Asteroide

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Nota de desambiguación.svg Desambiguación : si está buscando la clase homónima de animales equinodermos , consulte Asteroidea .
243 Ida y su luna Dattilo , el primer satélite de un asteroide descubierto.

Un asteroide (a veces llamado planeta pequeño o planetoide ) es un pequeño cuerpo celeste similar en composición a un planeta terrestre , generalmente desprovisto de forma esférica, generalmente con un diámetro de menos de un kilómetro, aunque también hay cuerpos grandes, ya que técnicamente incluso los cuerpos particularmente masivos descubiertos recientemente en el sistema solar exterior deben considerarse como tales.

Se cree que los asteroides son restos del disco protoplanetario que no se incorporaron a los planetas durante la formación del Sistema. La mayoría de los asteroides se encuentran en el cinturón principal y algunos tienen asteroides satélites . A menudo tienen órbitas caracterizadas por una alta excentricidad . Los asteroides muy pequeños (generalmente fragmentos resultantes de colisiones), con el tamaño de una roca o menos (según la Unión Astronómica Internacional , cuerpos con masa entre 10-9 y 10 7 kg), se conocen como " meteoroides ".

Los asteroides compuestos principalmente de hielo se conocen como cometas . Algunos asteroides son restos de antiguos cometas, que han perdido su hielo en el curso de repetidos acercamientos al Sol , y ahora están compuestos principalmente de roca.

Descripción

Orígenes y estructura

Desde el 1 de enero de 1801 en que el astrónomo italiano Giuseppe Piazzi , del Observatorio Astronómico de Palermo , descubrió lo que entonces se llamaba un "pequeño planeta", [1] muy tenue, orbitando en el cinturón entre Marte y Júpiter , y que posteriormente será clasificado como un asteroide, los estudiosos intentan identificar los orígenes del único "planetini" y de las familias de "corpúsculos". [2]

Tomando como referencia los asteroides formados en el sistema solar, los cercanos a planetas como la Tierra y Marte muestran el espectro de minerales rocosos mezclados con hierro , mientras que los cercanos a Júpiter tienden a ser oscuros y rojizos, indicando una composición no muy diferente a la de Júpiter. la de la nebulosa primordial, que hace unos 4.500 millones de años habría producido la condensación de los planetas. [3]

Por tanto, según las hipótesis más acreditadas, en una primera fase los diminutos cuerpos sólidos se agregaron para formar los ladrillos de los planetas, pero en la zona más allá de Marte, debido a los efectos de resonancias gravitacionales con la masa de Júpiter, las formaciones de cuerpos. con un diámetro superior a 1000 kilómetros.

Los corpúsculos que no lograron incorporarse a los planetas en formación se convirtieron en asteroides y, entre ellos, los más grandes alcanzaron una temperatura suficiente para permitir la diferenciación química ; la consecuencia fue que en algunos de ellos se formó el ' agua , en otros fenómenos volcánicos .

Gracias a la interferencia de Júpiter en las órbitas primarias de los asteroides, sus colisiones aumentaron gradualmente, lo que provocó numerosas destrucciones y mutilaciones de las que sobrevivieron los cuerpos más grandes, mientras que otros corpúsculos fueron arrojados fuera del sistema solar.

Así que algunos asteroides, e incluso meteoritos , representan los restos de estos protoplanetas, mientras que otros, como los cometas , son cuerpos aún más primitivos, que no han logrado diferenciarse y por tanto son evidencia de un pasado muy remoto, cercano a los orígenes del sistema solar. [3]

En cuanto a la estructura, los estudiosos han propuesto la hipótesis de que, junto con la típica conformación sólida y rocosa, los asteroides de más de un kilómetro no son monolíticos, sino agregados de pequeños fragmentos o incluso montones de piedras fragmentadas a lo largo de las líneas de los cometas, como Don Davis y Clark Chapman propuso por primera vez. [3]

Sistema solar

Ya se han numerado y catalogado más de 600.000 asteroides en el sistema solar, y probablemente cientos de miles más (algunas estimaciones superan el millón) todavía están esperando ser descubiertos. El asteroide más grande del sistema solar interior es Ceres , con un diámetro de 900-1000 km ; seguida de Pallas y Vesta , ambas con diámetros en torno a los 500 km; los tres son también los únicos asteroides aproximadamente esféricos en el cinturón principal. Por el contrario, numerosos objetos en el sistema solar exterior , como Eris , Sedna , Orc , Quaoar , Ixion y Varuna , son más grandes que Ceres.

