Un asteroide es un planeta menor (un objeto que no es ni un verdadero planeta ni un cometa ) que orbita dentro del Sistema Solar interior . Son cuerpos rocosos, metálicos o helados sin atmósfera. El tamaño y la forma de los asteroides varían significativamente, desde pequeños montones de escombros de menos de un kilómetro de diámetro hasta Ceres , un planeta enano de casi 1.000 kilómetros de diámetro.
De los aproximadamente un millón de asteroides conocidos, [1] la mayor cantidad se encuentran entre las órbitas de Marte y Júpiter , aproximadamente a 2 a 4 AU del Sol, en una región conocida como el cinturón principal de asteroides . Los asteroides generalmente se clasifican en tres tipos: tipo C , tipo M y tipo S. Estos recibieron su nombre y generalmente se identifican con composiciones carbonosas , metálicas y silíceas , respectivamente. El tamaño de los asteroides varía mucho; el más grande, Ceres , tiene casi 1.000 km (600 millas) de diámetro y se considera un planeta enano . La masa total de todos los asteroides combinados es sólo el 3% de la de la Luna de la Tierra. La mayoría de los asteroides del cinturón principal siguen órbitas estables ligeramente elípticas, giran en la misma dirección que la Tierra y tardan de tres a seis años en completar una vuelta completa al Sol. [2]
Históricamente se han observado asteroides desde la Tierra; La nave espacial Galileo proporcionó la primera observación cercana de un asteroide. Posteriormente, la NASA y JAXA lanzaron varias misiones dedicadas a asteroides , con planes para otras misiones en progreso. El NEAR Shoemaker de la NASA estudió Eros , y Dawn observó Vesta y Ceres . Las misiones Hayabusa y Hayabusa2 de JAXA estudiaron y devolvieron muestras de Itokawa y Ryugu , respectivamente. OSIRIS-REx estudió Bennu y recogió una muestra en 2020 que fue devuelta a la Tierra en 2023. Lucy de la NASA , lanzada en 2021, estudiará diez asteroides diferentes, dos del cinturón principal y ocho troyanos de Júpiter . Psyche , lanzado en octubre de 2023, estudiará un asteroide metálico del mismo nombre .
Los asteroides cercanos a la Tierra pueden amenazar toda la vida en el planeta; un impacto de asteroide provocó la extinción del Cretácico-Paleógeno . Se han propuesto diferentes estrategias de desviación de asteroides; La nave espacial de prueba de redirección de doble asteroide , o DART, se lanzó en 2021 e impactó intencionalmente a Dimorphos en septiembre de 2022, alterando con éxito su órbita al estrellarse contra ella.
A pesar de su gran número, los asteroides son un descubrimiento relativamente reciente: el primer asteroide conocido, Ceres, no se identificó hasta 1801. [3] Sólo un asteroide, 4 Vesta , que tiene una superficie relativamente reflectante , normalmente es visible a simple vista. . Cuando está en una posición favorable, 4 Vesta se puede ver en cielos oscuros. En raras ocasiones, los pequeños asteroides que pasan cerca de la Tierra pueden ser visibles a simple vista durante un breve período de tiempo. [4] En abril de 2022 [actualizar], el Centro de Planetas Menores tenía datos sobre 1.199.224 planetas menores en el Sistema Solar interior y exterior, de los cuales alrededor de 614.690 tenían información suficiente para recibir designaciones numeradas. [5]
En 1772, el astrónomo alemán Johann Elert Bode , citando a Johann Daniel Titius , publicó una procesión numérica conocida como ley de Titius-Bode (ahora desacreditada). Excepto por una brecha inexplicable entre Marte y Júpiter, la fórmula de Bode parecía predecir las órbitas de los planetas conocidos. [6] [7] Escribió la siguiente explicación de la existencia de un "planeta perdido":
Este último punto parece derivarse en particular de la sorprendente relación que los seis planetas conocidos observan en sus distancias al Sol. Supongamos que la distancia del Sol a Saturno es 100, entonces Mercurio está separado del Sol por 4 de esas partes. Venus es 4 + 3 = 7. La Tierra 4 + 6 = 10. Marte 4 + 12 = 16. Ahora viene un vacío en esta progresión tan ordenada. Después de Marte sigue un espacio de 4 + 24 = 28 partes, en el que todavía no se ha visto ningún planeta. ¿Se puede creer que el Fundador del universo haya dejado este espacio vacío? Ciertamente no. Desde aquí llegamos a la distancia de Júpiter en 4 + 48 = 52 partes, y finalmente a la de Saturno en 4 + 96 = 100 partes. [8]
La fórmula de Bode predijo que se encontraría otro planeta con un radio orbital cercano a 2,8 unidades astronómicas (AU), o 420 millones de kilómetros, del Sol. [7] La ley de Titius-Bode recibió un impulso con el descubrimiento de Urano por parte de William Herschel cerca de la distancia prevista para un planeta más allá de Saturno . [6] En 1800, un grupo encabezado por Franz Xaver von Zach , editor de la revista astronómica alemana Monatliche Correspondenz (Correspondencia mensual), envió solicitudes a 24 astrónomos experimentados (a quienes apodó la " policía celestial "), [7] pidiendo que combinan sus esfuerzos y comienzan una búsqueda metódica del planeta esperado. [7] Aunque no descubrieron Ceres, posteriormente encontraron los asteroides 2 Palas , 3 Juno y 4 Vesta . [7]
Uno de los astrónomos seleccionados para la búsqueda fue Giuseppe Piazzi , un sacerdote católico de la Academia de Palermo, Sicilia. Antes de recibir su invitación para unirse al grupo, Piazzi descubrió Ceres el 1 de enero de 1801. [9] Estaba buscando "la [estrella] número 87 del Catálogo de estrellas zodiacales del Sr. La Caille ", [6] pero encontró que " fue precedido por otro". [6] En lugar de una estrella, Piazzi había encontrado un objeto en movimiento parecido a una estrella, que al principio pensó que era un cometa: [10]
La luz era un poco débil y del color de Júpiter , pero similar a muchas otras que generalmente se consideran de octava magnitud . Por tanto, no tenía ninguna duda de que se trataba de algo más que una estrella fija. [...] La tarde del día tres, mi sospecha se convirtió en certeza, al asegurarme que no era una estrella fija. Sin embargo, antes de darlo a conocer esperé hasta la tarde del día cuatro, cuando tuve la satisfacción de comprobar que se había movido al mismo ritmo que los días anteriores. [6]
