Ceres (designación de planeta menor: 1 Ceres) está categorizado como un planeta enano situado dentro del cinturón de asteroides primario, ubicado entre las trayectorias orbitales de Marte y Júpiter. Descubierto el 1 de enero de 1801 por Giuseppe Piazzi en el Observatorio Astronómico de Palermo en Sicilia, fue inicialmente identificado como el primer asteroide y posteriormente anunciado como un nuevo planeta. Con el tiempo, Ceres sufrió una reclasificación, primero como asteroide y más recientemente como planeta enano, convirtiéndose en el único planeta enano que no orbita más allá de Neptuno y el más grande entre ellos sin un satélite natural.
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. Posteriormente, Ceres fue clasificado como asteroide y más recientemente como planeta enano, el único que no está más allá de la órbita de Neptuno y el más grande que no tiene luna.
El diámetro de Ceres mide aproximadamente una cuarta parte del de la Luna. Debido a sus modestas dimensiones, Ceres permanece imperceptible a simple vista, incluso en su máxima luminosidad, excepto en condiciones de cielos excepcionalmente oscuros. Su magnitud aparente fluctúa entre 6,7 y 9,3, alcanzando su punto máximo durante la oposición (el punto de su mayor proximidad a la Tierra), que ocurre una vez cada período sinódico de 15 a 16 meses. En consecuencia, las características de su superficie eran en gran medida imperceptibles, incluso con telescopios avanzados, hasta que la nave espacial robótica de la NASA Dawn inició su misión orbital alrededor de Ceres en 2015.
La misión Dawn reveló que la composición de la superficie de Ceres era una mezcla de hielo de agua y minerales hidratados, incluidos carbonatos y arcilla. Los datos gravitacionales indican que Ceres está parcialmente diferenciado y comprende un manto/núcleo fangoso (hielo-roca) y una corteza menos densa, pero más robusta, que contiene un máximo de un treinta por ciento de hielo en volumen. Si bien es probable que exista un océano interno de agua líquida, las salmueras continúan circulando a través del manto exterior y emergen a la superficie, facilitando la formación de criovolcanes, como el Ahuna Mons, aproximadamente cada cincuenta millones de años. Este fenómeno establece a Ceres como el cuerpo celeste criovolcánicamente activo más cercano al Sol. Además, Ceres posee una atmósfera extremadamente tenue y efímera compuesta de vapor de agua, que se emite desde fuentes superficiales localizadas.
Contexto histórico
Descubrimiento inicial
Durante el período que abarca la adopción del heliocentrismo en el siglo XVIII y el descubrimiento de Neptuno en 1846, numerosos astrónomos postularon que los principios matemáticos indicaban la presencia de un planeta no descubierto o ausente situado entre las órbitas de Marte y Júpiter. Ya en 1596, el astrónomo teórico Johannes Kepler planteó la hipótesis de que las proporciones orbitales de los planetas se alinearían con el "diseño de Dios" sólo si existieran dos planetas adicionales: uno ubicado entre Júpiter y Marte, y otro entre Venus y Mercurio. Otros estudiosos, incluido Immanuel Kant, contemplaron si la influencia gravitacional de Júpiter podría haber creado este vacío orbital. En 1761, el astrónomo y matemático Johann Heinrich Lambert se preguntó: "¿Y quién sabe si ya faltan planetas que han salido del vasto espacio entre Marte y Júpiter? ¿Se aplica entonces tanto a los cuerpos celestes como 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, haciendo referencia a Johann Daniel Titius, difundió una fórmula matemática que posteriormente se denominó ley de Titius-Bode. Esta ley aparentemente predijo las distancias orbitales de los planetas entonces conocidos, con la notable excepción de un vacío inexplicable entre Marte y Júpiter. La fórmula proyectaba la existencia de un planeta adicional con un radio orbital de aproximadamente 2,8 unidades astronómicas (UA), equivalente a 420 millones de kilómetros, del Sol. La ley de Titius-Bode obtuvo mayor credibilidad tras el descubrimiento de Urano por parte de William Herschel en 1781, que se encontró a una distancia consistente con la predicción de la ley para un planeta más allá de Saturno. En 1800, un colectivo dirigido por Franz Xaver von Zach, editor de la revista astronómica alemana Monthly Correspondence, envió solicitudes a veinticuatro astrónomos experimentados, a quienes denominó la "policía celestial". Estas solicitudes los instaban a colaborar en una búsqueda sistemática del planeta esperado. Si bien este grupo finalmente no descubrió Ceres, posteriormente identificaron los asteroides Palas, Juno y Vesta.
Giuseppe Piazzi, un sacerdote católico afiliado a la academia de Palermo en Sicilia, estuvo entre los astrónomos elegidos para la búsqueda celeste. Antes de su invitación a unirse a este grupo, Piazzi descubrió Ceres de forma independiente el 1 de enero de 1801. Su objetivo inicial era localizar "la [estrella] 87 del Catálogo de estrellas zodiacales del Sr. la Caille", pero en cambio observó un objeto "precedido por otro". Esta entidad en movimiento, parecida a una estrella, que inicialmente se supuso que era un cometa, era Ceres. Piazzi realizó veinticuatro observaciones de Ceres, concluyendo el 11 de febrero de 1801, cuando su trabajo fue interrumpido por una enfermedad. Anunció formalmente su descubrimiento el 24 de enero de 1801, a través de correspondencia con dos colegas: Barnaba Oriani de Milán y Bode en Berlín. Aunque lo describió como un cometa, Piazzi señaló que "dado que su movimiento es tan lento y bastante uniforme, varias veces se me ha ocurrido que podría ser algo mejor que un cometa". En abril, Piazzi había enviado sus completas observaciones a Oriani, Bode y al astrónomo francés Jérôme Lalande. Estos hallazgos se publicaron posteriormente en la edición de septiembre de 1801 del Monatliche Correspondenz.
