Un grupo de planetas menores es una población de planetas menores que comparten órbitas muy similares. Los miembros generalmente no están relacionados entre sí, a diferencia de lo que ocurre en una familia de asteroides , que a menudo resulta de la desintegración de un solo asteroide. Es habitual nombrar a un grupo de asteroides en honor al primer miembro de ese grupo que se descubra, que a menudo es el más grande.
Grupos fuera de la órbita de la Tierra
Hay relativamente pocos asteroides que orbitan cerca del Sol. Varios de estos grupos son hipotéticos en este momento, ya que aún no se ha descubierto ningún miembro; por lo tanto, los nombres que se les han dado son provisionales.
Los asteroides vulcanoides son asteroides hipotéticos que orbitan completamente dentro de la órbita de Mercurio (tienen un afelio de menos de 0,3874 UA). Se han llevado a cabo algunas búsquedas de vulcanoides, pero hasta ahora no se ha descubierto ninguno.
Los asteroides ꞌAylóꞌchaxnim (anteriormente llamados Vatira) son asteroides que orbitan completamente dentro de la órbita de Venus (tienen un afelio de menos de 0,718 UA). En 2022 [actualizar], se conoce un asteroide de este tipo: 594913 ꞌAylóꞌchaxnim .
Los asteroides Atira (Apohele; Objetos del Interior de la Tierra) son un pequeño grupo de asteroides conocidos cuyo afelio es menor a 0,983 UA, lo que significa que orbitan completamente dentro de la órbita de la Tierra. El grupo recibe su nombre de su primer miembro confirmado, 163693 Atira . A partir de 2020 [actualizar], el grupo consta de 22 miembros, 6 de los cuales están numerados. [1]
Asteroides que cruzan a Venus y cuyo perihelio es menor que las 0,7184 UA de Venus . Este grupo incluye los asteroides que cruzan a Mercurio mencionados anteriormente (si su afelio es mayor que el perihelio de Venus. Todos los asteroides conocidos que cruzan a Mercurio cumplen esta condición excepto ꞌAylóꞌchaxnim, que tiene un afelio menor que el perihelio de Venus y un perihelio ligeramente menor que el afelio de Mercurio).
Asteroides que cruzan la Tierra y cuyo perihelio es menor que el de la Tierra (0,9833 UA). Este grupo incluye los asteroides que cruzan Mercurio y Venus, además de los Apoheles. También se dividen en
Los asteroides Arjuna se definen de forma algo vaga como poseedores de órbitas similares a la de la Tierra; es decir, con un radio orbital promedio de alrededor de 1 UA y con baja excentricidad e inclinación. [2] Debido a la vaguedad de esta definición, algunos asteroides pertenecientes a los grupos Atira , Amor , Apollo o Aten también pueden clasificarse como Arjunas. El término fue introducido por Spacewatch y no se refiere a un asteroide existente; los ejemplos de Arjunas incluyen 1991 VG .
Los troyanos terrestres son asteroides ubicados en los puntos de Lagrange entre la Tierra y el Sol L 4 y L 5 . Su ubicación en el cielo, observada desde la superficie de la Tierra, estaría fija en unos 60 grados al este y al oeste del Sol, y como la gente tiende a buscar asteroides en elongaciones mucho mayores, se han realizado pocas búsquedas en estas ubicaciones. Los únicos troyanos terrestres conocidos son 2010 TK 7 y 2020 XL 5 .
Los asteroides que cruzan Marte tienen órbitas que cruzan la de Marte, pero no necesariamente se aproximan a la de la Tierra.
Los troyanos marcianos siguen o lideran a Marte en su órbita, en cualquiera de los dos puntos de Lagrange 60° por delante ( L 4 ) o por detrás ( L 5 ). A fecha de noviembre de 2020, se conocen nueve. El más grande parece ser 5261 Eureka .
Muchos de los asteroides que cruzan la Tierra, Venus y Mercurio tienen una afelia mayor a 1 UA.