Piazzi observó a Ceres un total de 24 veces, la última vez el 11 de febrero de 1801, cuando una enfermedad interrumpió su trabajo. Anunció su descubrimiento el 24 de enero de 1801 en cartas a sólo dos colegas astrónomos: su compatriota Barnaba Oriani de Milán y Bode en Berlín. [3] Lo describió como un cometa, pero "dado que su movimiento es tan lento y bastante uniforme, se me ha ocurrido varias veces que podría ser algo mejor que un cometa". [6] En abril, Piazzi envió sus observaciones completas a Oriani, Bode y al astrónomo francés Jérôme Lalande . La información se publicó en la edición de septiembre de 1801 del Monatliche Correspondenz . [10]
En ese momento, la posición aparente de Ceres había cambiado (principalmente debido al movimiento de la Tierra alrededor del Sol) y estaba demasiado cerca del resplandor del Sol para que otros astrónomos pudieran confirmar las observaciones de Piazzi. Hacia finales de año, Ceres debería haber vuelto a ser visible, pero después de tanto tiempo era difícil predecir su posición exacta. Para recuperar Ceres, el matemático Carl Friedrich Gauss , que entonces tenía 24 años, desarrolló un método eficaz de determinación de la órbita . [10] En unas pocas semanas, predijo el camino de Ceres y envió sus resultados a von Zach. El 31 de diciembre de 1801, von Zach y su compañero policía celestial Heinrich WM Olbers encontraron a Ceres cerca de la posición prevista y así la recuperaron. [10] A 2,8 AU del Sol, Ceres parecía ajustarse casi perfectamente a la ley de Titius-Bode; sin embargo, Neptuno, descubierto en 1846, estaba 8 UA más cerca de lo previsto, lo que llevó a la mayoría de los astrónomos a concluir que la ley era una coincidencia. [11] Piazzi nombró al objeto recién descubierto Ceres Ferdinandea, "en honor de la diosa patrona de Sicilia y del rey Fernando de Borbón ". [8]
Otros tres asteroides ( 2 Pallas , 3 Juno y 4 Vesta ) fueron descubiertos por el grupo de von Zach durante los años siguientes, y Vesta se encontró en 1807. [7] No se descubrieron nuevos asteroides hasta 1845. El astrónomo aficionado Karl Ludwig Hencke comenzó su búsquedas de nuevos asteroides en 1830, y quince años después, mientras buscaba Vesta, encontró el asteroide que más tarde denominaría 5 Astraea . Fue el primer descubrimiento de un nuevo asteroide en 38 años. Carl Friedrich Gauss tuvo el honor de ponerle nombre al asteroide. Después de esto, se sumaron otros astrónomos; A finales de 1851 se encontraron 15 asteroides. En 1868, cuando James Craig Watson descubrió el asteroide número 100, la Academia Francesa de Ciencias grabó los rostros de Karl Theodor Robert Luther , John Russell Hind y Hermann Goldschmidt , los tres asteroides más exitosos. cazadores de aquella época, en un medallón conmemorativo que marca el acontecimiento. [12]
En 1891, Max Wolf fue pionero en el uso de la astrofotografía para detectar asteroides, que aparecían como rayas cortas en placas fotográficas de larga exposición. [12] Esto aumentó dramáticamente la tasa de detección en comparación con métodos visuales anteriores: solo Wolf descubrió 248 asteroides, comenzando con 323 Brucia , [13] mientras que hasta ese momento sólo se habían descubierto poco más de 300. Se sabía que había muchos más, pero la mayoría de los astrónomos no se preocuparon por ellos, algunos los llamaron "alimañas de los cielos", [14] frase atribuida a Eduard Suess [15] y Edmund Weiss . [16] Incluso un siglo después, sólo unos pocos miles de asteroides fueron identificados, numerados y nombrados.
En el pasado, los asteroides se descubrieron mediante un proceso de cuatro pasos. En primer lugar, se fotografió una región del cielo mediante un telescopio de gran campo o un astrógrafo . Se tomaron pares de fotografías, normalmente con una hora de diferencia. Se pueden tomar varios pares durante una serie de días. En segundo lugar, se observaron bajo un estereoscopio las dos películas o placas de la misma región . Un cuerpo en órbita alrededor del Sol se movería ligeramente entre el par de películas. Bajo el estereoscopio, la imagen del cuerpo parecería flotar ligeramente sobre el fondo de estrellas. En tercer lugar, una vez identificado un cuerpo en movimiento, su ubicación se mediría con precisión utilizando un microscopio digitalizador. La ubicación se mediría en relación con las ubicaciones de estrellas conocidas. [17]
Estos tres primeros pasos no constituyen un descubrimiento de asteroide: el observador sólo ha encontrado una aparición, que recibe una designación provisional , compuesta por el año del descubrimiento, una letra que representa el medio mes del descubrimiento y, finalmente, una letra y un número que indican el número secuencial del descubrimiento (ejemplo: 1998 FJ 74 ). El último paso es enviar las ubicaciones y la hora de las observaciones al Centro de Planetas Menores , donde los programas informáticos determinan si una aparición une apariciones anteriores en una sola órbita. Si es así, el objeto recibe un número de catálogo y el observador de la primera aparición con una órbita calculada es declarado descubridor y se le concede el honor de nombrar el objeto sujeto a la aprobación de la Unión Astronómica Internacional . [18]
En 1851, la Real Sociedad Astronómica decidió que los asteroides se estaban descubriendo a un ritmo tan rápido que se necesitaba un sistema diferente para categorizarlos o nombrarlos. En 1852, cuando De Gasparis descubrió el vigésimo asteroide, Benjamin Valz le dio un nombre y un número que designaba su rango entre los descubrimientos de asteroides, 20 Massalia . A veces se descubrieron asteroides y no se volvieron a ver. Entonces, a partir de 1892, los nuevos asteroides se enumeraron por año y una letra mayúscula que indicaba el orden en que se calculaba y registraba la órbita del asteroide dentro de ese año específico. Por ejemplo, los dos primeros asteroides descubiertos en 1892 fueron etiquetados como 1892A y 1892B. Sin embargo, no había suficientes letras en el alfabeto para todos los asteroides descubiertos en 1893, por lo que a 1893Z le siguió 1893AA. Se probaron varias variaciones de estos métodos, incluidas designaciones que incluían el año más una letra griega en 1914. En 1925 se estableció un sistema de numeración cronológico simple. [12] [19]
Actualmente, todos los asteroides recién descubiertos reciben una designación provisional (como 2002 AT 4 ) que consta del año del descubrimiento y un código alfanumérico que indica el medio mes del descubrimiento y la secuencia dentro de ese medio mes. Una vez confirmada la órbita de un asteroide, se le asigna un número y posteriormente también se le puede dar un nombre (p. ej., 433 Eros ). La convención de nomenclatura formal utiliza paréntesis alrededor del número (por ejemplo, (433) Eros), pero eliminar los paréntesis es bastante común. De manera informal, también es común eliminar el número por completo o eliminarlo después de la primera mención cuando un nombre se repite en un texto continuo. [20] Además, el descubridor del asteroide puede proponer nombres, dentro de las directrices establecidas por la Unión Astronómica Internacional. [21]