Posteriormente, la posición aparente de Ceres había cambiado, influenciada principalmente por el movimiento orbital de la Tierra, haciéndola demasiado próxima al resplandor del Sol para que otros astrónomos pudieran corroborar las observaciones iniciales de Piazzi. Aunque se esperaba que Ceres reapareciera hacia finales de año, pronosticar con precisión su ubicación después de un período tan prolongado resultó ser un desafío. Para facilitar la recuperación de Ceres, el matemático Carl Friedrich Gauss, de veinticuatro años, ideó un método eficaz de determinación de orbitales. En cuestión de semanas, predijo con éxito la trayectoria de Ceres y envió sus cálculos a von Zach. El 31 de diciembre de 1801, von Zach, junto con Heinrich W. M. Olbers, localizaron Ceres muy cerca de las coordenadas previstas y procedieron a documentar su posición. Situada a 2,8 AU del Sol, Ceres aparentemente se ajustaba casi perfectamente a la ley de Titius-Bode. Sin embargo, el posterior descubrimiento de Neptuno en 1846, que encontró ocho UA más cerca de lo que predecía la ley, llevó a la mayoría de los astrónomos a concluir que la ley de Titius-Bode era simplemente una coincidencia.
Las primeras observaciones astronómicas proporcionaron sólo una estimación del orden de magnitud del tamaño de Ceres. En 1802, Herschel subestimó su diámetro en 260 km (160 millas), mientras que en 1811, el astrónomo alemán Johann Hieronymus Schröter lo sobrestimó significativamente en 2.613 km (1.624 millas). En la década de 1970, la aplicación de la fotometría infrarroja facilitó mediciones del albedo más precisas, lo que permitió determinar el diámetro de Ceres dentro del diez por ciento de su valor real de 939 km (583 millas).
Nomenclatura y Simbolismo
Piazzi propuso inicialmente el nombre Ceres Ferdinandea para su descubrimiento. El componente Ceres honraba a la diosa romana de la agricultura, cuyo templo principal y morada terrestre estaban situados en Sicilia. La adición de Ferdinandea tenía como objetivo reconocer al soberano y benefactor de Piazzi, el rey Fernando III de Sicilia. Sin embargo, la última parte del nombre resultó inaceptable para otras naciones y posteriormente fue omitida. Antes de la exitosa nueva observación de Ceres por parte de von Zach en diciembre de 1801, el propio von Zach se refería al cuerpo celeste como Hera, mientras que Bode lo designaba como Juno. Estos nombres alternativos ganaron cierta fuerza en Alemania, a pesar de las objeciones de Piazzi, antes de que se confirmara definitivamente la existencia del objeto. Tras la confirmación, los astrónomos finalmente adoptaron la designación original de Piazzi.
Las derivaciones adjetivales de Ceres incluyen Cererian y Cererean, ambos articulados como . El elemento de tierras raras Cerio, identificado en 1803, recibió posteriormente su nombre en honor a Ceres.
El símbolo astronómico histórico de Ceres, que persiste en contextos astrológicos, es una hoz, ⟨⚳⟩. Este emblema, un atributo clásico de la diosa Ceres, fue propuesto de forma independiente por von Zach y Bode en 1802. Su diseño se parece al símbolo planetario de Venus, ⟨♀⟩ (un círculo coronado por una pequeña cruz), pero presenta una discontinuidad en el círculo. Existieron varias variaciones gráficas menores, incluida una forma invertida representada como una 'C' (la letra inicial de Ceres) aumentada con un signo más. El símbolo estandarizado de asteroide, un disco numerado como ①, se introdujo en 1867 y rápidamente se convirtió en la representación convencional.
Categorización
La clasificación de Ceres ha sido objeto de múltiples revisiones y ha sido objeto de considerable debate. Bode, por ejemplo, postuló a Ceres como el "planeta perdido" que, según su teoría, residía entre Marte y Júpiter. En consecuencia, a Ceres se le asignó un símbolo planetario y mantuvo su designación como planeta en los textos y tablas astronómicas, junto con Palas, Juno y Vesta, durante más de cincuenta años.
A medida que se identificaron más objetos en las cercanías de Ceres, los astrónomos comenzaron a postular que representaba el miembro inicial de una nueva clase de cuerpos celestes. Tras el descubrimiento de Palas en 1802, Herschel introdujo el término asteroide ("parecido a una estrella") para estas entidades, observando que "se parecen tanto a estrellas pequeñas que apenas se distinguen de ellas, incluso con muy buenos telescopios". En 1852, Johann Franz Encke, publicando en el Berliner Astronomisches Jahrbuch, declaró que el sistema tradicional de asignación de símbolos planetarios era demasiado engorroso para estos nuevos objetos. Posteriormente implementó una nueva metodología, que implicaba anteponer sus nombres con números según su secuencia de descubrimiento. Este sistema de numeración designó inicialmente al quinto asteroide, 5 Astraea, como número 1. Sin embargo, en 1867, Ceres se incorporó a este nuevo marco y se designó formalmente 1 Ceres.
En la década de 1860, surgió un consenso entre los astrónomos con respecto a una distinción fundamental entre los planetas principales y los asteroides como Ceres, a pesar de la ausencia de una definición precisa para el término "planeta". Durante la década de 1950, la comunidad científica dejó en gran medida de clasificar a la mayoría de los asteroides como planetas. Sin embargo, Ceres mantuvo ocasionalmente su estatus planetario debido a su complejidad geofísica, que se parecía a la de los planetas. Posteriormente, en 2006, el discurso en torno a Plutón provocó demandas de una definición formal de "planeta", lo que llevó a una posible reclasificación de Ceres, e incluso a su posible reinstalación como planeta. Una propuesta presentada a la Unión Astronómica Internacional (IAU), la autoridad global que supervisa la nomenclatura y clasificación astronómica, definió un planeta como "un cuerpo celeste que (a) tiene suficiente masa para que su autogravedad supere las fuerzas de los cuerpos rígidos 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 promulgado esta resolución, Ceres habría sido designado el quinto planeta desde el Sol. Sin embargo, el 24 de agosto de 2006, la asamblea incorporó un criterio adicional: un planeta debe haber "despejado el vecindario alrededor de su órbita". Ceres no cumple con esta definición revisada porque no domina gravitacionalmente su trayectoria orbital; comparte esta región con miles de otros asteroides dentro del cinturón de asteroides, que comprende sólo aproximadamente el cuarenta por ciento de la masa total del cinturón. En consecuencia, los cuerpos celestes que cumplían la definición propuesta inicialmente pero no el requisito posterior, como Ceres, se clasificaron como planetas enanos. A pesar de esta clasificación oficial, los geólogos planetarios frecuentemente ignoran esta definición y continúan considerando a Ceres como un planeta.
