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El cinturón de asteroides principal (en blanco) se encuentra entre las órbitas de Marte y Júpiter .

El cinturón de asteroides principal es la región del sistema solar ubicada aproximadamente entre las órbitas de Marte y Júpiter . Está ocupado por numerosos cuerpos de forma irregular llamados asteroides o planetas menores. Aproximadamente la mitad de la masa del cinturón está contenida en los cuatro asteroides más grandes, Ceres , Vesta , Pallas e Hygiea . Estos tienen diámetros medios de más de 400 km, mientras que Ceres, el único planeta enano del cinturón, tiene un diámetro medio de unos 950 km.[1] [2] [3] [4] Los cuerpos restantes son más pequeños, hasta el de un grano de polvo. El material asteroide está distribuido de manera extremadamente fina; Numerosas naves espaciales no tripuladas lo atravesaron sin incidentes.

Generalidad

Pueden ocurrir colisiones entre asteroides más grandes que pueden formar una familia de asteroides cuyos miembros tienen características y composiciones orbitales similares. Alguna vez se creyó que las colisiones entre asteroides producen ese polvo fino que más contribuye a la formación de la luz zodiacal . Sin embargo, Nesvorny y Jenniskens (2010 Astrophysical Journal) atribuyeron el 85% del polvo de luz zodiacal a fragmentaciones de cometas de la familia Júpiter en lugar de colisiones entre asteroides. Los asteroides individuales del cinturón se clasifican según su espectro . La mayoría se clasifica en tres grupos básicos: a base de carbono ( tipo C ), a base de silicato ( tipo S ), a base de metal ( tipo M ).

Según la teoría de Viktor Safronov de la llamada hipótesis planetesimal [5] , el cinturón de asteroides se formó a partir de la nebulosa solar primordial como una agregación de planetesimales , que a su vez formaron los protoplanetas . Entre Marte y Júpiter , sin embargo, las perturbaciones gravitacionales causadas por Júpiter habían dotado a los protoplanetas con demasiada energía orbital para que crecieran hasta convertirse en planetas. Las colisiones se volvieron demasiado violentas, por lo que en lugar de agregarse, los planetesimales y la mayoría de los protoplanetas se hicieron añicos. Como resultado, el 99,9% de la masa inicial del cinturón de asteroides se perdió en los primeros 100 millones de años de vida del Sistema Solar. [6] Con el tiempo, algunos fragmentos llegaron al interior del Sistema Solar , provocando impactos de meteoritos en los planetas interiores. Las órbitas de los asteroides continúan siendo perturbadas significativamente cada vez que su período de revolución alrededor del Sol entra en resonancia orbital con Júpiter. A las distancias orbitales a las que se encuentran, cuando son empujados a otras órbitas, se forma un espacio de Kirkwood .

En otras regiones del Sistema Solar hay otros cuerpos menores , entre ellos: los centauros , los objetos del cinturón de Kuiper y el disco difuso , los cometas de la nube de Oort .

Fondo

Icono de lupa mgx2.svg El mismo tema en detalle: Definición de planeta y Lista de asteroides .
Giuseppe Piazzi , el descubridor de Ceres , el objeto más grande del cinturón de asteroides. Durante varias décadas después de su descubrimiento, Ceres fue considerado un planeta, luego de lo cual fue reclasificado como asteroide número 1. En 2006 fue reclasificado como planeta enano.

En una nota anónima a su traducción de Contemplation de la Nature de Charles Bonnet en 1766, [7] el astrónomo Johann Daniel Titius de Wittenberg [8] [9] había notado un patrón aparente en la disposición de los planetas. Partiendo de una secuencia numérica desde 0, luego 3, 6, 12, 24, 48, etc., doblando cada vez, sumando cuatro a cada número y dividiendo por 10, obtuvimos con buena aproximación los radios de las órbitas de los planetas entonces conocidos. , medido en unidades astronómicas . Este modelo, ahora conocido como la ley de Titius-Bode , predijo el semi-eje mayor de los seis planetas de la época (Mercurio, Venus, Tierra, Marte, Júpiter y Saturno) con la inserción de un "vacío" entre las órbitas de Marte y Júpiter. En su nota, Titius se preguntaba: ¿el Lord Arquitecto dejaría alguna vez ese espacio vacío? Ciertamente no. [8] En 1768, el astrónomo Johann Elert Bode mencionó los informes de Titius en su Anleitung zur Kenntniss des gestirnten Himmels (Instrucciones para el conocimiento del cielo estrellado), sin acreditar a Titius excepto en ediciones posteriores. Se la conoció como "ley de Bode". [9] Cuando William Herschel descubrió Urano en 1781, la órbita del planeta encajaba casi perfectamente con la ley, lo que llevó a los astrónomos a concluir que debe haber un planeta entre las órbitas de Marte y Júpiter.

En 1800, el astrónomo barón Franz Xaver von Zach reunió a 24 de sus compañeros en un club, la Vereinigte Astronomische Gesellschaft ("Sociedad Astronómica Unida"), que informalmente llamó "Sociedad Lilienthal" [10] para sus reuniones en Lilienthal , una ciudad cerca de Bremen . Decidido a poner orden en el Sistema Solar, el grupo se hizo conocido como "Himmelspolizei", la Policía Celestial. Contó con miembros prominentes como Herschel, el astrónomo real británico Nevil Maskelyne , Charles Messier y Heinrich Olbers . [11] La Sociedad asignó a cada astrónomo una región de 15 ° del zodíaco para buscar el planeta perdido. [12]

Solo unos meses después, alguien confirmó sus expectativas. El 1 de enero de 1801, Giuseppe Piazzi , profesor de Astronomía en la Universidad de Palermo , descubrió un diminuto objeto en movimiento en una órbita con un radio previsto por la ley de Titius-Bode. Lo llamó Ceres , en honor a la diosa romana de la cosecha y patrona de Sicilia. Piazzi inicialmente creyó que era un cometa, pero la falta de coma indicaba que era un planeta. [11] Quince meses después, Heinrich Wilhelm Olbers descubrió un segundo objeto en la misma región, Pallas . A diferencia de los otros planetas, estos objetos tenían luz puntual y, incluso con el máximo aumento del telescopio, no mostraban un disco. Aparte de su rápido movimiento, parecían indistinguibles de las estrellas . En consecuencia, en 1802 William Herschel propuso que se clasificaran en una categoría separada, llamados asteroides, del griego asteroeides, que significa "como una estrella". [13] [14] Al final de una serie de observaciones de Ceres y Pallas, concluyó,

«Ni la denominación de planeta, ni la de cometa se les puede dar con propiedades de lenguaje a estas dos estrellas ... Se parecen tanto a pequeñas estrellas que apenas se pueden distinguir de ellas. Entonces, dado el aspecto del asteroide, si tengo que darles un nombre, los llamo Asteroides, reservándome la libertad de cambiarlo de todos modos, si se me ocurre otro que exprese mejor su naturaleza ".