A los primeros asteroides descubiertos se les asignaron símbolos icónicos como los que tradicionalmente se utilizan para designar los planetas. En 1855 había dos docenas de símbolos de asteroides, que a menudo aparecían en múltiples variantes. [22]
En 1851, después de que se descubriera el decimoquinto asteroide, Eunomia , Johann Franz Encke realizó un cambio importante en la próxima edición de 1854 del Berliner Astronomisches Jahrbuch (BAJ, Anuario Astronómico de Berlín ). Introdujo un disco (círculo), un símbolo tradicional de una estrella, como símbolo genérico de un asteroide. Luego, el círculo se numeró en orden de descubrimiento para indicar un asteroide específico. La convención de los círculos numerados fue rápidamente adoptada por los astrónomos, y el siguiente asteroide descubierto ( 16 Psyche , en 1852) fue el primero en ser designado de esa manera en el momento de su descubrimiento. Sin embargo, a Psyche también se le dio un símbolo icónico, al igual que algunos otros asteroides descubiertos en los próximos años. 20 Massalia fue el primer asteroide al que no se le asignó un símbolo icónico, y no se crearon símbolos icónicos después del descubrimiento de 37 Fides en 1855 . [un] [23]
El primer asteroide descubierto, Ceres , fue considerado originalmente un planeta nuevo. [b] Fue seguido por el descubrimiento de otros cuerpos similares, que con el equipo de la época parecían puntos de luz como estrellas, mostrando poco o ningún disco planetario, aunque fácilmente distinguibles de las estrellas debido a sus movimientos aparentes. Esto llevó al astrónomo Sir William Herschel a proponer el término asteroide , [c] acuñado en griego como ἀστεροειδής, o asteroeidēs , que significa "parecido a una estrella, en forma de estrella", y derivado del griego antiguo ἀστήρ astēr "estrella, planeta". A principios de la segunda mitad del siglo XIX, los términos asteroide y planeta (no siempre calificados como "menores") todavía se usaban indistintamente. [d]
Tradicionalmente, los cuerpos pequeños que orbitaban alrededor del Sol se clasificaban como cometas , asteroides o meteoroides , y cualquier objeto de menos de un metro de diámetro se denominaba meteoroide. El término asteroide nunca tuvo una definición formal, [28] siendo el término más amplio cuerpos pequeños del Sistema Solar el preferido por la Unión Astronómica Internacional (IAU). [29] Como no existe una definición de la IAU, un asteroide puede definirse como "un cuerpo rocoso de forma irregular que orbita alrededor del Sol y que no califica como planeta o planeta enano según las definiciones de esos términos de la IAU". [30]
Cuando se encontraron, los asteroides fueron vistos como una clase de objetos distintos de los cometas, y no hubo un término unificado para los dos hasta que se acuñó el cuerpo pequeño del Sistema Solar en 2006. La principal diferencia entre un asteroide y un cometa es que un cometa muestra una coma. debido a la sublimación de los hielos cercanos a la superficie por la radiación solar. Algunos objetos terminaron en una lista dual porque primero fueron clasificados como planetas menores, pero luego mostraron evidencia de actividad cometaria. Por el contrario, algunos (quizás todos) los cometas eventualmente pierden sus hielos volátiles en la superficie y se vuelven parecidos a asteroides. Otra distinción es que los cometas suelen tener órbitas más excéntricas que la mayoría de los asteroides; Los "asteroides" con órbitas notablemente excéntricas son probablemente cometas inactivos o extintos. [31]
Durante casi dos siglos, desde el descubrimiento de Ceres en 1801 hasta el descubrimiento del primer centauro , 2060 Quirón en 1977, todos los asteroides conocidos pasaron la mayor parte de su tiempo en la órbita de Júpiter o dentro de ella, aunque algunos como 944 Hidalgo se aventuraron lejos. más allá de Júpiter durante parte de su órbita. Cuando los astrónomos comenzaron a encontrar más cuerpos pequeños que residían permanentemente más lejos que Júpiter, ahora llamados centauros , los incluyeron entre los asteroides tradicionales. Hubo un debate sobre si estos objetos deberían considerarse asteroides o recibir una nueva clasificación. Luego, cuando se descubrió el primer objeto transneptuniano (aparte de Plutón ), 15760 Albion , en 1992, y especialmente cuando comenzaron a aparecer grandes cantidades de objetos similares, se inventaron nuevos términos para evitar la cuestión: objeto del cinturón de Kuiper , trans. -Objeto neptuniano , objeto de disco disperso , etc. Habitan los fríos confines exteriores del Sistema Solar, donde los hielos permanecen sólidos y no se espera que los cuerpos parecidos a cometas exhiban mucha actividad cometaria; Si los centauros u objetos transneptunianos se aventuraran cerca del Sol, sus hielos volátiles se sublimarían y los enfoques tradicionales los clasificarían como cometas y no como asteroides.
Los más internos son los objetos del cinturón de Kuiper , llamados "objetos" en parte para evitar la necesidad de clasificarlos como asteroides o cometas. [32] Se cree que su composición es predominantemente cometaria, aunque algunos pueden ser más parecidos a los asteroides. [33] Además, la mayoría no tiene las órbitas altamente excéntricas asociadas con los cometas, y los que se han descubierto hasta ahora son más grandes que los núcleos de los cometas tradicionales . (Se supone que la nube de Oort, mucho más distante , es el principal reservorio de cometas inactivos). Otras observaciones recientes, como el análisis del polvo cometario recogido por la sonda Stardust , están desdibujando cada vez más la distinción entre cometas y asteroides, [34] sugiriendo "un continuo entre asteroides y cometas" en lugar de una línea divisoria clara. [35]
Los planetas menores más allá de la órbita de Júpiter a veces también se denominan "asteroides", especialmente en presentaciones populares. [e] Sin embargo, cada vez es más común que el término asteroide se restrinja a los planetas menores del Sistema Solar interior. [32] Por lo tanto, este artículo se limitará principalmente a los asteroides clásicos: objetos del cinturón de asteroides , troyanos de Júpiter y objetos cercanos a la Tierra .