Ceres está clasificado oficialmente como planeta enano y asteroide. Según una página web de la NASA, Vesta, que es el segundo objeto más grande del cinturón de asteroides, tiene la distinción de ser el asteroide más grande. La IAU ha mantenido una postura ambigua al respecto. Sin embargo, su Centro de Planetas Menores, entidad encargada de catalogar estos cuerpos celestes, reconoce que los planetas enanos pueden poseer designaciones duales. Además, el Gazetteer de la IAU, el USGS y la NASA clasifica a Ceres como un asteroide y un planeta enano.
Órbita
Ceres recorre una órbita situada entre Marte y Júpiter, aproximadamente en la región central del cinturón de asteroides, completando un período orbital cada 4,6 años terrestres. En comparación con otros planetas y planetas enanos, el plano orbital de Ceres presenta una inclinación moderada con respecto al de la Tierra, con una inclinación (i) de 10,6°. Esto contrasta con los 7° de Mercurio y los 17° de Plutón. Además, su órbita es ligeramente elíptica y posee una excentricidad (e) de 0,08, que es comparable a la excentricidad de Marte de 0,09.
Ceres no está afiliado a ninguna familia de asteroides reconocida, una característica probablemente atribuible a su importante contenido de hielo. Los cuerpos celestes más pequeños de composición similar se habrían sublimado por completo durante la vida útil del Sistema Solar. Anteriormente, se planteó la hipótesis de que Ceres era un componente de la familia Gefion, cuyos miembros exhiben elementos orbitales propios comparables, lo que indica un origen compartido de una colisión pasada de asteroides. Sin embargo, investigaciones posteriores revelaron que Ceres posee una composición distinta a la de la familia Gefion. En consecuencia, ahora se lo considera un intruso, que exhibe elementos orbitales similares pero carece de una génesis común.
Resonancias
Debido a sus diminutas masas y considerables separaciones espaciales, los objetos dentro del cinturón de asteroides rara vez establecen resonancias gravitacionales entre sí. A pesar de esto, Ceres posee la capacidad de capturar gravitacionalmente otros asteroides en resonancias transitorias 1:1, convirtiéndolos efectivamente en troyanos temporales. Estos períodos de captura pueden oscilar entre varios cientos de miles y más de dos millones de años. Se han identificado cincuenta de estos objetos troyanos temporales en asociación con Ceres. Ceres también muestra proximidad a una resonancia orbital de movimiento medio 1:1 con Palas, con sus períodos orbitales propios que difieren sólo en un 0,2%. Sin embargo, esta proximidad es insuficiente para producir efectos significativos en escalas de tiempo astronómicas.
Rotación e inclinación axial
Ceres exhibe un período de rotación, conocido como día cereriano, de 9 horas y 4 minutos, con el pequeño cráter ecuatorial Kait designado como su primer meridiano. Con una inclinación axial de 4°, Ceres posee regiones polares con cráteres permanentemente en sombra. Se prevé que estos cráteres funcionen como trampas frías, facilitando la acumulación a largo plazo de hielo de agua, un fenómeno observado tanto en la Luna como en Mercurio. Se prevé que aproximadamente el 0,14 % de las moléculas de agua emitidas desde la superficie se asienten en estas trampas, normalmente dando tres saltos antes de escapar o quedar atrapadas permanentemente.
Las observaciones de Dawn, la primera nave espacial en orbitar Ceres, establecieron la orientación del eje polar norte en una ascensión recta de 19 horas 25 minutos 40,3 segundos (291,418°) y una declinación de +66° 45' 50" (aproximadamente 1,5 grados desde Delta Draconis), lo que confirma una inclinación axial de 4°. En consecuencia, Ceres actualmente experimenta variaciones estacionales latitudinales mínimas o nulas en la iluminación solar. Durante los últimos tres millones de años, las fuerzas gravitacionales ejercidas por Júpiter y Saturno han inducido fluctuaciones cíclicas en la inclinación axial de Ceres, que varían entre dos y veinte grados. Esto indica que históricamente se han producido variaciones estacionales significativas en la exposición solar, con la El período más reciente de dicha actividad se estima que fue hace 14.000 años. Los cráteres que persistieron en la sombra durante estos períodos de inclinación axial máxima se consideran los lugares más probables para retener hielo de agua, originado por erupciones o impactos cometarios a lo largo de la historia del Sistema Solar.
Geología
Ceres representa el asteroide más grande dentro del cinturón de asteroides principal. Está categorizado como asteroide de tipo C o carbonoso y, además, como asteroide de tipo G debido a la presencia de minerales arcillosos. Su composición se parece, aunque no exactamente, a la de los meteoritos de condritas carbonosas. Morfológicamente es un esferoide achatado, caracterizado por un diámetro ecuatorial un 8% mayor que su diámetro polar. Los datos adquiridos por la nave espacial Dawn indican un diámetro medio de 939,4 km (583,7 mi) y una masa de 9,38×1020 kg. Estas mediciones arrojan una densidad de 2,16 g/cm§1314§, lo que implica que aproximadamente una cuarta parte de su masa total consiste en hielo de agua.
