N.¹
(1) Instituto de Geofísica, UNAM, (2) Posgrado en Ciencias de la Tierra, UNAM
Aerosol atmosférico: eslabón troposférico del mecanismo de acoplamiento electromagnético litosfera-ionosfera. Caso de estduio: ciudad de México
Se presentan resultados preliminaries sobre el impacto de la actividad sísmica regional en el espesor óptico aerosólico (AOT) de la columna vertical de aire en un sitio de monitoreo atmosférico: el sitio Mexico City, administrado por colaboración técnica de la red internacional AERONET y el Instituto de Geofísica, UNAM. Los datos analizados consisten de:
a) dos series de tiempo del AOT, promedio diario, en los períodos Marzo – Junio.99 y Octubre – Julio.00, y
b) dos series de tiempo del índice de impacto sísmico local (LSI), máximo díario, para los mismos períodos.
Los datos de AOT están disponibles en http://aerosol.gsfc.nasa.gov. Los datos necesarios para la construcción del LSI provienen de la base de datos NEIC, del Servicio Geológico de los EUA, y corresponden a los sismos ocurridos durante los períodos antes mencionados en una zona de 1,000km a la redonda del sitio de monitoreo. El índice Maq2 se construye con ayuda de la magnitud (M) de los sismos, de su distancia (D) al sitio de monitoreo atmosférico, y con la fórmula de (Dobrovolsky et al., 1979) para el radio del área de preparación de sismos fuertes (Araiza Quijano, 2006). Dentro de los períodos analizados pudo estudiarse el impacto atmosférico de dos sismos que tuvieron lugar en la zona de estudio, el 15.06.99 y el 16.12.99, respectivamente, que afectaron a la Ciudad de México.
El análisis de las series se llevó a cabo por medio de correlación cruzada (CCC) con corrimiento en el tiempo, así como de la función acumulativa del valor medio (AF1). Los resultados muestran que las fluctuaciones del AOT en el sitio de observación tienen 2 CCC significativos, con nivel de confianza P=0.01, con corrimientos de -23d y -9d. La función de acumulación muestra una modificación sistemática del valor medio de las series atmosféricas, que comienza 40 días antes del sismo correspondiente pudiendo interpretarse, preliminarmente, como un tiempo de preparación del mismo.
Lounejeva Elena, E., Cedillo-Pardo, E., Ortega-Gutiérrez, F. and L. de Pablo Galán
Instituto de Geología, UNAM
Importancia de los fluidos en la petrogénesis de la fusión por impacto del cráter Chicxulub inferida del análisis mineralógico
A partir del análisis mineralógico de las rocas ígneas de los pozos Chicxulub-1 y Yucatán-6 del cráter Chicxulub se infiere cambio en su petrogénesis marcado por trasgresión de una fusión heterogénea de impacto saturada en fluidos de alta temperatura a una fusión ígnea carente de fluidos, la cristalización rápida de la cual es seguida o acompañada por mineralización hidrotermal masiva de baja-temperatura (<200°). La apertura del sistema ígneo con consecutiva pérdida de fluidos primarios y entrada de los secundarios se asocia con la diferencia de presión dentro y encima de la fusión de impacto.
Maravilla Dolores
Instituto de Geofísica, UNAM
Formación de estructuras anulares jovianas via la captura de micrometeoritos
Los anillos de polvo jovianos deben en parte su existencia a las colisiones que se producen entre los micrometeoritos y las superficies de las lunetas: Amaltea, Adrastea, Tebe y Metis, ya que de ellas se genera una gran cantidad de polvo muy fino que se distribuye alrededor de Júpiter como parte del sistema de estructuras anulares. Junto con las colisiones, el fenómeno de captura de micrometeoroides, se ha analizado en la última década como partícipe de la formación de los anillos de polvo.
En este trabajo se propone un modelo para explicar la formación de este tipo de anillos a través de la captura de estos cuerpos diminutos (micrometeoroides).
Martínez Elizabeth Gómez y Durand-Manterola Hector
Instituto de Geofísica, UNAM
Una propuesta para explicar la dinámica de los granos de polvo en los anillos de Saturno
El sistema de anillos de Saturno tiene un diámetro de 270 000 km (esto es, cubren una distancia radial que se extiende desde 1.11 RS hasta 17 RS y su espesor varía desde unos 5 metros hasta los 107 metros en el anillo E. La masa total es aproximadamente de 3x1022 g. similar a la masa de Mimas.