El cinturón de asteroides
Histograma que muestra las cuatro brechas de Kirkwood más prominentes y una posible división en asteroides del cinturón principal interno, medio y externo : Cinturón principal interior ( a < 2,5 AU ) Cinturón principal medio (2,5 AU < a < 2,82 AU) Cinturón principal exterior ( a > 2,82 AU)Grupos de asteroides que se dirigen hacia la órbita de Júpiter. El cinturón de asteroides se muestra en rojo.
La inmensa mayoría de los asteroides conocidos tienen órbitas que se encuentran entre las órbitas de Marte y Júpiter , aproximadamente entre 2 y 4 UA . Estos no podrían formar un planeta debido a la influencia gravitatoria de Júpiter. La influencia gravitatoria de Júpiter, a través de la resonancia orbital , despeja los huecos de Kirkwood en el cinturón de asteroides, reconocidos por primera vez por Daniel Kirkwood en 1874.
La región con la concentración más densa (situada entre las brechas de Kirkwood a 2,06 y 3,27 UA, con excentricidades inferiores a aproximadamente 0,3 e inclinaciones inferiores a 30°) se denomina cinturón de asteroides . Las brechas de Kirkwood pueden subdividirlo en:
Cinturón de asteroides interior , dentro de la fuerte brecha de Kirkwood a 2,50 UA debido a la resonancia orbital de Júpiter de 3:1 . El miembro más grande es 4 Vesta .
Aparentemente también incluye un grupo llamado asteroides del cinturón principal I, que tienen un semieje mayor entre 2,3 UA y 2,5 UA y una inclinación de menos de 18°.
Cinturón de asteroides medio (o intermedio) , entre las resonancias orbitales de Júpiter 3:1 y 5:2, esta última a 2,82 UA. El miembro más grande es Ceres . Este grupo aparentemente se divide en:
Asteroides del cinturón principal IIa que tienen un semieje mayor entre 2,5 UA y 2,706 UA y una inclinación inferior a 33°.
Asteroides del cinturón principal IIb que tienen un semieje mayor entre 2,706 UA y 2,82 UA y una inclinación inferior a 33°.
Cinturón de asteroides exterior entre las resonancias orbitales de Júpiter 5:2 y 2:1. El miembro más grande es 10 Hygiea . Este grupo aparentemente se divide en:
Asteroides del cinturón principal IIIa que tienen un semieje mayor entre 2,82 AU y 3,03 AU, una excentricidad menor a 0,35 y una inclinación menor a 30°.
Asteroides del cinturón principal IIIb que tienen un semieje mayor entre 3,03 UA y 3,27 UA, una excentricidad menor a 0,35 y una inclinación menor a 30°.
Otros grupos salen a la órbita de Júpiter
Fuera del cinturón de asteroides hay varios grupos de asteroides más o menos distintos, que se distinguen ya sea por su distancia media al Sol o por combinaciones particulares de varios elementos orbitales:
Los asteroides Hungaria , con un radio orbital medio de entre 1,78 UA y 2 UA, una excentricidad inferior a 0,18 y una inclinación de entre 16° y 34°. Deben su nombre a 434 Hungaria y se encuentran justo fuera de la órbita de Marte, y posiblemente sean atraídos por la resonancia de Júpiter de 9:2 o la resonancia de Marte de 3:2.
Los asteroides Phocaea , con un radio orbital medio entre 2,25 UA y 2,5 UA, una excentricidad mayor de 0,1 y una inclinación entre 18° y 32°. Algunas fuentes agrupan los asteroides Phocaeas con los Hungarias, pero la división entre los dos grupos es real y está causada por la resonancia 4:1 con Júpiter. Deben su nombre a 25 Phocaea .
Los asteroides Alinda tienen un radio orbital medio de 2,5 UA y una excentricidad de entre 0,4 y 0,65 (aproximadamente). Estos objetos se mantienen en resonancia 3:1 con Júpiter y 4:1 con la Tierra . Muchos asteroides Alinda tienen perihelios muy cercanos a la órbita de la Tierra y pueden ser difíciles de observar por este motivo. Los asteroides Alinda no están en órbitas estables y, con el tiempo, colisionarán con Júpiter o con planetas terrestres. Deben su nombre a 887 Alinda .