Ceres constituye el 40 % de la masa total estimada del cinturón de asteroides de (2394±5)×1018 kg, poseyendo §1011§+§1314§⁄§1516§ veces la masa de Vesta, el siguiente asteroide más grande. Sin embargo, su masa es simplemente §1920§⁄78 la de la Luna, y su gravedad superficial mide §25
Superficie
Composición
A nivel global, la composición de la superficie de Ceres es homogénea, caracterizada por una abundancia de carbonatos y filosilicatos amoniacales, que muestran evidencia de alteración acuosa. Sin embargo, la concentración de hielo de agua dentro del regolito exhibe una variación latitudinal, que va desde aproximadamente el 10 % en las regiones polares hasta condiciones significativamente más secas, o incluso sin hielo, cerca del ecuador.
Las investigaciones realizadas con el Telescopio Espacial Hubble han identificado grafito, azufre y dióxido de azufre en la superficie de Ceres. La presencia de grafito se atribuye a procesos de erosión espacial que afectan a las superficies más antiguas de Ceres. Por el contrario, el azufre y el dióxido de azufre son volátiles en las condiciones ambientales cererianas y normalmente se sublimarían rápidamente o quedarían secuestrados en trampas frías, lo que indica una asociación con una actividad geológica relativamente reciente.
Se han identificado compuestos orgánicos dentro del cráter Ernutet, y once regiones adicionales exhiben características consistentes con su presencia. La superficie cercana de Ceres es notablemente rica en carbono y comprende aproximadamente el 20% de su masa. Esta concentración de carbono supera significativamente la encontrada en los meteoritos de condritas carbonosas analizados en la Tierra, en más de un factor de cinco. La evidencia indica que el carbono de la superficie está entremezclado con productos de las interacciones roca-agua, incluidas las arcillas. Esta composición química implica que Ceres se originó en un ambiente gélido, potencialmente más allá de la órbita de Júpiter, y se acumuló a partir de materiales excepcionalmente ricos en carbono en presencia de agua, creando así condiciones propicias para la química orgánica.
Cráteres de impacto
Las observaciones de Dawn han demostrado que Ceres posee una superficie repleta de cráteres, aunque con una menor abundancia de cráteres grandes de lo previsto. Los modelos predictivos, derivados de la dinámica de formación del cinturón de asteroides contemporáneo, habían estimado que Ceres debería albergar entre diez y quince cráteres de más de 400 km (250 millas) de diámetro. La estructura de impacto más grande verificada en Ceres, la cuenca de Kerwan, mide 284 km (176 millas) de ancho. Esta discrepancia se atribuye más plausiblemente a la relajación viscosa de la corteza, que gradualmente aplana las características de impacto más grandes con el tiempo.
La región polar norte de Ceres exhibe significativamente más cráteres en comparación con su contraparte ecuatorial, y la región ecuatorial oriental parece particularmente escasa. La distribución observada de tamaño y frecuencia de cráteres que van de veinte a cien kilómetros (10 a 60 millas) se alinea con un origen durante el Bombardeo Intenso Tardío. Los cráteres situados fuera de las antiguas regiones polares probablemente fueron destruidos por la actividad criovolcánica temprana. Además, tres cuencas expansivas y poco profundas (planitiae) con bordes erosionados se interpretan como cráteres de impacto altamente degradados. Vendimia Planitia, la más grande de ellas con 800 km (500 millas) de diámetro, representa la característica geográfica singular más extensa de Ceres. Dos de estas tres cuencas muestran concentraciones elevadas de amonio.
La misión Dawn identificó 4.423 rocas que superaban los 105 m (344 pies) de diámetro en la superficie de Ceres. Se supone que estas características se originaron a partir de eventos de impacto y generalmente se encuentran dentro de los cráteres o junto a ellos, aunque no todos los cráteres albergan tales rocas. Se observa una mayor abundancia de grandes cantos rodados en latitudes más altas. Los cantos rodados ceresianos exhiben características frágiles y sufren una rápida degradación, principalmente debido al estrés térmico (resultante de importantes fluctuaciones de temperatura de la superficie al amanecer y al anochecer) y a los impactos de meteoritos. Su edad máxima estimada es de 150 millones de años, lo que es considerablemente más corto que la longevidad de los cantos rodados encontrados en Vesta.
Funciones tectónicas
Si bien Ceres no exhibe placas tectónicas y la mayoría de las características de su superficie son atribuibles a eventos de impacto o procesos criovolcánicos, se han identificado provisionalmente varias estructuras potencialmente tectónicas, particularmente dentro de su hemisferio oriental. Las Samhain Catenae, que son fracturas lineales de escala kilométrica en la superficie de Ceresian, no muestran ninguna asociación discernible con los impactos. En cambio, se parecen más a cadenas de cráteres, una morfología indicativa de fallas normales subyacentes. Además, ciertos cráteres de Ceres presentan suelos fracturados y poco profundos, lo que concuerda con la intrusión de criomagma.
Criovulcanismo
Ceres presenta una montaña singular y prominente, Ahuna Mons, que se interpreta como un criovolcán. Sus escasos cráteres sugieren una edad máxima de 240 millones de años. El campo gravitacional relativamente fuerte asociado con Ahuna Mons implica una alta densidad, lo que indica una composición más rica en roca que en hielo. Su formación probablemente se atribuya al ascenso diapírico de una suspensión que comprende salmuera y partículas de silicato del manto superior. Esta característica es aproximadamente antípoda de la cuenca de Kerwan. Se plantea la hipótesis de que la energía sísmica generada por el impacto que formó Kerwan puede haber convergido en el lado opuesto de Ceres, causando fracturas en las capas exteriores de la corteza e iniciando la extrusión de criomagma de alta viscosidad (definido como hielo de agua fangosa plastificado por su contenido de sal) hacia la superficie. La propia cuenca de Kerwan también muestra evidencia de los efectos del agua líquida, resultantes del derretimiento del hielo subterráneo inducido por el impacto.