Los anillos se clasifican en dos categorías, dependiendo de la profundidad óptica promedio.
El llamado sistema clásico consiste de los anillos brillantes A y B (que están separados por la División de Cassini) y un anillo C más tenue que ocupan la región entre 1.23 RS y 2.67 RS en el plano ecuatorial de Saturno. El sistema clásico de anillos reside dentro o cerca del límite de Roche y tiene una profundidad óptica de 0.1 < < 2. Las partículas en esta región siguen órbitas casi circulares alrededor de Saturno; las órbitas están gobernadas por la fuerza gravitacional de Saturno y en menor grado por la fuerza gravitacional ejercida por los satélites y las partículas de los anillos, y por colisiones entre partículas.
En contraste, los anillos G y E, que yacen fuera del límite de Roche, y el anillo D, son tenues (profundidad óptica, 10-4) y consisten principalmente de polvo. Para estos anillos, el campo gravitacional de Saturno, la presión de radiación solar y las fuerzas electromagnéticas determinan las órbitas. El anillo F que se localiza cerca del límite de Roche, tiene propiedades intermedias a los anillos principales y a los anillos tenues.
La dinámica del sistema de anillos es muy compleja, pues además de las colisiones entre granos de polvo, se tiene la continua inyección de material por los satélites que se encuentran dentro de esta región. Además, este sistema es una fuente importante de partículas para la magnetósfera. Para explicar parte de la dinámica de los anillos, proponemos un modelo de aceleración basado en la aleatoriedad del campo gravitacional entre las partículas de polvo de un mismo anillo. En esta charla se hablará del modelo y se discutirán los resultados obtenidos para los granos de polvo cargados y neutros.
Masset Frédéric
Instituto de Astronomía, UNAM
Interacción de marea disco-planeta
Las interacciones de marea entre un disco y un protoplaneta afectan los elementos orbitales del planeta, y particularmente su eje semi-mayor. Este ultimo efecto es llamado 'migracion planetaria', y es uno de los mayores efectos para dar a un sistema planetario sus propiedades finales. En esta plática presentare los distintos modos de migracion contemplados hasta la fecha: migracion de planetas terrestres (tipo I), de planetas gigantes (tipo II), de planetas subgigantes en discos masivos (migracion desbocada) y migracion estocastica en discos turbulentos.
Muñoz Guadalupe¹,²,³, Berbardo Vargas Cárdenas¹, R. Schwenn³
(1)Escuela Superior de Ingeniería Mecánica y Eléctrica, IPN, México, (2)Instituto de Geofísica, UNAM, México, (3)Instituto Max Planc para Investigaciones del Sistema Solar, Katlenburg-Linda, Alemania
Análisis estadístico de parámetros dinámicos de eyecciones coronales
Las Eyecciones Coronales de Masa son los eventos eruptivos más energéticos en el sistema solar. Durante estas explosiones una gran cantidad de plasma es lanzando súbitamente hacia el medio interplanetario. Algunos de estos eventos colisionan con la magnetosfera terrestre provocando tormentas geomagnéticas cuya intensidad está relacionada con los parámetros dinámicos y magnéticos de las ECMs. Si bien la orientación magnética de la ECM no puede detectarse antes de que ésta interaccione con la magnetosfera es posible obtener algunos otros parámetros indirectamente de las imágenes captadas por coronógrafos. En particular puede calcularse un aproximado de la velocidad y las dimensiones de la ECM, lo que permite estimar la energía cinética del evento.
El Solar and Heliospheric Observatory (SoHO) ha registrado más de 11 mil ECM desde 1996 hasta ahora por medio de dos coronógrafos de su experimento LASCO. Estos eventos son publicados en el Catálogo de ECM de SOHO-LASCO por el Centro de Vuelo Espacial Goddard de la NASA. En este trabajo se presenta un análisis estadístico de los parámetros publicados en dicho catálogo. Se obtienen las distribuciones de cada uno así como los valores medios de los mismos, lo que permite caracterizar a las ECMs. Estos valores son útiles en la determinación de las frecuencias de eventos muy energéticos así como en la comprobación de modelos teóricos de la evolución de ECMs.