( [15] )

A pesar del término acuñado por Herschel, durante varias décadas siguió siendo una práctica común referirse a estos objetos como planetas. [7] En 1807, una investigación más profunda reveló dos nuevos objetos en la región: Juno y Vesta . [16] El incendio de Lilienthal durante las guerras napoleónicas puso fin a este primer período de descubrimiento, [16] y solo en 1845 algunos astrónomos descubrieron otro objeto, Astrea . Poco después, se encontraron nuevos objetos a un ritmo acelerado, y contarlos entre los planetas se volvió cada vez más engorroso. Finalmente, fueron eliminados de la lista de planetas, como sugirió Alexander von Humboldt a principios de la década de 1850, y la nomenclatura elegida por William Herschel, "asteroides", gradualmente se hizo de uso común. [7]

El descubrimiento de Neptuno en 1846 desprestigió la ley de Titius-Bode a los ojos de los científicos, ya que su órbita no estaba ni cerca de las posiciones predichas. No existen explicaciones científicas para la ley y la comunidad astronómica la considera solo una coincidencia. [17]

Orígenes

Distribución de la inclinación orbital de los asteroides del cinturón principal

Formación

En 1802, un par de meses después de descubrir Pallas, Heinrich Olbers propuso a William Herschel la hipótesis de que Ceres y Pallas eran fragmentos de un planeta mucho más grande que había sufrido una explosión interna o impacto con un cometa hace muchos millones de años. [18] Con el tiempo, sin embargo, esta hipótesis perdió credibilidad. La enorme cantidad de energía necesaria para destruir un planeta, además de la modesta masa global del cinturón, alrededor del 4% de la de la Luna ,[1] no apoyan la hipótesis. Además, las diferencias químicas significativas entre los asteroides serían difíciles de explicar si vinieran del mismo planeta. [19] Hoy en día, la mayoría de los científicos aceptan la idea de que, en lugar de fragmentos de un planeta padre, los asteroides nunca formaron un planeta.

En general, se cree que la formación de planetas en el Sistema Solar ocurrió mediante un proceso similar al de la hipótesis nebular: una nube de polvo y gas interestelar que colapsa bajo la influencia de la gravedad para formar un disco giratorio de material que luego se condensa aún más para formar el Sol y los planetas. [20] Durante el primer millón de años del Sistema Solar, un proceso de acreción provocó la agregación de pequeñas partículas, que gradualmente aumentaron de tamaño. Una vez que alcanzó una masa suficiente, el material agregado podría atraer a otros cuerpos por atracción gravitacional convirtiéndose en planetesimales . Esta acumulación gravitacional condujo a la formación de planetas rocosos y gigantes gaseosos .

Dentro de la región que más tarde se convertiría en el cinturón de asteroides, los planetesimales fueron perturbados demasiado intensamente por la gravedad de Júpiter como para formar un planeta. En cambio, continuaron orbitando el Sol, chocando entre sí de vez en cuando. [21] En regiones donde la velocidad promedio de las colisiones era demasiado alta, la rotura de planetesimales tendía a dominar la acreción, [22] impidiendo la formación de cuerpos de tamaño planetario. Las resonancias orbitales ocurrieron cuando el período orbital de un objeto en el cinturón formó una fracción completa con el período orbital de Júpiter, perturbando el objeto en una órbita diferente; en la región entre las órbitas de Marte y Júpiter hay muchas de estas resonancias orbitales. Con la migración de Júpiter hacia el interior del Sistema Solar , estas resonancias habrían barrido el cinturón de asteroides, excitando a la población de planetesimales y provocando que sus velocidades relativas aumentaran. [23]

Durante las primeras etapas del Sistema Solar, los asteroides se derritieron hasta cierto punto, lo que permitió que los elementos dentro de ellos se diferenciaran parcial o completamente por masa. Algunos de los cuerpos progenitores también pueden haber pasado por períodos de vulcanismo explosivo con la formación de océanos de magma . Sin embargo, debido al tamaño relativamente pequeño de los cuerpos, el período de fusión había sido necesariamente corto (en comparación con planetas mucho más grandes) y se produjo en las primeras decenas de millones de años de la formación del Sistema Solar. [24] Un estudio (agosto de 2007) sobre los cristales de circón de un meteorito antártico, que se cree que se originó en Vesta , sugiere que este último, y por extensión el resto del cinturón de asteroides, se había formado bastante rápido, en los diez millones años desde el origen del Sistema Solar. [25]

Evolución

Los asteroides no son campeones del Sistema Solar primitivo. Han experimentado una evolución considerable desde su formación, incluido el calentamiento interno (en las primeras decenas de millones de años), el derretimiento por impacto de la superficie, la erosión espacial por radiación y el bombardeo de micro meteoritos . [26] Aunque algunos científicos se refieren a los asteroides como residuos de planetesimales, [27] otros los consideran distintos. [28]

Se cree que el cinturón de asteroides actual contiene solo una pequeña parte de la masa del primordial. Las simulaciones por computadora indican que el cinturón original podría estar formado por una masa equivalente a la de la Tierra. [29] Principalmente debido a las perturbaciones gravitacionales, la mayor parte del material fue expulsado del cinturón en aproximadamente un millón de años de su formación, dejando atrás menos del 0,1% de su masa original. [21] Desde su formación, el tamaño de los asteroides se ha mantenido relativamente estable: no ha habido aumentos o disminuciones significativos en el tamaño típico de los asteroides del cinturón principal. [30]