Cuando la IAU introdujo la clase de cuerpos pequeños del Sistema Solar en 2006 para incluir a la mayoría de los objetos previamente clasificados como planetas menores y cometas, crearon la clase de planetas enanos para los planetas menores más grandes, aquellos que tienen suficiente masa para haberse vuelto elipsoidales bajo su propia gravedad. . Según la IAU, "el término 'planeta menor' todavía puede usarse, pero en general, se preferirá el término 'Cuerpo pequeño del sistema solar'". [37] Actualmente sólo el objeto más grande en el cinturón de asteroides, Ceres , con aproximadamente 975 km (606 millas) de diámetro, ha sido colocado en la categoría de planeta enano. [38] [39]
Muchos asteroides son restos destrozados de planetesimales , cuerpos dentro de la nebulosa solar del joven Sol que nunca crecieron lo suficiente como para convertirse en planetas . [40] Se cree que los planetesimales en el cinturón de asteroides evolucionaron de manera muy similar al resto de objetos en la nebulosa solar hasta que Júpiter se acercó a su masa actual, momento en el que la excitación de las resonancias orbitales con Júpiter expulsó más del 99% de los planetesimales en el cinturón. Las simulaciones y una discontinuidad en la velocidad de giro y las propiedades espectrales sugieren que los asteroides de más de aproximadamente 120 km (75 millas) de diámetro se acumularon durante esa era temprana, mientras que los cuerpos más pequeños son fragmentos de colisiones entre asteroides durante o después de la disrupción joviana. [41] Ceres y Vesta crecieron lo suficiente como para fundirse y diferenciarse , con elementos metálicos pesados hundiéndose hasta el núcleo, dejando minerales rocosos en la corteza. [42]
En el modelo de Niza , muchos objetos del cinturón de Kuiper son capturados en el cinturón de asteroides exterior, a distancias superiores a 2,6 AU. La mayoría fueron expulsados posteriormente por Júpiter, pero los que quedaron pueden ser asteroides de tipo D , y posiblemente incluyan a Ceres. [43]
Se han descubierto varios grupos dinámicos de asteroides orbitando en el interior del Sistema Solar. Sus órbitas se ven perturbadas por la gravedad de otros cuerpos del Sistema Solar y por el efecto Yarkovsky . Las poblaciones importantes incluyen:
La mayoría de los asteroides conocidos orbitan dentro del cinturón de asteroides entre las órbitas de Marte y Júpiter , generalmente en órbitas de excentricidad relativamente baja (es decir, no muy alargadas). Se estima que este cinturón contiene entre 1,1 y 1,9 millones de asteroides de más de 1 km (0,6 millas) de diámetro, [44] y millones de asteroides más pequeños. Estos asteroides pueden ser restos del disco protoplanetario , y en esta región la acumulación de planetesimales en planetas durante el período de formación del Sistema Solar fue impedida por grandes perturbaciones gravitacionales de Júpiter .
Contrariamente a la imagen popular, el cinturón de asteroides está prácticamente vacío. Los asteroides están distribuidos en un volumen tan grande que sería improbable alcanzar un asteroide sin apuntar con cuidado. Sin embargo, actualmente se conocen cientos de miles de asteroides, y el número total oscila entre millones o más, dependiendo del límite de tamaño más bajo. Se sabe que más de 200 asteroides tienen más de 100 kilómetros de longitud, [45] y un estudio en longitudes de onda infrarrojas ha demostrado que el cinturón de asteroides tiene entre 700.000 y 1,7 millones de asteroides con un diámetro de 1 km o más. [46] Las magnitudes absolutas de la mayoría de los asteroides conocidos están entre 11 y 19, con la mediana en aproximadamente 16. [47]
Se estima que la masa total del cinturón de asteroides es2,39 × 10 21 kg, que es apenas el 3% de la masa de la Luna; la masa del Cinturón de Kuiper y del Disco Disperso es más de 100 veces mayor. [48] Los cuatro objetos más grandes, Ceres, Vesta, Pallas e Hygiea, representan quizás el 62% de la masa total del cinturón, y el 39% corresponde solo a Ceres.
Los troyanos son poblaciones que comparten órbita con un planeta o luna más grande, pero no chocan con él porque orbitan en uno de los dos puntos de estabilidad lagrangianos, L 4 y L 5 , que se encuentran 60° por delante y por detrás del cuerpo más grande. .