Nagel Vega Erick
Instituto de Astronomía, UNAM
Formacion de planetas en un disco alrededor de una estrella
La teoria mas aceptada de la formacion de planetas es por colapso gravitacional en alguna region del disco que es mas densa que los alrededores. De forma generica este estado se logra por inestabilidades gravitacionales en el disco. Comunmente, en estudios numericos y analiticos se impone de entrada una perturbacion a un perfil de densidad superficial de fondo, suave, sin profundizar en las razones fisicas causantes de tal configuracion.
En esta platica se pretende mostrar como una nube que esta colapsando para formar una estrella, naturalmente genera un disco con dos anillos densos, que resultan estados propensos a la fragmentacion y al subsecuente colapso, para terminar como estructuras que pueden capturar material hasta llegar a dimensiones comparables con un planeta. Asi, la semilla de un planeta se construye consistentemente con un modelo de colapso sin recurrir a suposiciones vagas. Finalmente, este modelo del origen del Sistema Solar o cualquier otro sistema planetario se compara con otros modelos, resaltando las ventajas y desventajas.
Negrón Alicia
Instituto de Ciencias Nucleares, UNAM
Importancia de las arcillas en la formacion de compuestos orgánicos en ambientes terrestres y extraterrestres
Para la aparición de la vida en la Tierra se ha postulado, como preámbulo, un periodo llamado de evolución química. Así la evolución química abarca la transición gradual de moléculas inorgánicas simples a las moléculas bioquímicas necesarias para la vida. Un factor muy importante en la formación de bio-moléculas es que no solamente se requiere el sintetizarlas, sino además se tiene igual probabilidad de reacción entre monómeros para formar diferentes olígómeros. El número de posibles conjuntos es tan grande que sería poco probable reproducir el mismo sistema. Por ello, una condición indispensable para la reproducción del mismo conjunto es tener probabilidades de reacción desiguales o sesgadas.
En este trabajo se busca enfatizar la importancia de rutas con sesgo para la formación de moléculas pre-biológicas. De esta manera, se propone que reacciones sesgadas pudieron ocurrir en condiciones geológicas en la Tierra primitiva, usando superficies minerales, entre ellas las más relevantes son las arcillas.
Pérez de Tejada Hector
Instituto de Geofísica, UNAM
Dinámica de fluidos en la interaccion del viento solar con ionosferas planetarias
Pichardo Barbara y Jiménez Juan José
Instituto de Astronomía, UNAM
Dinámica de sistemas planetarios en diferentes ambientes galácticos
Desde el punto de vista dinamico, los sistemas planetarios y protoplanetarios resultan entidades fasicas fragiles, es decir, interacciones gravitacionales con estrellas cercanas producen cambios significativos en los parametros orbitales (excentricidades, inclinaciones, pericentros, apocentros, etc.) de planetas y cuerpos en general como cinturones de Kuiper, asteroides y nubes de Oort, que conforman estos sistemas. En particular nuestro sistema planetario no ha sufrido recientemente algun tipo de interaccion cercana, hablare de las razones que nos conducen a creer que el sistema Solar sufrio en el pasado lejano algun tipo de interaccion probablemente en la nube que le dio origen.
El ambiente en el que se encuentra el Sol actualmente es muy diferente al de otras partes de la Galaxia o al de otras galaxias. Sistemas planetarios en diferentes ambientes de una Galaxia (bulbo, halo estelar, cmulos globulares y abiertos, etc.) o en diferentes tipos de galaxias (espirales tempranas, tardias, elipticas) estan sometidos a ambientes cuyas densidades estelares pueden producir condiciones orbitales extremas en los discos planetarios, tales como altas excentricidades con cortos pericentros que resultarian por ejemplo, en dificultades serias para la habitabilidad de esos planetas.
El objetivo de este trabajo, es el estudio del efecto orbital de diferentes ambientes de la galaxia (y de otras galaxias) en un sistema planetario. Para este proposito hemos construido una serie de herramientas computacionales que simulan un disco de particulas bombardeado por los pasos consecutivos de estrellas a las masas, velocidades y densidades de diferentes ambientes de la Galaxia.