Una simulación por computadora de 2018 indica que los criovolcanes en Ceres, después de su formación, sufren una recesión durante varios cientos de millones de años debido a una relajación viscosa. Los investigadores identificaron 22 características de la superficie como candidatos convincentes para criovolcanes que han sufrido una relajación viscosa en Ceres. Yamor Mons, un antiguo pico marcado por cráteres de impacto, muestra un parecido con Ahuna Mons, a pesar de su edad considerablemente mayor. Esta similitud se atribuye a su ubicación en la región polar norte de Ceres, donde las temperaturas más frías inhiben la relajación viscosa de la corteza. Los modelos proponen que, a lo largo de los últimos mil millones de años, Ceres ha experimentado la formación de aproximadamente un criovolcán cada cincuenta millones de años. Estas erupciones podrían estar asociadas con antiguas cuencas de impacto, pero su distribución en Ceres no es uniforme. El modelo sugiere además que, a diferencia de las observaciones en Ahuna Mons, los criovolcanes de Cererian deben consistir en material significativamente menos denso que el material de la corteza promedio de Ceres; de lo contrario, la relajación viscosa observada no sería posible.
Una proporción sorprendentemente alta de cráteres en Ceres presenta pozos centrales, potencialmente resultantes de procesos criovolcánicos, mientras que otros exhiben picos centrales. Dawn ha observado cientos de puntos brillantes, denominados fáculas, y el más luminoso está situado dentro del cráter Occator de 80 km (50 millas) de ancho. El punto brillante prominente en el centro de Occator se denomina Cerealia Facula, y el grupo de puntos brillantes ubicado al este se llama Vinalia Faculae. El cráter Occator contiene un pozo que mide entre 9 y 10 km de ancho, parcialmente ocupado por una cúpula central. Esta cúpula se formó después de las fáculas y probablemente sea atribuible a la congelación de un depósito subterráneo, análogo a los pingos que se encuentran en las regiones árticas de la Tierra. La aparición periódica de una neblina sobre Cerealia respalda la hipótesis de que los puntos brillantes se formaron mediante un proceso que implicaba desgasificación o sublimación del hielo. En marzo de 2016, Dawn identificó definitivamente hielo de agua en la superficie de Ceres dentro del cráter Oxo.
El 9 de diciembre de 2015, los científicos de la NASA informaron que los puntos brillantes en Ceres podrían originarse de un tipo de sal derivada de salmuera evaporada, específicamente hexahidrato de sulfato de magnesio (MgSO4·6H2O); Estas manchas también se observaron en asociación con arcillas ricas en amoníaco. En 2017, se informó que los espectros del infrarrojo cercano de estas regiones luminosas eran consistentes con la presencia de cantidades sustanciales de carbonato de sodio (Na
§1011§CO
§1920§) y cantidades menores de cloruro de amonio (NH
§3031§Cl) o bicarbonato de amonio (NH
§4142§HCO
§5051§). Se ha propuesto que estos materiales se originaron a partir de la cristalización de salmueras que ascendieron a la superficie. En agosto de 2020, la NASA confirmó que Ceres es un cuerpo celeste rico en agua que posee un profundo depósito de salmuera que se ha filtrado a la superficie en numerosos lugares, creando "puntos brillantes", incluidos los observados dentro del cráter Occator.
Estructura interna
Los procesos geológicos activos de Ceres están impulsados principalmente por la presencia de hielo y salmueras. Se estima que el agua lixiviada de la roca tiene una salinidad de aproximadamente el 5%. En general, Ceres comprende aproximadamente un 50 % de agua en volumen (en contraste con el 0,1 % de la Tierra) y un 73 % de roca en masa.
Los cráteres más grandes de Ceres, de varios kilómetros de profundidad, no coinciden con la presencia de un subsuelo poco profundo rico en hielo. La preservación de cráteres de casi 300 km (200 millas) de diámetro en su superficie sugiere que la capa más externa de Ceres es aproximadamente 1000 veces más robusta que el hielo de agua. Esta observación se alinea con una composición que consiste en silicatos, sales hidratadas y clatratos de metano, con hielo de agua que no constituye más del 30% en volumen.
Las mediciones de gravedad obtenidas de Dawn han llevado al desarrollo de tres modelos competitivos que describen la estructura interna de Ceres. Según el modelo de tres capas, se supone que Ceres comprende una corteza exterior, de 40 km (25 millas) de espesor, compuesta de hielo, sales y minerales hidratados, y un "manto" interior de roca hidratada, como arcillas. Estas capas están separadas por una capa de 60 km (37 millas) de espesor que consiste en una mezcla fangosa de salmuera y roca. Si bien aún no se ha determinado si el interior profundo de Ceres contiene líquido o un núcleo denso y rico en metales, su baja densidad central implica una retención potencial de aproximadamente el 10% de la porosidad. Un estudio particular estimó que las densidades del núcleo y del manto/corteza combinados eran de 2,46 a 2,90 g/cm3 y de 1,68 a 1,95 g/cm3, respectivamente, y el manto y la corteza miden colectivamente entre 70 y 190 km (40 a 120 millas) de espesor. Sólo se prevé una deshidratación parcial, o la expulsión de hielo, del núcleo, aunque la alta densidad del manto en relación con el hielo de agua indica su enriquecimiento en silicatos y sales. En consecuencia, el núcleo (si está presente), el manto y la corteza están compuestos de roca y hielo, aunque en proporciones variables.
La composición mineralógica de Ceres sólo se puede determinar en sus 100 km más exteriores mediante métodos indirectos. Esta corteza exterior sólida, de aproximadamente 40 km (25 millas) de espesor, comprende una mezcla de hielo, diversas sales y minerales hidratados. Debajo de esta corteza se encuentra un estrato que potencialmente contiene una cantidad menor de salmuera, que se extiende hasta una profundidad mínima correspondiente al límite de detección de 100 km (60 millas). Más abajo, se supone que existe un manto compuesto principalmente de rocas hidratadas, como arcillas.