Consulte también la Lista de asteroides principales para obtener una lista de los objetos más interesantes y notables.

El cinturón principal, de Kuipers, Centauros y Troyanos.

Comparación de escala de los 10 cuerpos celestes más grandes del cinturón principal

La mayoría de los asteroides orbitan entre Marte y Júpiter , a una distancia de entre 2 y 4 UA del Sol, en una región conocida como el cinturón principal . Estos objetos no pudieron reunirse para formar un planeta, debido a las fuertes perturbaciones gravitacionales del cercano planeta Júpiter; estas mismas perturbaciones están en el origen de los llamados huecos de Kirkwood , áreas vacías del cinturón donde los asteroides no pueden orbitar, ya que estarían en resonancia orbital con Júpiter y pronto serían expulsados.

Un gran grupo de asteroides, más de mil, está formado por los llamados troyanos . Estos asteroides tienen órbitas muy similares a las de Júpiter. Se dividen en dos grupos: uno precede a Júpiter en 60 grados en su órbita y el otro lo sigue a la misma distancia angular . En otras palabras, los troyanos ocupan dos de los cinco puntos lagrangianos del sistema Sol-Júpiter, L4 y L5, donde las órbitas son estables. También se han descubierto grupos similares de asteroides, mucho más pequeños y menos numerosos, en los puntos lagrangianos L4 y L5 del sistema Sol-Marte y del sistema Sol-Neptuno.

Los centauros orbitan alrededor del Sol en medio de los planetas gigantes , por lo tanto más allá de la órbita de Júpiter. El primero descubierto en esta categoría fue Chiron , en 1977 , un asteroide de más de 100 km de diámetro y el más grande de su categoría. Se cree que estos objetos son asteroides o ex cometas que han sido expulsados ​​de sus órbitas originales y puestos en órbitas que los llevan a regiones que están relativamente escasamente pobladas por asteroides tradicionales.

Las capacidades mejoradas de los telescopios modernos nos han permitido ampliar nuestro conocimiento de los objetos transneptunianos . Hoy en día se reconocen comúnmente tres grandes distribuciones de asteroides más allá de la órbita de Neptuno : el cinturón de Edgeworth-Kuiper , el disco difuso y la nube de Oort .

El cinturón de Kuiper es la fuente de aproximadamente la mitad de los cometas que llegan al sistema interno. Los primeros descubrimientos se remontan a 1992 , cuando David Jewitt de la Universidad de Hawai y Jane Luu de Harvard identificaron cuerpos congelados más allá de la órbita de Neptuno . Se sabe muy poco sobre los asteroides del cinturón de Kuiper, que aparecen como pequeños puntos incluso en los telescopios más potentes. Su clasificación y composición química es por ahora un tema de especulación. Algunos de estos asteroides resultaron no ser mucho más pequeños que Plutón o su luna Caronte . Fue precisamente el descubrimiento, en los últimos años, de objetos cada vez más grandes: Quaoar , con sus 1200 km de diámetro, descubierto en 2002; Eris , en 2003, con un diámetro estimado de 2400 km, perteneciente a la región del disco difuso - para cerrar definitivamente la Unión Astronómica Internacional , que durante la asamblea general del 24 de agosto de 2006 promulgó definitivamente la definición oficial de planeta . En 2008, Plutón y Eris fueron reconocidos como pertenecientes a la nueva clase de planetas enanos .