Poveda Arcadio Ricalde¹ y Guadalupe Cordero¹
(1)Instituto de Astronomía, (2)Instituto de Geofísica
Chicxulubitas: ¿Un nueva clase de meteoritos?
Chicxulubitas:¿un nueva clase de meteoritos?
Actualmente se conoce muy bien que los impactos de objetos asteroidales en la Luna y Marte han eyectado un gran número de fragmentos, que después de viajar durante miles y millones de años en la región interna del sistema solar ocasionalmente caen a la Tierra, de los cuales solo algunos son recuperados como meteoritos.
Todo ello nos plantea el interesante aspecto de dilucidar sobre que fracción de los 7.5 x 1016 kg de materiales excavados del cráter Chicxulub, fueron eyectados con velocidad de escape como resultado de un explosión de 100 millones de megatones. Esos fragmentos, de modo similar a como ocurrió con las eyectas de la Luna y Marte, debieron orbitar en torno al Sol. Debido a la acción de las perturbaciones planetarias, muchos de ellos se mueven en el sistema planetario interior entre los cuales algunos cruzan la órbita terrestre, y de estos sólo algunos regresan a la Tierra cayendo como meteoritos, es decir las Chicxulubitas.
Se ha estimado que un asteroide de unos 10km de diámetro, como el que produjo al cráter Chicxulub, viajando a unos 20km/s (O'Keefe & Ahrens, 1977) debe producir un gran número de fragmentos de alta velocidad (v>12 km/s) con masa total del orden de un milésimo de la masa del proyectil de aproximadamente 1.6 x 1015 kg. Estos fragmentos debieron ser lanzados junto con la eyecta producida en el momento del impacto con muy poca fricción atmosférica. Del trabajo de Vickery (1987) en cráteres secundarios de Mercurio, Marte y la Luna, estimó que la masa de los grandes fragmentos, con velocidades mayores a la de escape en la Tierra, debieron tener masas de unos 5.6 x 107 kg aproximadamente, y bien diámetros del orden de 33 m. Asumiendo que la distribución de frecuencia de masa de estos fragmentos obedece a la distribución Dohnany ( f(m) =. m-11/6), hemos determinado que el número de fragmentos con dimensiones mayores a 1 m y 10 cm son 3.5 x 107 y 1.1 x 1010 respectivamente.
Así, podemos estimar la fracción de estas chicxulubitas al número total de asteroides que cruzan la órbita terrestre de diámetro similar (Poveda et al, 199ª, 199b). La fracción original de Chicxulubitas relativas a dichos asteroides será de unos mil objetos. Como quiera que sea la fracción actual de Chicxulubitas cruzando la órbita terrestre, es menor que el original porque muchas de ellas debieron ser expulsada de la trayectoria de la Tierra. Estimamos grosso modo que en el presente existe una Chicxulubita por un millon de objetos que cruzan dicha trayectoria con dimensiones entre 0.1 a 1 m.
Hemos concluido que un número de fragmentos del cráter Chicxulub regresaron a la Tierra después de haberse comportado como asteroides que cruzaban la órbita de la Tierra, ahora esperan ser identificados como chicxulubitas.
Referencias
O’Keefe, John D. and Ahrens, Thomas J., Meteorite Impacta Ejecta: Dependence of Mass and Energy Los ton Planetary Escape Velocity. Science, 1998, 1249-1251, 1977.
Poveda A. et al, The Diameter Distribution of Herat-crossing Asteroids. Planet Space Sci., 47, 679-685, 1999a.
Poveda, A. et al., The Espected Frequency Of Collisions Of Small Meteorites Withs Cars And Aircraft. Planet Space Sci., 47, 715-719, 1999b.
Vickery, Am. Variation in Ejecta Size with Ejection Velocity. Geophys. Rev. Lett, 14, 726-729, 1987.