La resonancia orbital 4: 1 con Júpiter, en un radio de 2.06 AU , puede considerarse el límite interno del cinturón de asteroides. Las perturbaciones de Júpiter empujan a los cuerpos hacia abajo, para vagar en órbitas inestables. La mayoría de los cuerpos formados dentro del radio de esta brecha fueron barridos por Marte (que tiene un afelio a 1,67 AU) o se alejaron de sus perturbaciones gravitacionales en el sistema solar primitivo. [31] Los asteroides del grupo de Hungaria están ubicados más cerca del Sol que los cuerpos de resonancia 4: 1, pero están protegidos por tener órbitas de alta inclinación. [32]

A medida que se formó el cinturón de asteroides, las temperaturas alcanzaron la línea de congelación a una distancia de 2,7 AU del Sol, por debajo del punto de congelación del agua. Los planetesimales formados más allá de este radio pudieron acumular hielo. [33] [34] En 2006 se anunció que se había descubierto una población de cometas dentro del cinturón de asteroides, más allá de la línea de congelación; estos cometas pueden haber sido una fuente de agua para los océanos de la Tierra. Según algunas hipótesis, no hubo suficiente desgasificación del agua durante el período de nacimiento de la Tierra para que se formaran los océanos, un evento que habría requerido una fuente externa como un bombardeo cometario. [35]

Características

Gaspra , el primer asteroide capturado por una sonda espacial, Galileo , durante el sobrevuelo de 1991; los colores no son reales.
Fragmento del meteorito Allende , una condrita carbonosa que cayó en México en 1969

Contrariamente a la creencia popular, el cinturón de asteroides está casi vacío. Los asteroides se distribuyen en un volumen tan grande que es poco probable que lleguen a uno sin un seguimiento preciso. Sin embargo, actualmente se conocen cientos de miles de asteroides, y el número total, dependiendo del tamaño más pequeño del corte, puede llegar a millones. Más de 200 asteroides tienen un diámetro superior a 100 km, [36] y una investigación realizada utilizando longitudes de onda infrarrojas ha demostrado que el cinturón de asteroides tiene 700.000-1.700.000 con un diámetro de 1 km o más. [37] La magnitud aparente de la mayoría de los asteroides varía de 11 a 19, con un promedio de alrededor de 16. [38]

Se estima que la masa total del cinturón de asteroides es de 2,8 × 10 21 a 3,2 × 10 21 kg (4% de la masa de la Luna). [2] Los cuatro objetos más grandes, Ceres , Vesta , Pallas e Hygiea representan la mitad de la masa total de la fascia, mientras que Ceres solo representa casi un tercio. [3] [4]

Composición

El cinturón actual se compone principalmente de tres categorías de asteroides: tipo C (a base de carbono), tipo S (a base de silicato), tipo M (a base de metal).

Los asteroides carbonáceos, como sugiere su nombre, son ricos en carbono y dominan las regiones exteriores del cinturón. [39] Constituyen más del 75% de los asteroides visibles. Son más rojos que los demás y tienen un albedo muy bajo. Su composición superficial es similar a la de los meteoritos de condrita carbonosa. Químicamente, sus espectros corresponden a la composición primordial del Sistema Solar, con solo los elementos más ligeros y volátiles eliminados.

Los asteroides ricos en silicatos están más extendidos hacia la región interior del cinturón, dentro de 2.5 AU del Sol. [39] [40] Los espectros de sus superficies revelan la presencia de silicatos y algunos metales, mientras que la presencia de compuestos carbonosos es modesto. Esto indica que los materiales se han modificado significativamente de su composición primordial, probablemente mediante fundición. Tienen un albedo relativamente alto y representan aproximadamente el 17% de la población total de asteroides.

Los asteroides ricos en metales constituyen aproximadamente el 10% de la población total; sus espectros se parecen a los del hierro-níquel. Se cree que algunos se formaron a partir de núcleos metálicos de progenitores diferenciados que fueron destrozados por colisiones. Sin embargo, también existen algunos compuestos a base de silicato que pueden producir una apariencia similar. Por ejemplo, el gran asteroide de tipo M 22 Kalliope no parece estar compuesto principalmente de metal. [41] Dentro del cinturón de asteroides, la distribución de los asteroides de tipo M alcanza su nivel máximo a una distancia de aproximadamente 2,7 AU. [42]

Un aspecto que aún no se ha aclarado es la relativa rareza de los asteroides basálticos (tipo V). [43] Las teorías de la formación de asteroides predicen que los objetos del tamaño de Vesta o más grandes deberían formar costras y mantos, compuestos principalmente de roca basáltica; por tanto, más de la mitad de los asteroides deberían estar compuestos de basalto u olivino . Las observaciones, sin embargo, indican que en el 99 por ciento de los casos el material basáltico no está presente. [44] Hasta 2001, se creía que muchos cuerpos basálticos descubiertos en el cinturón de asteroides provenían de Vesta (de ahí su nombre tipo V). Sin embargo, el descubrimiento del asteroide 1459 Magnya reveló una composición química ligeramente diferente de los otros asteroides basálticos descubiertos hasta entonces, lo que sugiere un origen diferente. [44] Esta hipótesis fue reforzada por el descubrimiento adicional en 2007 de dos asteroides en el cinturón exterior, 7472 Kumakiri y (10537) 1991 RY 16 , con una composición basáltica diferente que no podría haberse originado en Vesta. Los dos últimos son los únicos asteroides de tipo V descubiertos en el cinturón exterior hasta la fecha. [43]

La temperatura del cinturón de asteroides varía con la distancia al Sol. Para las partículas de polvo dentro del cinturón, las temperaturas oscilan entre 200 K (−73 ° C) y 2,2 AU hasta 165 K (−108 ° C) y 3,2 AU. [45] Sin embargo, debido a la rotación, la temperatura de la superficie de un asteroide puede variar considerablemente, ya que los lados se exponen alternativamente a la radiación solar primero y luego al fondo estelar.