Clasificación

Clasificación espectral

Icono de lupa mgx2.svg El mismo tema en detalle: Clasificación espectral de asteroides .

Los asteroides se clasifican en tipos espectrales , que corresponden a la composición del material de la superficie del asteroide. El número de asteroides conocidos en las diferentes clases espectrales puede no corresponder con la distribución real, porque algunos tipos de asteroides son más fáciles de observar que otros y, por lo tanto, su número está sobreestimado.

  • Asteroides tipo C : 75% de los asteroides conocidos. La C significa "carbonoso". Son extremadamente oscuros (0.03 albedo ), similares a los meteoritos carbonosos . Estos asteroides tienen aproximadamente la misma composición que el Sol, excepto por el hidrógeno , el helio y otros elementos volátiles. Sus espectros son de color relativamente azul y son muy planos sin estructuras perceptibles.
  • Asteroides tipo S: 17% de los asteroides conocidos. La S significa "silicio". Son objetos relativamente brillantes ( albedo 0,1-0,22). Tienen una composición metálica (principalmente silicatos de níquel , hierro y magnesio ). El espectro de estos asteroides tiene un fuerte componente rojo y es similar a los meteoritos ferrosos.
  • Asteroides tipo M : esta clase incluye casi todos los demás asteroides. La M significa "metálico". Son asteroides bastante brillantes (albedo 0.1-0.18), parecen estar hechos de níquel-hierro casi puro.

Existen otros tipos de asteroides, mucho más raros:

  • Asteroides de tipo G : una subdivisión de los asteroides de tipo C, que se distingue espectralmente por diferencias en la absorción ultravioleta . El principal representante de esta clase es el asteroide 1 Ceres .
  • Asteroides tipo E : la E significa enstatita . Recoge pequeños asteroides que orbitan principalmente en la parte interior del cinturón principal y que probablemente se originaron en el manto de grandes asteroides, destruidos en la antigüedad [4] .
  • Asteroides de tipo R : la R significa rojizo (color y espectro).
  • Asteroides de tipo V : la V significa Vesta , un gran asteroide que se cree que son fragmentos de él.

Clasificación orbital

Icono de lupa mgx2.svg El mismo tema en detalle: familia de asteroides .

Muchos asteroides se han clasificado en grupos y familias según sus características orbitales. Aparte de las subdivisiones más amplias (por ejemplo, una vez se usó para dar nombres femeninos a los asteroides cuya órbita estaba completamente incluida entre los de Marte y Júpiter, nombres masculinos a aquellos que tenían perihelio dentro de la órbita de Marte y / o el afelio más allá del órbita de Júpiter: ver por ejemplo Eros ), se acostumbra nombrar un grupo de asteroides del primer asteroide descubierto entre los miembros del grupo (es decir, del asteroide con el número de identificación más bajo entre los miembros del grupo). Los grupos son asociaciones disueltas dinámicamente, mientras que las familias son mucho más "cercanas" y son el resultado de la desintegración catastrófica de un antepasado en el pasado [5] . Hasta el momento, casi todas las familias descubiertas pertenecen a la banda principal. Fueron reconocidos por primera vez por Kiyotsugu Hirayama en 1918 y a menudo se les conoce como familias Hirayama en su honor.

Entre el 30% y el 35% de los objetos en el cinturón principal pertenecen a familias dinámicas, cada una de las cuales se cree que se originó a partir de la colisión entre dos asteroides en el pasado. Una familia se ha asociado con el objeto transneptuniano Haumea [6] .

Estudio

Investigar

2004 FH es el punto blanco en el centro de la imagen; el objeto que pasa rápidamente por la pantalla es un satélite artificial .

Hasta 1998 , y en parte todavía hoy, los asteroides se descubrieron en un proceso de cuatro pasos. Primero, se fotografió una región del cielo con un telescopio de campo amplio . Se tomaron pares de fotografías de la misma región, generalmente separadas por una hora. En un segundo momento, las dos películas de la misma región fueron observadas bajo un estereoscopio , lo que permitió encontrar cada objeto que se había movido entre las dos exposiciones.