Los asteroides de la familia Pallas tienen un radio orbital medio de entre 2,7 y 2,8 UA y una inclinación de entre 30° y 38°. Reciben su nombre de 2 Pallas .
Los asteroides Griqua tienen un radio orbital de entre 3,1 UA y 3,27 UA y una excentricidad superior a 0,35. Estos asteroides se encuentran en libración estable 2:1 con Júpiter, en órbitas de alta inclinación. Hasta ahora se conocen entre 5 y 10 de ellos, siendo 1362 Griqua y 8373 Stephengould los más destacados.
Los asteroides Cibeles tienen un radio orbital medio de entre 3,27 UA y 3,7 UA, [3] una excentricidad inferior a 0,3, [4] y una inclinación inferior a 30°. [3] Este grupo parece agruparse alrededor de la resonancia 7:4 con Júpiter. Debe su nombre a 65 Cibeles . [4]
Los asteroides Hilda tienen un radio orbital medio de entre 3,7 UA y 4,2 UA, una excentricidad superior a 0,07 y una inclinación inferior a 20°. Estos asteroides están en resonancia 3:2 con Júpiter. Deben su nombre a 153 Hilda .
Los troyanos de Júpiter tienen un radio orbital medio de entre 5,05 UA y 5,4 UA, y se encuentran en regiones alargadas y curvas alrededor de los dos puntos de Lagrange 60° por delante y por detrás de Júpiter. El punto principal, L 4 , se denomina campamento griego y el punto posterior L 5 se denomina campamento troyano , en honor a los dos campamentos opuestos de la legendaria guerra de Troya ; con una excepción cada uno, los objetos de cada nodo llevan el nombre de miembros de ese bando del conflicto. 617 Patroclo en el campamento troyano y 624 Héctor en el campamento griego están "fuera de lugar" en los campamentos enemigos.
Existe una zona prohibida entre las estrellas Hildas y las Trojan (aproximadamente de 4,05 UA a 4,94 UA). Aparte de 279 Thule y 228 objetos en órbitas que parecen inestables, la gravedad de Júpiter ha barrido todo lo que se encuentra en esta región.
Grupos más allá de la órbita de Júpiter
Se cree que la mayoría de los planetas menores que se encuentran más allá de la órbita de Júpiter están compuestos de hielo y otros elementos volátiles . Muchos son similares a los cometas , y se diferencian únicamente en que los perihelios de sus órbitas están demasiado alejados del Sol como para producir una cola significativa.
Los asteroides damocloides , también conocidos como el "grupo de la nube de Oort", reciben su nombre de 5335 Damocles . Se definen como objetos que han "caído" desde la nube de Oort , por lo que sus aphelias generalmente aún están más allá de Urano , pero sus perihelios están en el Sistema Solar interior. Tienen altas excentricidades y, a veces, altas inclinaciones, incluidas órbitas retrógradas . La definición de este grupo es algo confusa y puede superponerse significativamente con los cometas.
Los centauros tienen un radio orbital medio de entre 5,4 UA y 30 UA aproximadamente. Actualmente se cree que son objetos transneptunianos que "cayeron" tras encontrarse con gigantes gaseosos. El primero de ellos en ser identificado fue 2060 Chiron ( 944 Hidalgo fue descubierto antes, pero no identificado como una clase orbital distinta).
Grupos en la órbita de Neptuno o más allá de ella
Los troyanos de Neptuno a fecha de febrero de 2020 están formados por 29 objetos. El primero que se descubrió fue 2001 QR 322 .
Los objetos transneptunianos (TNO) son todos aquellos cuyo radio orbital medio es superior a 30 UA. Esta clasificación incluye los objetos del cinturón de Kuiper (KBO), el disco disperso y la nube de Oort.
Los objetos resonantes ocupan resonancias orbitales con Neptuno, excluyendo la resonancia 1:1 de los troyanos de Neptuno.