Cometas del cinturón principal

Varios cuerpos de la fascia exterior muestran una actividad similar a la de un cometa . Dado que sus órbitas no se pueden explicar por la captura de cometas clásicos, se cree que muchos de los asteroides exteriores pueden estar helados, y el hielo a veces se sublima a través de pequeñas protuberancias. Los cometas del cinturón principal pueden haber sido una de las principales fuentes de los océanos de la Tierra: los cometas clásicos tienen una relación deuterio-hidrógeno demasiado baja para ser considerados la fuente principal. [46]

Órbitas

Distribución de la excentricidad de los principales asteroides del cinturón.

La mayoría de los asteroides del cinturón tienen una excentricidad orbital de menos de 0,4 y una inclinación de menos de 30 °. Su distribución orbital es máxima con una excentricidad de aproximadamente 0,07 y una inclinación de menos de 4 °. [38] Por lo tanto, mientras que un asteroide típico tiene una órbita casi circular y está relativamente cerca del plano de la eclíptica , algunos pueden tener órbitas muy excéntricas y extenderse mucho más allá del plano de la eclíptica.

A veces, el término "cinturón principal" se utiliza para indicar solo la región central, donde se encuentra la mayor concentración de cuerpos. Este se encuentra entre los orificios de Kirkwood 4: 1 y 2: 1 (a 2,06 y 3,27 AU respectivamente), y en excentricidades orbitales inferiores a aproximadamente 0,33, con inclinaciones orbitales inferiores a aproximadamente 20 °. La región central contiene aproximadamente el 93,4% de todos los asteroides numerados del Sistema Solar. [47]

Brechas de Kirkwood

Icono de lupa mgx2.svg El mismo tema en detalle: Kirkwood lacuna .
Este gráfico muestra la distribución de los ejes semi-principales de los asteroides en el "corazón" del cinturón de asteroides. Las flechas negras indican los espacios de Kirkwood, donde las resonancias orbitales con Júpiter desestabilizan las órbitas.

El semieje mayor de un asteroide se utiliza para describir su órbita alrededor del Sol, y su valor determina el período orbital del planeta menor. En 1866, Daniel Kirkwood anunció el descubrimiento de lagunas en las distancias de las órbitas de estos cuerpos al Sol. Estaban ubicados en posiciones donde su período de revolución alrededor del Sol era una fracción completa del período orbital de Júpiter. Kirkwood propuso la hipótesis de que las perturbaciones gravitacionales del planeta provocaron que los asteroides se alejaran de estas órbitas. [48]

Cuando el período orbital medio de un asteroide es una fracción completa del de Júpiter, se genera una resonancia de movimiento promedio con el gigante gaseoso suficiente para perturbar los elementos orbitales del asteroide. Los asteroides que habían terminado en los huecos (ya sea originalmente debido a la migración de la órbita de Júpiter, [49] o debido a perturbaciones o colisiones previas) se mueven gradualmente a otras órbitas aleatorias, con un semieje mayor diferente.

Los espacios no son visibles en una simple instantánea de las posiciones de los asteroides en un momento determinado, ya que las órbitas de los asteroides son elípticas y muchos asteroides aún cruzan los radios correspondientes a los espacios. La densidad de asteroides en estos espacios no difiere significativamente de la de las regiones vecinas. [50]

Los principales huecos corresponden a las siguientes resonancias de movimiento medio con Júpiter: 3: 1, 5: 2, 7: 3 y 2: 1. Por ejemplo, un asteroide en el agujero Kirkwood 3: 1, por cada órbita de Júpiter, orbita alrededor del Sol tres veces. Se producen resonancias más débiles con otros valores del eje semi-mayor, con menos asteroides encontrados que cerca. (Por ejemplo, una resonancia de 8: 3 para asteroides con un eje semi-mayor de 2,71 AU). [51]

La población principal (o central) del cinturón de asteroides a veces se divide en tres zonas, según las brechas más importantes. La primera zona está ubicada entre los huecos de Kirkwood con resonancia 4: 1 (2.06 AU) y 3: 1 (2.5 AU). La segunda zona continúa desde el final de la primera hasta el agujero con una resonancia de 5: 2 (2,82 AU). La tercera zona se extiende desde el borde exterior de la segunda hasta el espacio con resonancia 2: 1 (3,28 AU). [52]

El cinturón de asteroides también se puede dividir en el cinturón interior y exterior, donde el cinturón interior está formado por asteroides que orbitan más cerca de Marte que la brecha 3: 1 (2,5 AU), y el cinturón exterior formado por los asteroides más cercanos a la órbita de Júpiter. (Algunos autores dividen la banda interna de la banda externa con una resonancia de 2: 1 (3.3 AU), mientras que otros la dividen en banda interna, mediana y externa).

Colisiones

La luz zodiacal, creada en parte por el polvo de las colisiones en el cinturón de asteroides.

La gran población del cinturón principal determina un entorno muy activo, donde a menudo ocurren colisiones entre asteroides (en escalas de tiempo astronómicas). Las colisiones entre cuerpos del cinturón principal con otros de un radio promedio de 10 km ocurren aproximadamente una vez cada 10 millones de años. [53] Una colisión puede fragmentar un asteroide en varios pedazos más pequeños (lo que lleva a la formación de una nueva familia de asteroides ). Por el contrario, las colisiones que ocurren a velocidades relativamente bajas también pueden unir dos asteroides. Después de más de 4 mil millones de años de tales procesos, los miembros del cinturón de asteroides ahora se parecen poco a la población original.