En el Sistema Solar, la mayoría de los troyanos conocidos comparten la órbita de Júpiter . Se dividen en el campo griego en L 4 (delante de Júpiter) y el campo troyano en L 5 (detrás de Júpiter). Se cree que existen más de un millón de troyanos de Júpiter de más de un kilómetro de longitud, [49] de los cuales más de 7.000 están catalogados actualmente. En otras órbitas planetarias sólo se han encontrado hasta la fecha nueve troyanos de Marte , 28 troyanos de Neptuno , dos troyanos de Urano y dos troyanos de la Tierra . También se conoce un troyano temporal Venus . Las simulaciones numéricas de estabilidad de la dinámica orbital indican que Saturno y Urano probablemente no tengan troyanos primordiales. [50]
Los asteroides cercanos a la Tierra, o NEA, son asteroides que tienen órbitas cercanas a la de la Tierra. Los asteroides que realmente cruzan la trayectoria orbital de la Tierra se conocen como cruces de la Tierra . Hasta abril de 2022 [actualizar], se conocían un total de 28.772 asteroides cercanos a la Tierra; 878 tienen un diámetro de un kilómetro o más. [51]
Un pequeño número de NEA son cometas extintos que han perdido sus materiales volátiles en la superficie, aunque tener una cola débil o intermitente similar a la de un cometa no necesariamente da como resultado una clasificación como cometa cercano a la Tierra, lo que hace que los límites sean algo borrosos. El resto de asteroides cercanos a la Tierra son expulsados del cinturón de asteroides por interacciones gravitacionales con Júpiter . [52] [53]
Muchos asteroides tienen satélites naturales ( lunas de planetas menores ). En octubre de 2021 [actualizar], se sabía que 85 NEA tenían al menos una luna, incluidas tres que se sabía que tenían dos lunas. [54] El asteroide 3122 Florence , uno de los asteroides potencialmente peligrosos más grandes con un diámetro de 4,5 km (2,8 millas), tiene dos lunas que miden entre 100 y 300 m (330 a 980 pies) de ancho, que fueron descubiertas mediante imágenes de radar durante el El acercamiento del asteroide a la Tierra en 2017. [55]
Los asteroides cercanos a la Tierra se dividen en grupos según su semieje mayor (a), distancia del perihelio (q) y distancia del afelio (Q): [56] [52]
No está claro si las lunas marcianas Fobos y Deimos son asteroides capturados o se formaron debido a un impacto en Marte. [58] Fobos y Deimos tienen mucho en común con los asteroides carbonosos de tipo C , con espectros , albedo y densidad muy similares a los de los asteroides de tipo C o D. [59] Basándose en su similitud, una hipótesis es que ambas lunas pueden ser asteroides capturados del cinturón principal . [60] [61] Ambas lunas tienen órbitas muy circulares que se encuentran casi exactamente en el plano ecuatorial de Marte y, por lo tanto, un origen de captura requiere un mecanismo para circularizar la órbita inicialmente altamente excéntrica y ajustar su inclinación en el plano ecuatorial, muy probablemente mediante un combinación de resistencia atmosférica y fuerzas de marea , [62] aunque no está claro si Deimos disponía de tiempo suficiente para que esto ocurriera. [58] La captura también requiere la disipación de energía. La atmósfera marciana actual es demasiado delgada para capturar un objeto del tamaño de Fobos mediante el frenado atmosférico. [58] Geoffrey A. Landis ha señalado que la captura podría haber ocurrido si el cuerpo original fuera un asteroide binario que se separó bajo fuerzas de marea. [61] [63]
Fobos podría ser un objeto de segunda generación del Sistema Solar que se fusionó en órbita después de que se formó Marte, en lugar de formarse simultáneamente a partir de la misma nube de nacimiento que Marte. [64]
Otra hipótesis es que Marte alguna vez estuvo rodeado por muchos cuerpos del tamaño de Fobos y Deimos, quizás expulsados a órbita a su alrededor por una colisión con un gran planetesimal . [65] La alta porosidad del interior de Fobos (basado en la densidad de 1,88 g/cm 3 , se estima que los huecos comprenden entre el 25 y el 35 por ciento del volumen de Fobos) es inconsistente con un origen asteroidal. [66] Las observaciones de Fobos en el infrarrojo térmico sugieren una composición que contiene principalmente filosilicatos , que son bien conocidos de la superficie de Marte. Los espectros son distintos de los de todas las clases de meteoritos de condritas , y nuevamente apuntan en dirección contraria a un origen asteroidal. [67] Ambos conjuntos de hallazgos apoyan un origen de Fobos a partir de material expulsado por un impacto en Marte que se reacreció en la órbita marciana, [68] similar a la teoría predominante sobre el origen de la luna de la Tierra.
Los asteroides varían mucho en tamaño, desde casi1.000 km para las rocas más grandes, hasta rocas de sólo 1 metro de diámetro, por debajo de las cuales un objeto se clasifica como meteoroide . [f] Los tres más grandes son muy parecidos a planetas en miniatura: son aproximadamente esféricos, tienen interiores al menos parcialmente diferenciados, [69] y se cree que son protoplanetas supervivientes . La gran mayoría, sin embargo, son mucho más pequeños y tienen forma irregular; se cree que son planetesimales maltratados o fragmentos de cuerpos más grandes.
El planeta enano Ceres es, con diferencia, el asteroide más grande, con un diámetro de 940 km (580 millas). Los siguientes en tamaño son 4 Vesta y 2 Pallas , ambos con diámetros de poco más de 500 km (300 millas). Vesta es el más brillante de los cuatro asteroides del cinturón principal que, en ocasiones, puede ser visible a simple vista. [70] En algunas raras ocasiones, un asteroide cercano a la Tierra puede volverse visible brevemente sin ayuda técnica; ver 99942 Apofis .
Se estima que la masa de todos los objetos del cinturón de asteroides , situado entre las órbitas de Marte y Júpiter , es de(2394 ± 6) × 10 18 kg , ≈ 3,25% de la masa de la Luna. De esto, Ceres comprende938 × 10 18 kg , alrededor del 40% del total. Si se añaden los siguientes tres objetos más masivos, Vesta (11%), Palas (8,5%) e Higía (3-4%), esta cifra asciende a poco más del 60%, mientras que los siguientes siete asteroides más masivos aportan el total hasta el 70%. [48] El número de asteroides aumenta rápidamente a medida que disminuyen sus masas individuales.
El número de asteroides disminuye notablemente a medida que aumenta su tamaño. Aunque la distribución de tamaño generalmente sigue una ley de potencia , hay "protuberancias" aproximadamente5 kilómetros y100 km , donde se encuentran más asteroides de los esperados en tal curva. La mayoría de los asteroides mayores de aproximadamente 120 km de diámetro son primordiales (sobreviven de la época de acreción), mientras que la mayoría de los asteroides más pequeños son producto de la fragmentación de asteroides primordiales. La población primordial del cinturón principal era probablemente 200 veces mayor que la actual. [71] [72]
Los tres objetos más grandes del cinturón de asteroides, Ceres , Vesta y Pallas , son protoplanetas intactos que comparten muchas características comunes a los planetas y son atípicos en comparación con la mayoría de los asteroides de forma irregular. El cuarto asteroide más grande, Higía , parece casi esférico, aunque puede tener un interior indiferenciado, [73] como la mayoría de los asteroides. Los cuatro asteroides más grandes constituyen la mitad de la masa del cinturón de asteroides.
Ceres es el único asteroide que parece tener forma plástica bajo su propia gravedad y, por tanto, el único que es un planeta enano . [74] Tiene una magnitud absoluta mucho mayor que los otros asteroides, de alrededor de 3,32, [75] y puede poseer una capa superficial de hielo. [76] Al igual que los planetas, Ceres se diferencia: tiene una corteza, un manto y un núcleo. [76] No se han encontrado meteoritos de Ceres en la Tierra. [77]
Vesta también tiene un interior diferenciado, aunque se formó dentro de la línea de escarcha del Sistema Solar , por lo que carece de agua; [78] [79] su composición es principalmente de roca basáltica con minerales como el olivino. [80] Aparte del gran cráter en su polo sur, Rheasilvia , Vesta también tiene una forma elipsoidal. Vesta es el cuerpo padre de la familia Vestian y de otros asteroides de tipo V , y es la fuente de los meteoritos HED , que constituyen el 5% de todos los meteoritos de la Tierra.