Dado que las estrellas están fijas, mientras que los objetos del Sistema Solar se han movido ligeramente, durante la hora de tiempo entre las dos fotos, cada asteroide se destaca como un punto en movimiento. En tercer lugar, una vez encontrado un cuerpo en movimiento, se midieron sus posiciones con mucha precisión, utilizando como referencia las estrellas presentes en la fotografía, cuyas posiciones se conocen con gran precisión.

Al final de estas tres fases todavía no había ningún descubrimiento, solo un "candidato a asteroide". El paso final fue enviar los resultados al Minor Planet Center , donde, a partir de las posiciones medidas, se calculó una órbita preliminar y se calcularon las efemérides para los días siguientes. Una vez encontrado el objeto gracias a las predicciones (señal de que todos los pasos anteriores se habían realizado sin errores), el astrónomo , el grupo de astrónomos o el aficionado que había realizado las observaciones era reconocido como descubridor y tenía derecho a proponer a la Unión Astronómica Internacional el nombre que se le dará al asteroide.

Cuando se confirma la órbita de un asteroide, se numera y, posteriormente, también se le puede dar un nombre (por ejemplo, 1 Ceres o 2060 Quirón ). Los primeros fueron llamados por nombres derivados de la mitología greco - romana , pero cuando estos nombres empezaron a agotarse, se usaron otros: personajes famosos, nombres de las esposas de los descubridores, incluso actores de televisión. Algunos grupos tienen nombres derivados de un tema común, por ejemplo, los centauros llevan el nombre de centauros legendarios, mientras que los troyanos llevan los nombres de los héroes de la guerra de Troya .

A partir de 1998 , una gran cantidad de telescopios automatizados realizan automáticamente todos los pasos descritos anteriormente, utilizando cámaras CCD y computadoras conectadas directamente al telescopio, que calculan la órbita y recuperan el asteroide más tarde. Estos sistemas ahora descubren la mayoría de los asteroides, y cada uno de ellos está gestionado por un grupo de astrónomos y técnicos. Aquí hay una lista de algunos de estos grupos:

Solo el sistema LINEAR, uno de los más avanzados, al 31 de diciembre de 2007 , descubrió 225 957 asteroides. [7] En conjunto, los sistemas automáticos también han descubierto, al 1 de junio de 2008 , 5 432 asteroides cercanos a la Tierra , que son potencialmente peligrosos para nuestro planeta. [8]

Exploración

Icono de lupa mgx2.svg El mismo tema en detalle: exploración de asteroides .

Antes de la era de los viajes espaciales, los asteroides eran solo puntos brillantes incluso cuando se observaban con los telescopios más grandes . Su forma y características superficiales siguen siendo un misterio.

Las primeras fotografías en primer plano de un objeto parecido a un asteroide se tomaron en 1971 cuando la nave espacial Mariner 9 tomó fotografías de las pequeñas lunas de Marte, Fobos y Deimos , probablemente dos asteroides capturados. Estas imágenes mostraron la forma irregular, similar a una patata, común a la mayoría de los asteroides, confirmada más tarde por imágenes adquiridas por las sondas Voyager de las lunas más pequeñas de los gigantes gaseosos .

951 Gaspra , el primer asteroide fotografiado a corta distancia

Las primeras fotografías en primer plano de un asteroide fueron tomadas por la nave espacial Galileo , los objetos Gaspra en 1991 e Ida en 1993 . En 1996 la NASA lanzó la primera misión dedicada al estudio de un asteroide: la sonda NEAR Shoemaker , después de sobrevolar el asteroide Mathilde en 1997 , aterrizó en el asteroide Eros en 2001 , determinando su densidad con extrema precisión a partir de mediciones del campo gravitacional. .