Además de los asteroides, el cinturón principal también contiene bandas de polvo compuestas por partículas con un radio de hasta unos pocos cientos de micrómetros. Este fino material se produce, al menos en parte, por colisiones entre asteroides y por impactos de micrometeoritos sobre asteroides. Debido al efecto Poynting-Robertson , la presión de la radiación solar hace que este polvo en el interior gire lentamente en espiral hacia el Sol. [54]

La combinación de este fino polvo de asteroide, así como el material cometario expulsado, produce la luz zodiacal . Este tenue resplandor auroral se puede ver en la noche extendiéndose desde la dirección del Sol a lo largo del plano de la eclíptica . Las partículas que producen luz zodiacal visible tienen un radio promedio de aproximadamente 40 micrones. La vida media de estas partículas es de unos 700.000 años; por lo tanto, para preservar las bandas de polvo, se deben producir constantemente nuevas partículas dentro del cinturón de asteroides. [54]

Meteoritos

Algunos de los desechos producidos por las colisiones pueden formar meteoroides que ingresan a la atmósfera de la Tierra. [55] De los 50.000 meteoritos encontrados en la Tierra hasta la fecha, se cree que el 99,8 por ciento se originó en el cinturón de asteroides. [56] Un estudio de septiembre de 2007 planteó la hipótesis de que la colisión entre el asteroide 298 Baptistina y un cuerpo grande envió varios fragmentos al interior del sistema solar. Se cree que los impactos de estos fragmentos crearon tanto el cráter Tycho en la Luna como el cráter Chicxulub en México, los restos del impacto masivo que resultó en la extinción de los dinosaurios hace 65 millones de años. [57]

Familias y grupos

Icono de lupa mgx2.svg El mismo tema en detalle: familia de asteroides .
Diagrama de inclinación orbital ( i p ) - excentricidad ( e p ) de los asteroides numerados del cinturón principal; muestra claramente grupos que representan familias de asteroides.

En 1918, el astrónomo japonés Kiyotsugu Hirayama notó que las órbitas de algunos asteroides tenían parámetros similares; por tanto, se pensó en clasificarlos en familias y grupos. [58]

Aproximadamente un tercio de los asteroides del cinturón principal son miembros de una familia de asteroides. Estos comparten elementos orbitales similares, como el semieje mayor, la excentricidad y la inclinación orbital, así como características espectrales similares, cada una de las cuales indica un origen común en la fragmentación de un cuerpo más grande. Los diagramas de estos elementos muestran concentraciones de asteroides que indican la presencia de una familia. Hay alrededor de 20-30 asociaciones que son casi con certeza familias de asteroides. Estos se pueden confirmar cuando sus miembros exhiben características espectrales comunes. [59] Las asociaciones más pequeñas de asteroides se denominan grupos o cúmulos.

Algunas de las familias más importantes del cinturón de asteroides (en orden ascendente de eje semi-mayor) son: Flora , Eunomia , Coronide , Eos y Themes . [42] La familia Flora, una de las más grandes con más de 800 miembros, puede haberse formado a partir de una colisión hace menos de mil millones de años. [60] El asteroide más grande para ser un verdadero miembro de una familia (a diferencia del intruso Ceres con la familia Gefion ) es 4 Vesta. Se cree que la familia Vesta se formó por un impacto (con la formación relativa de un cráter) en Vesta. Los meteoritos HED también podrían ser el resultado de esta colisión. [61]

Dentro del cinturón de asteroides, se han descubierto tres bandas de polvo con inclinaciones orbitales similares a las de las familias Eos, Koronis y Themis, por lo que quizás podrían estar asociadas con estos grupos. [62]

Afueras

Cerca del borde interior de la fascia (a una distancia de 1,78 a 2,0 AU, con un semieje mayor medio de 1,9 AU) se encuentra el grupo de Hungría . Lleva el nombre del miembro principal, 434 Hungaria , y contiene al menos 52 asteroides con órbitas muy inclinadas. Alcuni membri appartengono alla categoria degli asteroidi che intersecano l'orbita di Marte , le cui perturbazioni gravitazionali sono probabilmente un fattore che riduce la popolazione totale di questo gruppo. [63]

Un altro gruppo ad alta inclinazione orbitale nella parte interna della fascia degli asteroidi è la famiglia Phocaea . Questi sono composti principalmente da asteroidi di tipo S, mentre la vicina famiglia Hungaria comprende alcuni asteroidi di tipo E . [64] La famiglia Phocaea orbita tra 2,25 e 2,5 UA dal Sole.

Vicino al bordo esterno della fascia vi è il gruppo di Cibele , in orbita tra 3,3 e 3,5 UA, e con una risonanza orbitale 7:4 con Giove. La famiglia Hilda orbita tra 3,5 e 4,2 UA, in orbite relativamente circolari e con una risonanza orbitale stabile 3:2 con Giove. Ci sono pochi asteroidi oltre 4,2 UA, fino all'orbita di Giove. Qui si trovano le due famiglie di asteroidi troiani che, almeno tra oggetti di dimensioni superiori a 1 km, sono numerosi all'incirca quanto gli asteroidi della fascia principale. [65]

Nuove famiglie

Alcune famiglie di asteroidi si sono formati di recente, in termini astronomici. La Famiglia Karin apparentemente formata circa 5,7 milioni di anni fa da una collisione con un asteroide progenitore di raggio di 33 km. [66] La famiglia Veritas si formò circa 8,3 milioni di anni fa, e la prova di questa affermazione è costituita da polvere interplanetaria recuperata da sedimenti marini. [67]

Più di recente, il gruppo Datura sembra essersi formato circa 450 000 anni fa da una collisione con un asteroide della fascia principale. La stima dell'età si basa sull'ipotesi che, a quel tempo, le orbite dei suoi membri fossero quelle attuali. Questo gruppo e altre formazioni, come ad esempio il gruppo Iannini (circa 1,5 milioni di anni fa), potrebbero essere stati una fonte di materiale per la polvere zodiacale. [68]

Esplorazioni

Rappresentazione artistica del veicolo spaziale Dawn con Vesta (a sinistra) e Cerere (a destra).