Palas es inusual porque, al igual que Urano , gira de lado, con su eje de rotación inclinado en ángulos elevados con respecto a su plano orbital. [81] Su composición es similar a la de Ceres: alta en carbono y silicio, y quizás parcialmente diferenciada. [82] Palas es el cuerpo padre de la familia palladiana de asteroides.
Hygiea es el asteroide carbonoso más grande [83] y, a diferencia de los otros asteroides más grandes, se encuentra relativamente cerca del plano de la eclíptica . Es el miembro más grande y presunto cuerpo padre de la familia de asteroides Hygiean . Debido a que no hay un cráter lo suficientemente grande en la superficie como para ser el origen de esa familia, como lo hay en Vesta, se cree que Higía pudo haber quedado completamente perturbada en la colisión que formó la familia Higía y volver a fusionarse después de perder un poco menos de 2% de su masa. Las observaciones tomadas con el generador de imágenes SPHERE del Very Large Telescope en 2017 y 2018 revelaron que Hygiea tiene una forma casi esférica, lo que es consistente tanto con estar en equilibrio hidrostático , como anteriormente estar en equilibrio hidrostático, o con estar interrumpida y recoalescente. [84] [85]
La diferenciación interna de los asteroides grandes posiblemente esté relacionada con su falta de satélites naturales , ya que se cree que los satélites de los asteroides del cinturón principal se forman principalmente a partir de una perturbación por colisión, creando una estructura de pila de escombros . [77]
Las mediciones de las velocidades de rotación de los grandes asteroides en el cinturón de asteroides muestran que existe un límite superior. Muy pocos asteroides con un diámetro superior a 100 metros tienen un período de rotación inferior a 2,2 horas. [86] Para los asteroides que giran más rápido que aproximadamente esta velocidad, la fuerza de inercia en la superficie es mayor que la fuerza gravitacional, por lo que cualquier material suelto en la superficie sería expulsado. Sin embargo, un objeto sólido debería poder girar mucho más rápidamente. Esto sugiere que la mayoría de los asteroides con un diámetro superior a 100 metros son montones de escombros formados por la acumulación de escombros después de colisiones entre asteroides. [87]
Los asteroides se vuelven más oscuros y rojos con la edad debido a la erosión espacial . [88] Sin embargo, la evidencia sugiere que la mayor parte del cambio de color ocurre rápidamente, en los primeros cien mil años, lo que limita la utilidad de la medición espectral para determinar la edad de los asteroides. [89]
A excepción de los " cuatro grandes " (Ceres, Palas, Vesta e Hygiea), es probable que los asteroides sean muy similares en apariencia, aunque de forma irregular. 50 km (31 millas) 253 Mathilde es un montón de escombros saturado de cráteres con diámetros del tamaño del radio del asteroide. Las observaciones desde la Tierra de 300 km (190 millas) 511 Davida , uno de los asteroides más grandes después de los cuatro grandes, revelan un perfil angular similar, lo que sugiere que también está saturado de cráteres del tamaño de un radio. [90] Los asteroides de tamaño mediano como Mathilde y 243 Ida , que han sido observados de cerca, también revelan un regolito profundo que cubre la superficie. De los cuatro grandes, Palas e Higía son prácticamente desconocidas. Vesta tiene fracturas por compresión que rodean un cráter del tamaño de un radio en su polo sur, pero por lo demás es un esferoide .
La nave espacial Dawn reveló que Ceres tiene una superficie llena de cráteres, pero con menos cráteres grandes de lo esperado. [91] Los modelos basados en la formación del actual cinturón de asteroides habían sugerido que Ceres debería poseer de 10 a 15 cráteres de más de 400 km (250 millas) de diámetro. [91] El cráter más grande confirmado en Ceres, la cuenca de Kerwan , tiene 284 km (176 millas) de ancho. [92] La razón más probable de esto es que la relajación viscosa de la corteza aplana lentamente los impactos más grandes. [91]
Los asteroides se clasifican según sus espectros de emisión característicos , y la mayoría se divide en tres grupos principales: tipo C , tipo M y tipo S. Estos recibieron su nombre y generalmente se identifican con composiciones carbonosas ( ricas en carbono ), metálicas y silíceas (pedregosas), respectivamente. La composición física de los asteroides es variada y, en la mayoría de los casos, poco conocida. Ceres parece estar compuesta por un núcleo rocoso cubierto por un manto helado, mientras que se cree que Vesta tiene un núcleo de níquel-hierro , un manto de olivino y una corteza basáltica. [93] Considerado el asteroide indiferenciado más grande, 10 Hygiea parece tener una composición uniformemente primitiva de condrita carbonosa , pero en realidad puede ser un asteroide diferenciado que fue globalmente perturbado por un impacto y luego reensamblado. Otros asteroides parecen ser núcleos remanentes o mantos de protoplanetas, ricos en roca y metal. Se cree que la mayoría de los asteroides pequeños son montones de escombros unidos por la gravedad, aunque los más grandes probablemente sean sólidos. Algunos asteroides tienen lunas o son binarios en órbita conjunta : se cree que los montones de escombros, las lunas, los binarios y las familias de asteroides dispersos son el resultado de colisiones que alteraron un asteroide principal, o posiblemente un planeta . [94]
En el cinturón de asteroides principal, parece haber dos poblaciones principales de asteroides: una población oscura, rica en volátiles, compuesta por asteroides de tipo C y tipo P , con albedos inferiores a 0,10 y densidades inferiores.2,2 g/cm 3 , y una población densa y pobre en volátiles, formada por asteroides de tipo S y M , con albedos superiores a 0,15 y densidades superiores a 2,7. Dentro de estas poblaciones, los asteroides más grandes son más densos, presumiblemente debido a la compresión. Parece haber una macroporosidad mínima (vacío intersticial) en la puntuación de los asteroides con masas superiores a10 × 10 18kg . _ [95]
La composición se calcula a partir de tres fuentes principales: albedo , espectro de superficie y densidad. Esto último sólo puede determinarse con precisión observando las órbitas de las lunas que podría tener el asteroide. Hasta ahora, cada asteroide con lunas ha resultado ser un montón de escombros, un conglomerado suelto de roca y metal que puede ser un espacio medio vacío en volumen. Los asteroides investigados tienen un tamaño de hasta 280 km de diámetro e incluyen 121 Hermione (268 × 186 × 183 km) y 87 Sylvia (384 × 262 × 232 km). Pocos asteroides son más grandes que 87 Sylvia , ninguno de ellos tiene lunas. El hecho de que asteroides tan grandes como Sylvia puedan ser montones de escombros, probablemente debido a impactos perturbadores, tiene consecuencias importantes para la formación del Sistema Solar: las simulaciones por computadora de colisiones entre cuerpos sólidos muestran que se destruyen entre sí con tanta frecuencia como escombros que se fusionan, pero chocan. Es más probable que las pilas se fusionen. Esto significa que los núcleos de los planetas podrían haberse formado con relativa rapidez. [96]