Un modelo estructural específico de dos capas postula que Ceres está compuesto por un núcleo principalmente de cóndrulos y un manto que consiste en una mezcla de hielo y partículas sólidas del tamaño de una micra, a menudo denominadas "barro". La sublimación del hielo en la superficie podría dar lugar a una capa residual de partículas hidratadas, que podría alcanzar un espesor de veinte metros. Los datos observados son consistentes con una variedad de grados de diferenciación, que varían desde un núcleo sustancial de 360 km (220 millas) compuesto por 75% cóndrulos y 25% de partículas, envuelto por un manto de 75% de hielo y 25% de partículas, hasta un núcleo más pequeño de 85 km (55 millas) que comprende casi en su totalidad partículas, rodeado por un manto de 30% de hielo y 70% de partículas. En escenarios con un núcleo grande, se predice que la interfaz núcleo-manto poseerá suficiente energía térmica para sostener bolsas de salmuera localizadas. Por el contrario, si el núcleo es pequeño, se espera que el manto conserve su estado líquido a una profundidad de 110 km (68 millas). Bajo esta última condición, una simple congelación del 2% de este depósito líquido induciría una compresión suficiente para impulsar algo de fluido a la superficie, iniciando así la actividad criovolcánica.
Un modelo alternativo de dos capas propone que Ceres experimentó una diferenciación parcial, lo que dio como resultado una corteza rica en volátiles que recubre un manto más denso compuesto de silicatos hidratados. Las densidades potenciales tanto para la corteza como para el manto se pueden derivar considerando las características de los meteoritos que se supone que impactaron en Ceres. Suponiendo composiciones análogas a las de los meteoritos de clase CI (densidad 2,46 g/cm3), la corteza tendría aproximadamente 70 km (40 millas) de espesor con una densidad de 1,68 g/cm3. Por el contrario, si se consideran meteoritos de clase CM (densidad 2,9 g/cm§45§), la corteza se extendería hasta aproximadamente 190 km (120 millas) de espesor, poseyendo una densidad de 1,9 g/cm§67§. Los enfoques de modelado óptimos indican una corteza de aproximadamente 40 km (25 millas) de espesor con una densidad aproximada de 1,25 g/cm§89§, junto con una densidad del manto/núcleo de aproximadamente 2,4 g/cm§1011§.
Exosfera
En 2017, la misión Dawn confirmó definitivamente la presencia de una atmósfera transitoria de vapor de agua que rodea a Ceres. Los indicios preliminares de una atmósfera surgieron a principios de 2014, cuando el Observatorio Espacial Herschel identificó fuentes localizadas de vapor de agua en latitudes medias en Ceres, cada una de las cuales no medía más de 60 km (40 millas) de diámetro y emitía aproximadamente 1026 moléculas (3 kg) de agua por segundo. El Observatorio W. M. Keck visualizó dos posibles regiones fuente, denominadas Piazzi (123°E, 21°N) y Región A (231°E, 23°N), como áreas oscuras en el espectro del infrarrojo cercano, y la Región A exhibe además una característica central brillante. Los posibles mecanismos que contribuyen a esta liberación de vapor incluyen la sublimación de aproximadamente 0,6 km§89§ (0,2 millas cuadradas) de hielo superficial expuesto, erupciones criovolcánicas impulsadas por calentamiento interno radiogénico o la presurización de un océano subterráneo causada por el engrosamiento de una capa de hielo suprayacente. David C. Jewitt categorizó formalmente a Ceres como un asteroide activo en 2015. Dado que el hielo de agua superficial es inherentemente inestable a distancias heliocéntricas inferiores a 5 AU, se prevé que la exposición directa a la radiación solar induzca su sublimación. Las emisiones de protones originadas por erupciones solares y eyecciones de masa coronal (CME) son capaces de chisporrotear parches de hielo expuestos en la superficie, estableciendo así una correlación positiva entre las detecciones de vapor de agua observadas y los niveles de actividad solar. Si bien el hielo de agua puede migrar desde los estratos más profundos de Ceres a su superficie, su tiempo de retención es breve. Se prevé que las tasas de sublimación de la superficie disminuyan cuando Ceres esté a una mayor distancia orbital del Sol, mientras que no se espera que las emisiones impulsadas internamente se vean influenciadas por su posición orbital. Los datos limitados anteriores indicaban un proceso de sublimación similar al observado en los cometas; sin embargo, la evidencia recopilada por la misión Dawn sugiere que la actividad geológica puede contribuir, al menos parcialmente, a este fenómeno.
Las investigaciones que utilizan el detector de neutrones y rayos gamma de Dawn (GRaND) indican que Ceres acelera los electrones que se originan en el viento solar. La hipótesis predominante postula que estos electrones se aceleran mediante interacciones entre el viento solar y una tenue exosfera de vapor de agua. Si bien los campos magnéticos transitorios también podrían explicar tales choques de arco, esta explicación se considera menos probable debido a la presunta conductividad eléctrica insuficiente del interior de Ceres. La delgada exosfera de Ceres se repone continuamente mediante varios mecanismos: la exposición de parches de hielo de agua a través de impactos, la difusión del hielo de agua a través de la corteza de hielo porosa y la pulverización de protones durante los períodos de actividad solar. La velocidad de esta difusión de vapor es directamente proporcional al tamaño del grano y está significativamente influenciada por un manto de polvo global compuesto por partículas agregadas de aproximadamente 1 micrón. La reposición exosférica únicamente a través de la sublimación es mínima, con la tasa de desgasificación actual registrada en sólo 0,003 kg/s. Se han desarrollado varios modelos para simular la exosfera existente, incluida la trayectoria balística, la simulación directa de Monte Carlo (DSMC) y los modelos numéricos del casquete polar. Los resultados del modelo de trayectoria balística indicaron una vida media de la exosfera del agua de 7 horas, mientras que el modelo DSMC sugirió una tasa de desgasificación de 6 kg/s manteniendo una atmósfera ópticamente delgada durante varias decenas de días. El modelo del casquete polar demostró la formación de casquetes polares estacionales a partir del suministro de agua exosférica. El movimiento de las moléculas de agua dentro de la exosfera se rige principalmente por saltos balísticos junto con interacciones superficiales, aunque las interacciones directas con los regolitos planetarios se comprenden menos.