Il primo veicolo spaziale ad attraversare la fascia degli asteroidi fu Pioneer 10 , che entrò nella regione il 16 luglio 1972. A quel tempo si temeva che i detriti della fascia potessero rappresentare un rischio per la navicella, ma da allora è stata attraversata da 11 veicoli partiti dalla Terra senza alcun incidente. Pioneer 11 , Voyager 1 e 2 e Ulysses passarono attraverso la fascia senza riprendere alcun'immagine. Galileo riprese immagini dell'asteroide 951 Gaspra nel 1991 e di 243 Ida nel 1993, NEAR , di 253 Mathilde nel 1997, Cassini , di 2685 Masursky nel 2000, Stardust , di 5535 Annefrank nel 2002, New Horizons , di 132524 APL nel 2006, Rosetta , di 2867 Šteins nel 2008. A causa della bassa densità di materiale all'interno della fascia, oggi si stima che, per una sonda, le probabilità di impatto con un asteroide sono meno di una su un miliardo. [69]

La maggior parte delle immagini degli asteroidi della fascia provengono da brevi flyby di sonde dirette verso altri obiettivi. Solo le missioni Dawn , NEAR e Hayabusa hanno studiato le orbite e le superfici degli asteroidi per un periodo prolungato. Dawn ha esplorato Vesta dal luglio 2011 al settembre 2012, ed per poi osservare Cerere dal 2015 fino a fine missione. Una possibile visita di Pallade della sonda, a missione conclusa, fu pensata marginalmente, ma risultò irrealizzabile per la forte differenza di orbita, mentre la proposta di visitare un altro asteroide fu rifiutata. [70]

Note

  1. ^ a b GA Krasinsky, Pitjeva, EV; Vasilyev, MV; Yagudina, and EI, Hidden Mass in the Asteroid Belt , in Icarus , vol. 158, n. 1, luglio 2002, pp. 98–105, DOI : 10.1006/icar.2002.6837 .
  2. ^ a b EV Pitjeva, High-Precision Ephemerides of Planets—EPM and Determination of Some Astronomical Constants ( PDF ), in Solar System Research , vol. 39, n. 3, 2005, p. 176, DOI : 10.1007/s11208-005-0033-2 . URL consultato il 20 dicembre 2011 (archiviato dall' url originale il 7 settembre 2012) .
  3. ^ a b For recent estimates of the masses of Ceres , 4 Vesta , 2 Pallas and 10 Hygiea , see the references in the infoboxes of their respective articles.
  4. ^ a b Donald K. Yeomans, JPL Small-Body Database Browser , su ssd.jpl.nasa.gov , NASA JPL, 13 luglio 2006. URL consultato il 27 settembre 2010 ( archiviato il 29 settembre 2010) .
  5. ^ ( EN ) H. Jeffreys, The planetesimal hypothesis ( abstract ), in The Observatory , vol. 52, 1929, pp. 173-178, Bibcode : 1929Obs....52..173J .
  6. ^ Sculpting the Asteroid Belt , su skyandtelescope.com . URL consultato il 3 maggio 2013 (archiviato dall' url originale il 30 dicembre 2013) .
  7. ^ a b c Hilton, J., When Did the Asteroids Become Minor Planets? , su US Naval Observatory (USNO) , 2001. URL consultato il 1º ottobre 2007 (archiviato dall' url originale il 6 aprile 2012) .
  8. ^ a b Dawn: A Journey to the Beginning of the Solar System , su Space Physics Center: UCLA , 2005. URL consultato il 3 novembre 2007 .
  9. ^ a b Hoskin, Michael, Bode's Law and the Discovery of Ceres , su Churchill College, Cambridge . URL consultato il 12 luglio 2010 .
  10. ^ Linda T. Elkins-Tanton, Asteroids, Meteorites, and Comets , 2010:10
  11. ^ a b Call the police! The story behind the discovery of the asteroids , in Astronomy Now , giugno 2007, pp. 60–61.
  12. ^ Pogge, Richard, An Introduction to Solar System Astronomy: Lecture 45: Is Pluto a Planet? , su An Introduction to Solar System Astronomy , Ohio State University , 2006. URL consultato l'11 novembre 2007 .
  13. ^ Douglas Harper, Asteroid , su Online Etymology Dictionary , Etymology Online, 2010. URL consultato il 15 aprile 2011 .
  14. ^ DeForest, Jessica, Greek and Latin Roots , su msu.edu , Michigan State University, 2000. URL consultato il 25 luglio 2007 ( archiviato il 12 agosto 2007) .
  15. ^ Clifford Cunningham, William Hershel and the First Two Asteroids , in The Minor Planet Bulletin , vol. 11, Dance Hall Observatory, Ontario, 1984, p. 3.
  16. ^ a b Staff, Astronomical Serendipity , su dawn.jpl.nasa.gov , NASA JPL, 2002. URL consultato il 20 aprile 2007 (archiviato dall' url originale il 6 febbraio 2012) .
  17. ^ Is it a coincidence that most of the planets fall within the Titius-Bode law's boundaries? , su astronomy.com . URL consultato il 16 ottobre 2007 .
  18. ^

    «How might it be if Ceres and Pallas were just a pair of fragments, or portions of a once greater planet which at one time occupied its proper place between Mars and Jupiter, and was in size more analogous to the other planets, and perhaps millions of years ago, had, either through the impact of a comet, or from an internal explosion, burst into pieces?»