Los científicos plantean la hipótesis de que parte del primer agua traída a la Tierra provino de impactos de asteroides después de la colisión que produjo la Luna . [97] En 2009, se confirmó la presencia de hielo de agua en la superficie de 24 Themis utilizando el Telescopio Infrarrojo de la NASA . La superficie del asteroide parece completamente cubierta de hielo. A medida que esta capa de hielo se sublima , es posible que un depósito de hielo debajo de la superficie la reponga. También se detectaron compuestos orgánicos en la superficie. [98] [99] [97] [100] La presencia de hielo en 24 Themis hace que la teoría inicial sea plausible. [97]
En octubre de 2013 se detectó por primera vez agua en un cuerpo extrasolar, en un asteroide que orbita alrededor de la enana blanca GD 61 . [101] El 22 de enero de 2014, los científicos de la Agencia Espacial Europea (ESA) informaron de la detección, por primera vez definitiva, de vapor de agua en Ceres , el objeto más grande del cinturón de asteroides. [102] La detección se realizó utilizando las capacidades de infrarrojo lejano del Observatorio Espacial Herschel . [103] El hallazgo es inesperado porque normalmente se considera que los cometas, no los asteroides, "producen chorros y columnas". Según uno de los científicos, "la línea entre cometas y asteroides se vuelve cada vez más borrosa". [103]
Los hallazgos han demostrado que los vientos solares pueden reaccionar con el oxígeno de la capa superior de los asteroides y crear agua. Se ha estimado que "cada metro cúbico de roca irradiada podría contener hasta 20 litros"; El estudio se realizó utilizando una tomografía con sonda atómica; se dan números para el asteroide Itokawa tipo S. [104] [105]
Acfer 049, un meteorito descubierto en Argelia en 1990, demostró en 2019 que tenía una litología ultraporosa (UPL): una textura porosa que podría formarse mediante la eliminación del hielo que llenaba estos poros, lo que sugiere que las UPL "representan fósiles de hielo primordial". . [106]
Los asteroides contienen trazas de aminoácidos y otros compuestos orgánicos, y algunos especulan que los impactos de asteroides pueden haber sembrado la Tierra primitiva con los productos químicos necesarios para iniciar la vida, o incluso pueden haber traído la vida misma a la Tierra (un evento llamado " panspermia "). [107] [108] En agosto de 2011, se publicó un informe, basado en estudios de la NASA con meteoritos encontrados en la Tierra , que sugiere que los componentes de ADN y ARN ( adenina , guanina y moléculas orgánicas relacionadas ) pueden haberse formado en asteroides y cometas en el espacio exterior. . [109] [110] [111]
En noviembre de 2019, los científicos informaron haber detectado, por primera vez, moléculas de azúcar , incluida la ribosa , en meteoritos , lo que sugiere que los procesos químicos en los asteroides pueden producir algunos bioingredientes fundamentalmente esenciales e importantes para la vida , y respalda la noción de un mundo de ARN anterior a un origen de la vida en la Tierra basado en el ADN , y posiblemente, también, la noción de panspermia . [112] [113] [114]
Los asteroides se clasifican comúnmente según dos criterios: las características de sus órbitas y las características de su espectro de reflectancia .
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Muchos asteroides se han clasificado en grupos y familias según sus características orbitales. Aparte de las divisiones más amplias, es costumbre nombrar un grupo de asteroides en honor al primer miembro de ese grupo descubierto. Los grupos son asociaciones dinámicas relativamente laxas, mientras que las familias son más estrechas y resultan de la catastrófica desintegración de un gran asteroide padre en algún momento del pasado. [115] Las familias son más comunes y más fáciles de identificar dentro del cinturón de asteroides principal, pero se han informado varias familias pequeñas entre los troyanos de Júpiter . [116] Las familias principales del cinturón fueron reconocidas por primera vez por Kiyotsugu Hirayama en 1918 y a menudo se las llama familias Hirayama en su honor.
Alrededor del 30-35% de los cuerpos en el cinturón de asteroides pertenecen a familias dinámicas, y se cree que cada una tiene un origen común en una colisión pasada entre asteroides. También se ha asociado una familia con el planeta enano plutoidal Haumea .
Algunos asteroides tienen órbitas en herradura inusuales que son coorbitales con la Tierra u otro planeta. Algunos ejemplos son 3753 Cruithne y 2002 AA 29 . El primer ejemplo de este tipo de disposición orbital se descubrió entre las lunas de Saturno , Epimeteo y Jano . A veces, estos objetos en forma de herradura se convierten temporalmente en cuasi satélites durante unas décadas o unos cientos de años, antes de volver a su estado anterior. Se sabe que tanto la Tierra como Venus tienen cuasi satélites.
Tales objetos, si están asociados con la Tierra o Venus o incluso hipotéticamente con Mercurio , son una clase especial de asteroides Atón . Sin embargo, estos objetos también podrían estar asociados con los planetas exteriores.
En 1975, Chapman , Morrison y Zellner desarrollaron un sistema taxonómico de asteroides basado en el color , el albedo y la forma espectral . [117] Se cree que estas propiedades corresponden a la composición del material de la superficie del asteroide. El sistema de clasificación original tenía tres categorías: tipos C para objetos carbonosos oscuros (75% de los asteroides conocidos), tipos S para objetos pedregosos (silíceos) (17% de los asteroides conocidos) y U para aquellos que no encajaban en ninguna de las categorías C. o S. Desde entonces, esta clasificación se ha ampliado para incluir muchos otros tipos de asteroides. El número de tipos sigue creciendo a medida que se estudian más asteroides.
Las dos taxonomías más utilizadas actualmente son la clasificación de Tholen y la clasificación SMASS . El primero fue propuesto en 1984 por David J. Tholen y se basó en datos recopilados de un estudio de asteroides de ocho colores realizado en la década de 1980. Esto resultó en 14 categorías de asteroides. [118] En 2002, el estudio espectroscópico de asteroides del cinturón principal pequeño dio como resultado una versión modificada de la taxonomía de Tholen con 24 tipos diferentes. Ambos sistemas tienen tres categorías amplias de asteroides C, S y X, donde X está formado principalmente por asteroides metálicos, como el tipo M. También hay varias clases más pequeñas. [119]
La proporción de asteroides conocidos que pertenecen a los distintos tipos espectrales no refleja necesariamente la proporción de todos los asteroides que son de ese tipo; algunos tipos son más fáciles de detectar que otros, lo que sesga los totales.