Origen y Evolución
Ceres es un protoplaneta primordial que se formó hace 4.560 millones de años y representa uno de los tres únicos cuerpos de este tipo, junto con Palas y Vesta, que persisten en el Sistema Solar interior. Otros protoplanetas se fusionaron formando planetas terrestres, fueron fragmentados por colisiones o fueron expulsados por Júpiter. A pesar de su ubicación actual, las características de composición de Ceres son inconsistentes con un origen dentro del cinturón de asteroides. En cambio, la evidencia sugiere que se formó entre las órbitas de Júpiter y Saturno y posteriormente fue desviado hacia el cinturón de asteroides cuando Júpiter emigró hacia afuera. La detección de sales de amonio dentro del cráter Occator apoya aún más un origen fuera del Sistema Solar, dada la mayor abundancia de amoníaco en esa región.
El desarrollo geológico temprano de Ceres dependió de las fuentes de calor disponibles durante e inmediatamente después de su formación. Estas fuentes incluían energía de impacto procedente de la acreción planetesimal y la desintegración de radionucleidos, que potencialmente abarcaban radionucleidos extintos de vida corta como el aluminio-26. Esta energía térmica puede haber sido suficiente para facilitar la diferenciación de Ceres en un núcleo planetario rocoso y un manto helado, o incluso un océano de agua líquida, poco después de su génesis. Este hipotético océano probablemente habría dejado una capa de hielo debajo de la superficie al congelarse. Sin embargo, la ausencia de evidencia de tal capa, como observó Dawn, implica que la corteza original de Ceres fue al menos parcialmente alterada por impactos posteriores, lo que llevó a una mezcla completa de hielo con sales, material rico en silicatos del antiguo fondo marino y sustancias subyacentes.
Ceres exhibe una densidad sorprendentemente baja de grandes cráteres, lo que sugiere que la relajación viscosa y el criovulcanismo han borrado características geológicas más antiguas. Además, la presencia de arcillas y carbonatos requiere reacciones químicas que ocurren a temperaturas superiores a 50 °C, una condición consistente con la actividad hidrotermal.
A lo largo de escalas de tiempo geológicas, Ceres ha experimentado una reducción considerable en su actividad geológica, lo que ha resultado en una superficie formada predominantemente por cráteres de impacto. Sin embargo, los datos adquiridos por Dawn indican que los procesos internos han seguido esculpiendo significativamente la superficie de Ceres, un hallazgo que contradice predicciones anteriores que sugerían que el diminuto tamaño de Ceres habría llevado a un cese temprano de la actividad geológica interna.
Habitabilidad
Si bien Ceres recibe menos atención como anfitrión potencial de vida microbiana extraterrestre en comparación con Marte, Europa, Encélado o Titán, posee la mayor reserva de agua entre los cuerpos internos del Sistema Solar, excluyendo la Tierra. Además, es probable que su subsuelo contenga bolsas de salmuera que podrían albergar vida. A diferencia de Europa o Encelado, Ceres no sufre calentamiento por mareas; sin embargo, su proximidad al Sol y la presencia de suficientes isótopos radiactivos de larga vida permiten la preservación del agua líquida subterránea durante períodos prolongados. La identificación remota de compuestos orgánicos y la observación de agua mezclada con un 20% de carbono en masa cerca de su superficie sugieren condiciones propicias para la química orgánica. En cuanto a los elementos bioquímicos, Ceres exhibe una gran cantidad de carbono, hidrógeno, oxígeno y nitrógeno. Sin embargo, el fósforo sigue sin ser detectado y el azufre, aunque indicado por las observaciones UV del Hubble, no fue confirmado por Dawn.
Observación y exploración
Observación
Durante la oposición cerca de su perihelio, Ceres puede alcanzar una magnitud aparente de +6,7. Si bien generalmente es demasiado débil para el ojo promedio sin ayuda, puede ser discernible en condiciones óptimas de visualización por personas con visión aguda. Vesta es el único otro asteroide capaz de alcanzar consistentemente un brillo comparable; Palas y 7 Iris sólo alcanzan tales magnitudes cuando simultáneamente están en oposición y cerca del perihelio. Durante la conjunción, Ceres exhibe una magnitud de aproximadamente +9,3, que corresponde a los objetos más tenues detectables con binoculares de 10 × 50. En consecuencia, es observable con tales instrumentos en un cielo nocturno naturalmente oscuro y claro durante la fase de luna nueva.
El 13 de noviembre de 1984, se observó una ocultación de la estrella BD+8°471 por Ceres en México, Florida y el Caribe, lo que facilitó mediciones más precisas de su tamaño, forma y albedo. Posteriormente, el 25 de junio de 1995, el Telescopio Espacial Hubble capturó imágenes ultravioleta de Ceres, alcanzando una resolución de 50 km (30 millas). En 2002, el Observatorio W. M. Keck adquirió imágenes infrarrojas con una resolución de 30 km (20 millas) mediante la aplicación de óptica adaptativa.
Antes de la misión Dawn, la identificación definitiva de las características de la superficie de Ceres era limitada. Las imágenes ultravioleta de alta resolución tomadas por el Hubble en 1995 revelaron una mancha oscura en su superficie, informalmente llamada "Piazzi" en honor al descubridor de Ceres, que inicialmente se planteó como un cráter. Las imágenes de luz visible que capturan una rotación completa, adquiridas por el Hubble en 2003 y 2004, mostraron once características superficiales discernibles cuyas características permanecieron sin clasificar. Una de estas características se correlacionaba con la región de Piazzi previamente identificada. Las imágenes del infrarrojo cercano, obtenidas en una rotación completa utilizando óptica adaptativa en el Observatorio Keck en 2012, mostraban características brillantes y oscuras que giraban sincrónicamente con Ceres. Entre estos, se suponía que dos formaciones circulares oscuras eran cráteres; uno exhibía una región central brillante, mientras que el otro fue identificado como el rasgo de Piazzi. En última instancia, la misión Dawn determinó que Piazzi era un área oscura situada dentro de Vendimia Planitia, cerca del cráter Dantu, y que la otra característica oscura estaba ubicada dentro de Hanami Planitia, adyacente al cráter Occator.