Los plutinos son, con diferencia, los objetos del sistema de las estrellas resonantes más comunes y están en una resonancia 2:3 con Neptuno, al igual que Plutón . El perihelio de un objeto de este tipo tiende a estar cerca de la órbita de Neptuno (de forma muy similar a lo que ocurre con Plutón), pero cuando el objeto llega al perihelio, Neptuno alterna entre estar 90 grados por delante y 90 grados por detrás del objeto, por lo que no hay posibilidad de colisión. El MPC define como plutino a cualquier objeto con un radio orbital medio entre 39 UA y 40,5 UA. 90482 Orcus y 28978 Ixion se encuentran entre los más brillantes conocidos.
Otras resonancias. Existen varios objetos conocidos en la resonancia 1:2, denominados twotinos , con un radio orbital medio de 47,7 UA y una excentricidad de 0,37. Existen varios objetos en las resonancias 2:5 (radio orbital medio de 55 UA), 4:7, 4:5, 3:10, 3:5 y 3:4, entre otras. El más grande en la resonancia 2:5 es (84522) 2002 TC 302 , y el más grande en la resonancia 3:10 es 225088 Gonggong .
Los objetos clásicos del cinturón de Kuiper , también conocidos como cubewanos (en honor a 15760 Albion , que tuvo la designación provisional (15760) 1992 QB 1 desde su descubrimiento en 1992 hasta su denominación en 2018), tienen un radio orbital medio de entre aproximadamente 40,5 UA y 47 UA. Los cubewanos son objetos del cinturón de Kuiper que no se dispersaron ni quedaron atrapados en una resonancia con Neptuno. El más grande es Makemake .
Los objetos de disco disperso (SDO, por sus siglas en inglés) suelen tener, a diferencia de los objetos cubewanos y resonantes, órbitas de alta inclinación y alta excentricidad con perihelios que aún no están demasiado lejos de la órbita de Neptuno. Se supone que son objetos que se encontraron con Neptuno y fueron "dispersados" fuera de sus órbitas originalmente más circulares cercanas a la eclíptica. El planeta enano más masivo conocido, Eris , pertenece a esta categoría.
Los sednoides tienen perihelios muy alejados de la órbita de Neptuno. Este grupo recibe su nombre del miembro más conocido, 90377 Sedna . Hasta 2020, solo se han identificado 4 objetos en esta categoría, pero se sospecha que hay muchos más.
La nube de Oort es una nube hipotética de cometas con un radio orbital medio de entre 50.000 UA y 100.000 UA aproximadamente. No se ha detectado ningún objeto perteneciente a la nube de Oort; la existencia de esta clasificación solo se infiere a partir de pruebas indirectas. Algunos astrónomos han asociado tentativamente a 90377 Sedna con la nube de Oort interior.
^ "Motor de búsqueda de bases de datos de cuerpos pequeños del JPL: Q < 0,983 (AU)". JPL Solar System Dynamics . Consultado el 21 de diciembre de 2017 .
^ de la Fuente Marcos, C.; de la Fuente Marcos, R. (12 de febrero de 2015). "Caracterización geométrica del dominio orbital de Arjuna". Astronomische Nachrichten . 336 (1): 5–22. arXiv : 1410.4104 . Código Bib : 2015AN....336....5D. doi :10.1002/asna.201412133.
^ ab Carruba, V.; Domingos, RC; Nesvorný, D.; Roig, F.; Huaman, ME; Souami, D. (agosto de 2013). "Un enfoque multidominio para la identificación de familias de asteroides". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 433 (3): 2075–2096. arXiv : 1305.4847 . Código Bibliográfico :2013MNRAS.433.2075C. doi : 10.1093/mnras/stt884 . S2CID 118511004.
^ ab Elkins-Tanton, Linda T. (2010). Linda T. Elkins-Tanton – Asteroides, meteoritos y cometas (2010) – Página 96 (Google Books). Infobase. ISBN978-1-4381-3186-3.
grupo de planetas menores (P196) (ver usos )