Otros asteroides visitados por sondas en ruta a otros destinos son:

En septiembre de 2005 , la sonda japonesa Hayabusa comenzó a estudiar el asteroide 25143 Itokawa , devolviendo muestras de la superficie a la Tierra 5 años después. La nave espacial Hayabusa se ha encontrado con numerosos contratiempos, incluidas las fallas de dos de las tres ruedas de reacción , que controlan la orientación de la sonda con respecto al sol y mantienen los paneles solares apuntando, y dos de los cuatro motores de iones .

El lanzamiento de la misión Dawn de la NASA , dirigida hacia Ceres y Vesta , tuvo lugar en septiembre de 2007 . La nave espacial llegó a Vesta en julio de 2011, permaneciendo en órbita alrededor de ella durante aproximadamente un año. Luego pasó a Ceres, a donde llegó en marzo de 2015.

La sonda Rosetta de la ESA transitó 800 km desde el asteroide 2867 Šteins el 5 de septiembre de 2008 [4] y 3162 km desde 21 Lutetia el 10 de julio de 2010 .

En esta imagen de Eros, tomada el 14 de febrero de 2000 por la sonda NEAR (en realidad un mosaico que consta de dos imágenes), los detalles más pequeños distinguibles son de unos 35 metros de largo. Reconocerá rocas del tamaño de casas en muchos lugares. Uno está ubicado en el borde del cráter gigante que separa las dos mitades del asteroide. Se ve un área brillante en la parte superior izquierda y las ranuras se pueden ver justo debajo de ella. Los surcos corren paralelos a la dimensión más grande del asteroide.

Cambio de órbita

En los últimos tiempos, se ha desarrollado mucho interés en torno a los asteroides cuya órbita se cruza con la de la Tierra y que podrían, a lo largo de los siglos, chocar con ella . Casi todos los asteroides cercanos a la Tierra se clasifican, según el eje semi-mayor de su órbita y la distancia al Sol de su perihelio , como asteroides Amor , asteroides Apolo o asteroides Aten .
Se han propuesto varias formas de modificar su órbita, en caso de que se confirme el riesgo de colisión, sin embargo el desconocimiento de la estructura interna de estos objetos nos impide predecir en detalle cómo reaccionarían ante un impacto o una explosión que se produzca en su vecindad con el propósito de desviarlos o destruirlos. Incluso los modelos que intentan predecir las consecuencias de una colisión catastrófica con la Tierra siguen siendo de dudosa validez debido a la imposibilidad de someterlos a una prueba experimental.

Nota

  1. ^ El asteroide Ceres .
  2. ^ Alberto Cellino y Vincenzo Zappala, "Las familias de los asteroides", en: Le Scienze , n. 387, septiembre de 2001
  3. ^ a b c Erik Asphaug, "Los pequeños planetas", en: Le Scienze , n. 383, julio de 2000
  4. ^ a b Encuentro de otro tipo: Rosetta observa un asteroide de cerca , en esa.int . Consultado el 7 de septiembre de 2008 .
  5. ^ V. Zappalà , Ph. Bendjoya, A. Cellino, P. Farinella y C. Froeschle, Familias de asteroides: búsqueda de una muestra de 12.487 asteroides utilizando dos técnicas de agrupamiento diferentes , en Icarus , vol. 116, 1995, págs. 291-314, DOI : 10.1006 / icar.1995.1127 . Consultado el 15 de abril de 2007 .
  6. ^ Michael E. Brown , Kristina M. Barkume, Darin Ragozzine y Emily L. Schaller, Una familia de colisiones de objetos helados en el cinturón de Kuiper , en Nature , vol. 446, marzo de 2007, págs. 294-296.
  7. ^ Laboratorio Lincoln del MIT: LINEAR , en ll.mit.edu . Consultado el 26 de octubre de 2006 (archivado desde el original el 17 de mayo de 2008) .
  8. ^ Estadísticas de descubrimiento de NEO , en neo.jpl.nasa.gov . Consultado el 5 de junio de 2008 (archivado desde el original el 3 de abril de 2017) .

Artículos relacionados

Otros proyectos

enlaces externos

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