La misión Dawn
A principios de la década de 1990, la NASA estableció el Programa Discovery, concebido como una serie de misiones científicas rentables. En 1996, el equipo de estudio del programa presentó una propuesta para una misión de alta prioridad para investigar el cinturón de asteroides utilizando una nave espacial propulsada por iones. A pesar de que los problemas de financiación persistieron durante casi una década, la nave espacial Dawn completó con éxito su revisión crítica de diseño en 2004.
La misión Dawn, notable como la sonda espacial inaugural de El 3 de mayo de 2011, Dawn capturó su imagen inicial desde una distancia de 1.200.000 km (750.000 millas) de Vesta. Después de un período orbital de trece meses alrededor de Vesta, Dawn utilizó su propulsor de iones para viajar hacia Ceres, logrando captura gravitacional el 6 de marzo de 2015, a una separación de 61.000 km (38.000 millas). Este evento precedió cuatro meses al sobrevuelo de Plutón de la New Horizons.
La carga útil científica de la nave espacial estaba compuesta por una cámara de encuadre, un espectrómetro visual e infrarrojo y un detector de rayos gamma y neutrones. Estos instrumentos se emplearon para analizar la morfología y la composición elemental de Ceres. Cuando Dawn se acercó a Ceres el 13 de enero de 2015, capturó sus imágenes iniciales con una resolución comparable a la del Hubble, que reveló cráteres de impacto y una pequeña característica de alto albedo en la superficie. De febrero a abril se realizaron sesiones de imágenes posteriores, que mejoraron progresivamente la resolución.
El perfil de la misión de Dawn implicó el estudio sistemático de Ceres desde una secuencia de órbitas polares circulares de altitud progresivamente más baja. El 23 de abril de 2015, la nave espacial inició su órbita de observación inaugural ("RC3") alrededor de Ceres a una altitud de 13.500 km (8.400 millas), manteniéndola durante una única órbita que abarca 15 días. Posteriormente, la nave espacial redujo su distancia orbital a 4.400 km (2.700 millas) para una fase de "estudio" de tres semanas, seguida de un nuevo descenso a 1.470 km (910 millas) para la "HAMO" (órbita cartográfica de gran altitud) de dos meses. Su órbita operativa final, la "LAMO" (órbita cartográfica de baja altitud), se estableció a 375 km (233 millas) por una duración mínima de tres meses. En octubre de 2015, la NASA difundió una representación en color real de Ceres, generada por Dawn. La misión de Dawn recibió una extensión en 2017, lo que permitió una serie de pasos orbitales más cercanos alrededor de Ceres hasta que se agote su propulsor de hidracina, esencial para el mantenimiento orbital.
Las primeras observaciones de Dawn revelaron evidencia convincente indicativa de actividad criovolcánica. Una imagen capturada el 19 de febrero de 2015 mostraba dos puntos brillantes distintos, caracterizados por un alto albedo, dentro de un cráter (estos diferían de las características brillantes observadas previamente en las imágenes del Hubble), lo que generó hipótesis sobre un posible origen criovolcánico o fenómenos de desgasificación. El 2 de septiembre de 2016, los científicos afiliados al equipo Dawn publicaron un argumento en un artículo de Science, postulando que Ahuna Mons constituía la evidencia más sólida hasta la fecha de características criovolcánicas en Ceres. Una imagen de mayor resolución publicada por la NASA el 11 de mayo de 2015 demostró posteriormente que estos puntos comprendían múltiples características más pequeñas. El 9 de diciembre de 2015, los científicos de la NASA informaron que los puntos brillantes en Ceres podrían estar asociados con un tipo específico de sal, particularmente una salmuera que contiene sulfato de magnesio hexahidratado (MgSO§67§·6H§89§O); También se encontró que estas manchas se correlacionan con arcillas ricas en amoníaco. En junio de 2016, se determinó que los espectros del infrarrojo cercano obtenidos de estas regiones luminosas eran consistentes con una presencia sustancial de carbonato de sodio (Na
§1617§CO
§2526§), lo que sugiere que procesos geológicos recientes probablemente contribuyeron a su formación.
De junio a octubre de 2018, Dawn mantuvo una órbita alrededor de Ceres, con un perigeo de 35 km (22 mi) hasta un apogeo de 4.000 km (2.500 mi). La misión Dawn concluyó el 1 de noviembre de 2018, tras el agotamiento del propulsor de la nave espacial.
Misiones futuras
En 2020, un equipo de la Agencia Espacial Europea (ESA) propuso el concepto de Misión Calathus, un esfuerzo posterior dirigido al cráter Occator para recuperar muestras de fáculas de carbonato brillantes y materiales orgánicos oscuros para regresar a la Tierra. Al mismo tiempo, la Administración Espacial Nacional de China está desarrollando una misión de retorno de muestras a Ceres, cuya ejecución se prevé para la década de 2020.
Un compendio de asteroides excepcionales
- Lista de asteroides excepcionales
- Una categorización de objetos del sistema solar por tamaño
- Un registro de antiguos cuerpos planetarios
Notas
Referencias
- Ceres Trek: un navegador de mapas integrado de conjuntos de datos y mapas para 1 Ceres
- Destino Ceres: Desayuno al Amanecer – NASA
- Simulación de la órbita de Ceres
- Cómo Gauss determinó la órbita de Ceres Archivado el 14 de abril de 2008 en Wayback Machine desde keplersdiscovery.com
- Vídeo (3:34): Ceres "Bright Spots" – Misterio resuelto (10 de agosto de 2020) en YouTube
- Ceres (planeta enano) en AstDyS-2, Asteroides—Sitio dinámico
- Efemérides · Predicción de observación · Información orbital · Elementos propios · Información de observación
- Ceres en la Base de datos de cuerpos pequeños del JPL