    ( Olbers in una lettera a Herschel del 17 maggio 1802, citato da ( EN ) Paul Murdin, Rock Legends: The Asteroids and Their Discoverers , Springer, 2016, pp. 41-42, ISBN 978-3-319-31836-3 . )
  19. ^ Masetti, M.; and Mukai, K., Origin of the Asteroid Belt , su imagine.gsfc.nasa.gov , NASA Goddard Spaceflight Center, 1º dicembre 2005. URL consultato il 25 aprile 2007 .
  20. ^ Susan Watanabe, Mysteries of the Solar Nebula , su jpl.nasa.gov , NASA, 20 luglio 2001. URL consultato il 2 aprile 2007 .
  21. ^ a b Petit, J.-M.; Morbidelli, A.; and Chambers, J., The Primordial Excitation and Clearing of the Asteroid Belt ( PDF ), in Icarus , vol. 153, n. 2, 2001, pp. 338–347, DOI : 10.1006/icar.2001.6702 . URL consultato il 22 marzo 2007 ( archiviato il 21 febbraio 2007) .
  22. ^ Edgar, R.; and Artymowicz, P., Pumping of a Planetesimal Disc by a Rapidly Migrating Planet ( PDF ), in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 354, n. 3, 2004, pp. 769–772, DOI : 10.1111/j.1365-2966.2004.08238.x . URL consultato il 16 aprile 2007 (archiviato dall' url originale il 21 giugno 2007) .
  23. ^ E. rd Scott, Constraints on Jupiter's Age and Formation Mechanism and the Nebula Lifetime from Chondrites and Asteroids , League City, Texas, Lunar and Planetary Society, 13-17 marzo 2006. URL consultato il 16 aprile 2007 .
  24. ^ Taylor, GJ; Keil, K.; McCoy, T.; Haack, H.; and Scott, ERD et al. , Asteroid differentiation – Pyroclastic volcanism to magma oceans , in Meteoritics , vol. 28, n. 1, 1993, pp. 34–52.
  25. ^ Kelly, Karen, U of T researchers discover clues to early solar system , su University of Toronto , 2007. URL consultato il 12 luglio 2010 .
  26. ^ Clark, BE; Hapke, B.; Pieters, C.; Britt, D. et al. , Asteroid Space Weathering and Regolith Evolution , in Asteroids III , 2002, p. 585. Gaffey, Michael J., The Spectral and Physical Properties of Metal in Meteorite Assemblages: Implications for Asteroid Surface Materials , in Icarus (ISSN 0019-1035) , vol. 66, n. 3, 1996, p. 468, Bibcode : 1986Icar...66..468G , DOI : 10.1016/0019-1035(86)90086-2 . Keil, K., Thermal alteration of asteroids: evidence from meteorites , su Planetary and Space Science , 2000. URL consultato l'8 novembre 2007 . Baragiola, RA; Duke, CA; Loeffler, M.; McFadden, LA; and Sheffield, J., Duke, Loeffler, McFadden e Sheffield, Impact of ions and micrometeorites on mineral surfaces: Reflectance changes and production of atmospheric species in airless solar system bodies , in EGS – AGU – EUG Joint Assembly , 2003, p. 7709, Bibcode : 2003EAEJA.....7709B .
  27. ^ Chapman, CR; Williams, JG; Hartmann, WK, The asteroids , in Annual review of astronomy and astrophysics , vol. 16, 1978, pp. 33–75, DOI : 10.1146/annurev.aa.16.090178.000341 .
  28. ^ Kracher, A., Asteroid 433 Eros and partially differentiated planetesimals: bulk depletion versus surface depletion of sulfur ( PDF ), su Ames Laboratory , 2005. URL consultato l'8 novembre 2007 (archiviato dall' url originale il 28 novembre 2007) .
  29. ^ Dr. Robert Piccioni, Did Asteroid Impacts Make Earth Habitable? , su guidetothecosmos.com . URL consultato il 3 maggio 2013 .
  30. ^ Lori Stiles, Asteroids Caused the Early Inner Solar System Cataclysm , University of Arizona News, 15 settembre 2005. URL consultato il 18 aprile 2007 .
  31. ^ Alfvén, H.; Arrhenius, G., The Small Bodies , su SP-345 Evolution of the Solar System , NASA, 1976. URL consultato il 12 aprile 2007 ( archiviato il 13 maggio 2007) .
  32. ^ Christopher E. Spratt, The Hungaria group of minor planets , in Journal of the Royal Astronomical Society of Canada , vol. 84, aprile 1990, pp. 123–131.
  33. ^ Lecar, M.; Podolak, M.; Sasselov, D.; Chiang, E., Infrared cirrus – New components of the extended infrared emission , in The Astrophysical Journal , vol. 640, n. 2, 2006, pp. 1115–1118, DOI : 10.1086/500287 .
  34. ^ Phil Berardelli, Main-Belt Comets May Have Been Source Of Earths Water , Space Daily, 23 marzo 2006. URL consultato il 27 ottobre 2007 ( archiviato l'11 ottobre 2007) .
  35. ^ Emily Lakdawalla, Discovery of a Whole New Type of Comet , su planetary.org , The Planetary Society, 28 aprile 2006. URL consultato il 20 aprile 2007 ( archiviato il 1º maggio 2007) .
  36. ^ Donald K. Yeomans, JPL Small-Body Database Search Engine , su ssd.jpl.nasa.gov , NASA JPL, 26 aprile 2007. URL consultato il 26 aprile 2007 . – search for asteroids in the main belt regions with a diameter >100.
  37. ^ Tedesco, EF; and Desert, F.-X., The Infrared Space Observatory Deep Asteroid Search , in The Astronomical Journal , vol. 123, n. 4, 2002, pp. 2070–2082, DOI : 10.1086/339482 .
  38. ^ a b Gareth Williams, Distribution of the Minor Planets , su minorplanetcenter.org , Minor Planets Center, 25 settembre 2010. URL consultato il 27 ottobre 2010 .
  39. ^ a b Wiegert, P.; Balam, D.; Moss, A.; Veillet, C.; Connors, M.; and Shelton, I., Evidence for a Color Dependence in the Size Distribution of Main-Belt Asteroids ( PDF ), in The Astronomical Journal , vol. 133, n. 4, 2007, pp. 1609–1614, DOI : 10.1086/512128 . URL consultato il 6 settembre 2008 (archiviato dall' url originale l'11 agosto 2011) .
  40. ^ BE Clark, New News and the Competing Views of Asteroid Belt Geology , in Lunar and Planetary Science , vol. 27, 1996, pp. 225–226.