Reyes-Salas Margarita¹, Altuzar-Coello Patricia¹, Sanchez-Rubio Gerardo¹, Flores-Gutiérrez J. Daniel² y Naito M.³
(1)Instituto de Geofísica, (2)Instituto de Astronomía, (3)NIPR
Meteorita Escalón meteorite, una condrita H4
La meteorita Escalón fué un hallazgo en 1976, en los alrededores de la estación de trenes del poblado Escalón, el cual está localizado en la región sur del Estado de Chihuahua, norte de México (con coordenadas geográficas 27° N, 104° W ). Fué recuperada una pieza de 54.3 g de aspecto fresco y con la típica corteza vítrea. Una sección delgada fue preparada y estudiada con microscopio petrográfico. Análisis con microsonda electrónica fueron realizados en la misma sección delgada pulida utilizando un Jeol superprobe 733 del National Institute of Polar Research, Japan, y un microscopio electrónico de barrido JEOL jsm 35c con un analizador de energía dispersiva de rayos X Tracor- Noran, patrones de difracción de rayos X fueron obtenidos a partir de material pulverizado en un difractómetro Siemens D5000 con radiación de th Cu Ka . Se realizan análisis mineralógicos con técnicas de microraman.
La roca Escalón, tiene el aspecto de una roca sedimentaria mal clasificada (en extremo) como es común en las condritas ordinarias, se observan algunos cóndrulos (< 10%) dentro de una masa de materia cristalino muy heterogéneo. Los condros son del tipo excentroradial, criptocristalinos y de enrejado o barrados. Los primeros son de piroxena y los de enrejado son olivinos. Presentan en general contornos bien definidos y miden hasta dos milímetros de diámetro.
La roca es una condrita ordinaria H4, con olivino Fa 19 y pyroxena Fs 13.6 a 16.3. Las fases metálicas presentes son kamacita (8.48% Ni) y taenita alta en niquel (44.99% Ni). El vidrio se encuentra principalmente en los condros y es del tipo alcalino. De acuerdo con Stoffler et al. 1991, el estado de metamorfismo de choque en Escalón es S3.
Rosado Solís Margarita
Instituto de Astronomía, UNAM
Gas de alta velocidad y discos protoplanetarios en la nebulosa de Orión
De las observaciónes interferométricas ha sido posible distinguir flujos de alta velocidad asociados con formación de estrellas, tales como los objetos Herbid-Haro, Jets y discos protoplanetarios. En este trabajo se presentará un estudio basado en esas observaciones aplicadas a la nebulosa de Orión.
Segura Antígona
Instituto de Ciencias Nucleares, UNAM
La Tierra vista como exoplaneta
Actualmente se están desarrollando misiones para detectar y caracterizar planetas tan pequeños como la Tierra alrededor de otras estrellas. La finalidad de estas misiones es determinar si hay planetas habitables alrededor de las estrellas estudiadas por estos instrumentos. Para determinar la habitabilidad de un planeta se requiere identificar qué compuestos originados por la vida serían detectables en el espectro de estos mundos. En esta plática se presentarán las misiones de la ESA y la NASA que nos permitirán identificar planetas habitables alrededor de otras estrellas y un estudio sobre los compuesto originados por la vida que podrían ser detectados remotamente tomando como ejemplo al planeta Tierra.
Urrutia FUcugauchi Jaime
Instituto de Geofísica, UNAM
Anomalías geofísicas en cráteres de impacto
Velasco Victor
Instituto de Geofísica, UNAM
Las variabilidades magneticas solares
The solar periodicities of 80-88 yrs (Gleissberg cycle) and 205 yrs (de Vries cycle or Suess cycle) using different time series of proxies of cosmogenic isotopes have been reported in a great number of papers. In this work we present a more objective and general cycle-length determination applying the wavelet transformation based on the Morlet wavelet to the cosmogenic isotopes. We use the INTERCAL98 for C14 time series and Be10 time series for both the South and North Poles. The results obtained from the wavelet transformation show that there are no periodicities of 80-88 yrs or 205 yrs. This suggests that these periodicities may be the result of applying transformations to time series that do not fulfill the condition of stationary.
The estimated periodicities obtained the from Morlet wavelet are of 60 yrs (Yoshimura-Gleissberg cycle), 120 yrs and 240 yrs (de Vries cycle or Suess Cycle). The 120-periodicity could possibly be one of the principal periodicities of magnetic solar activity.
Resumen de las presentaciones 