  41. ^ Margot, JL; and Brown, ME, A Low-Density M-type Asteroid in the Main Belt , in Science , vol. 300, n. 5627, 2003, pp. 1939–1942, DOI : 10.1126/science.1085844 .
  42. ^ a b Kenneth R. Lang, Asteroids and meteorites , su ase.tufts.edu , NASA's Cosmos, 2003. URL consultato il 2 aprile 2007 .
  43. ^ a b Duffard, RD; Roig, F., Two New Basaltic Asteroids in the Main Belt? , Baltimore, Maryland, 14–18 luglio 2008.
  44. ^ a b Than, Ker, Strange Asteroids Baffle Scientists , su space.com , 2007. URL consultato il 14 ottobre 2007 .
  45. ^ Low, FJ; et al. , Infrared cirrus – New components of the extended infrared emission , in Astrophysical Journal, Part 2 – Letters to the Editor , vol. 278, 1984, pp. L19–L22, DOI : 10.1086/184213 .
  46. ^ Interview with David Jewitt , su youtube.com . URL consultato il 21 maggio 2011 .
  47. ^ This value was obtained by a simple count up of all bodies in that region using data for 120437 numbered minor planets from the Minor Planet Center orbit database , dated February 8, 2006.
  48. ^ J. Donald Fernie, The American Kepler , in American Scientist , vol. 87, n. 5, 1999, p. 398. URL consultato il 4 febbraio 2007 (archiviato dall' url originale l'11 giugno 2011) .
  49. ^ Liou, Jer-Chyi; and Malhotra, Renu, Depletion of the Outer Asteroid Belt , in Science , vol. 275, n. 5298, 1997, pp. 375–377, DOI : 10.1126/science.275.5298.375 . URL consultato il 1º agosto 2007 .
  50. ^ McBride, N.; and Hughes, DW, The spatial density of asteroids and its variation with asteroidal mass , in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 244, 1990, pp. 513–520.
  51. ^ S. Ferraz-Mello, Kirkwood Gaps and Resonant Groups , Belgirate, Italy, Kluwer Academic Publishers, 14–18 giugno 1993, pp. 175–188. URL consultato il 28 marzo 2007 .
  52. ^ Jozef Klacka, Mass distribution in the asteroid belt , in Earth, Moon, and Planets , vol. 56, n. 1, 1992, pp. 47–52, DOI : 10.1007/BF00054599 .
  53. ^ DE Backman, Fluctuations in the General Zodiacal Cloud Density , su Backman Report , NASA Ames Research Center, 6 marzo 1998. URL consultato il 4 aprile 2007 (archiviato dall' url originale il 3 marzo 2012) .
  54. ^ a b William T. Reach, Zodiacal emission. III – Dust near the asteroid belt , in Astrophysical Journal , vol. 392, n. 1, 1992, pp. 289–299, DOI : 10.1086/171428 .
  55. ^ Danny Kingsley, Mysterious meteorite dust mismatch solved , su abc.net.au , ABC Science, 1º maggio 2003. URL consultato il 4 aprile 2007 .
  56. ^ ( EN ) Meteors and Meteorites , su nasa.gov , NASA. URL consultato il dicembre 2020 .
  57. ^ Breakup event in the main asteroid belt likely caused dinosaur extinction 65 million years ago , su Southwest Research Institute , 2007. URL consultato il 14 ottobre 2007 ( archiviato l'11 ottobre 2007) .
  58. ^ David W. Hughes, Finding Asteroids In Space , su open2.net , BBC, 2007. URL consultato il 20 aprile 2007 (archiviato dall' url originale il 10 marzo 2012) .
  59. ^ Anne Lemaitre, Asteroid family classification from very large catalogues , Belgrade, Serbia and Montenegro, Cambridge University Press, 31 agosto - 4 settembre 2004, pp. 135–144. URL consultato il 15 aprile 2007 .
  60. ^ Linda MV Martel, Tiny Traces of a Big Asteroid Breakup , su psrd.hawaii.edu , Planetary Science Research Discoveries, 9 marzo 2004. URL consultato il 2 aprile 2007 ( archiviato il 1º aprile 2007) .
  61. ^ Michael J. Drake,The eucrite/Vesta story , in Meteoritics & Planetary Science , vol. 36, n. 4, 2001, pp. 501–513, DOI : 10.1111/j.1945-5100.2001.tb01892.x .
  62. ^ Love, SG; and Brownlee, DE, The dust band contribution to the interplanetary dust complex – Evidence seen at 60 and 100 microns , in Astronomical Journal , vol. 104, n. 6, 1992, pp. 2236–2242, DOI : 10.1086/116399 .
  63. ^ Christopher E. Spratt, The Hungaria group of minor planets , in Journal of the Royal Astronomical Society of Canada , vol. 84, n. 2, 1990, pp. 123–131.
  64. ^ Carvano, JM; Lazzaro, D.; Mothé-Diniz, T.; Angeli, CA; and Florczak, M., Spectroscopic Survey of the Hungaria and Phocaea Dynamical Groups , in Icarus , vol. 149, n. 1, 2001, pp. 173–189, DOI : 10.1006/icar.2000.6512 .
  65. ^ Roger Dymock, Asteroids and Dwarf Planets and How to Observe Them , Springer, 2010, p. 24, ISBN 1-4419-6438-X . URL consultato il 4 aprile 2011 .
  66. ^ ( EN ) Nesvorný, David et al. , Karin cluster formation by asteroid impact , in Icarus , vol. 183, n. 2, agosto 2006, pp. 296–311, DOI : 10.1016/j.icarus.2006.03.008 .
  67. ^ Maggie McKee, Eon of dust storms traced to asteroid smash , New Scientist Space, 18 gennaio 2006. URL consultato il 15 aprile 2007 (archiviato dall' url originale il 14 marzo 2012) .
  68. ^ Nesvorný, D.; Bottke, WF; Levison, HF; and Dones, L., Recent Origin of the Solar System Dust Bands ( PDF ), in The Astrophysical Journal , vol. 591, n. 1, 2003, pp. 486–497, DOI : 10.1086/374807 . URL consultato il 15 aprile 2007 .
  69. ^ Alan Stern, New Horizons Crosses The Asteroid Belt , Space Daily, 3 giugno 2006. URL consultato il 14 aprile 2007 .
  70. ^ Staff, Dawn Mission Home Page , su dawn.jpl.nasa.gov , NASA JPL, 10 aprile 2007. URL consultato il 14 aprile 2007 ( archiviato l'11 aprile 2007) .

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