Originalmente, las designaciones espectrales se basaban en inferencias sobre la composición de un asteroide. [120] Sin embargo, la correspondencia entre clase espectral y composición no siempre es muy buena, y se utilizan una variedad de clasificaciones. Esto ha llevado a una confusión significativa. Aunque es probable que los asteroides de diferentes clasificaciones espectrales estén compuestos de diferentes materiales, no hay garantías de que los asteroides dentro de la misma clase taxonómica estén compuestos de los mismos (o similares) materiales.
Los asteroides activos son objetos que tienen órbitas similares a las de los asteroides pero que muestran características visuales similares a las de los cometas . Es decir, muestran comas , colas u otra evidencia visual de pérdida de masa (como un cometa), pero su órbita permanece dentro de la órbita de Júpiter (como un asteroide). [121] [122] Estos cuerpos fueron originalmente designados cometas del cinturón principal (MBC) en 2006 por los astrónomos David Jewitt y Henry Hsieh , pero este nombre implica que necesariamente tienen una composición helada como un cometa y que solo existen dentro del cinturón principal. cinturón , mientras que la creciente población de asteroides activos muestra que este no es siempre el caso. [121] [123] [124]
El primer asteroide activo descubierto es 7968 Elst-Pizarro . Fue descubierto (como asteroide) en 1979, pero Eric Elst y Guido Pizarro descubrieron que tenía cola en 1996 y le dieron la designación de cometa 133P/Elst-Pizarro. [121] [125] Otro objeto notable es 311P/PanSTARRS : las observaciones realizadas por el Telescopio Espacial Hubble revelaron que tenía seis colas similares a las de un cometa. [126] Se sospecha que las colas son corrientes de material expulsado por el asteroide como resultado de una pila de escombros que gira lo suficientemente rápido como para eliminar el material del mismo. [127]
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Al estrellarse contra el asteroide Dimorphos , la nave espacial de prueba de redirección de doble asteroide de la NASA lo convirtió en un asteroide activo. Los científicos habían propuesto que algunos asteroides activos son el resultado de eventos de impacto, pero nadie había observado nunca la activación de un asteroide. La misión DART activó Dimorphos en condiciones de impacto conocidas con precisión y cuidadosamente observadas, lo que permitió por primera vez el estudio detallado de la formación de un asteroide activo. [128] [129] Las observaciones muestran que Dimorphos perdió aproximadamente 1 millón de kilogramos después de la colisión. [130] El impacto produjo una columna de polvo que iluminó temporalmente el sistema Didymos y desarrolló una cola de polvo de 10.000 kilómetros (6.200 millas) de largo que persistió durante varios meses. [131] [132] [133]
Hasta la era de los viajes espaciales, los objetos en el cinturón de asteroides sólo podían observarse con grandes telescopios, y sus formas y terreno seguían siendo un misterio. Los mejores telescopios terrestres modernos y el telescopio espacial Hubble, que orbita la Tierra , sólo pueden resolver una pequeña cantidad de detalles en las superficies de los asteroides más grandes. Se puede inferir información limitada sobre las formas y composiciones de los asteroides a partir de sus curvas de luz (variación del brillo durante la rotación) y sus propiedades espectrales. Los tamaños se pueden estimar cronometrando la duración de las ocultaciones de estrellas (cuando un asteroide pasa directamente frente a una estrella). Las imágenes de radar pueden proporcionar buena información sobre las formas de los asteroides y los parámetros orbitales y de rotación, especialmente para los asteroides cercanos a la Tierra. Los sobrevuelos de naves espaciales pueden proporcionar muchos más datos que cualquier observación terrestre o espacial; Las misiones de devolución de muestras brindan información sobre la composición del regolito.
Como los asteroides son objetos bastante pequeños y débiles, los datos que pueden obtenerse de las observaciones terrestres (GBO) son limitados. Mediante telescopios ópticos terrestres se puede obtener la magnitud visual; cuando se convierte a magnitud absoluta, da una estimación aproximada del tamaño del asteroide. GBO también puede realizar mediciones de la curva de luz; cuando se recopila durante un largo período de tiempo, permite una estimación del período de rotación, la orientación del polo (a veces) y una estimación aproximada de la forma del asteroide. Los datos espectrales (tanto espectroscopia de luz visible como de infrarrojo cercano) brindan información sobre la composición del objeto, que se utiliza para clasificar los asteroides observados. Estas observaciones son limitadas ya que proporcionan información sólo sobre la fina capa de la superficie (hasta varios micrómetros). [134] Como escribe el planetólogo Patrick Michel :
Las observaciones del infrarrojo medio y térmico, junto con las mediciones de polarimetría, son probablemente los únicos datos que dan alguna indicación de las propiedades físicas reales. Medir el flujo de calor de un asteroide en una sola longitud de onda da una estimación de las dimensiones del objeto; estas mediciones tienen menor incertidumbre que las mediciones de la luz solar reflejada en la región espectral de luz visible. Si se pueden combinar las dos mediciones, se pueden derivar tanto el diámetro efectivo como el albedo geométrico (siendo este último una medida del brillo en un ángulo de fase cero, es decir, cuando la iluminación proviene directamente detrás del observador). Además, las mediciones térmicas en dos o más longitudes de onda, más el brillo en la región de la luz visible, brindan información sobre las propiedades térmicas. La inercia térmica, que es una medida de qué tan rápido se calienta o enfría un material, de la mayoría de los asteroides observados es menor que el valor de referencia de roca desnuda pero mayor que el del regolito lunar; esta observación indica la presencia de una capa aislante de material granular en su superficie. Además, parece haber una tendencia, quizás relacionada con el entorno gravitacional, a que los objetos más pequeños (con menor gravedad) tengan una pequeña capa de regolito formada por granos gruesos, mientras que los objetos más grandes tengan una capa de regolito más gruesa formada por granos finos. Sin embargo, las propiedades detalladas de esta capa de regolito se conocen poco a partir de observaciones remotas. Además, la relación entre la inercia térmica y la rugosidad de la superficie no es sencilla, por lo que es necesario interpretar la inercia térmica con precaución. [134] [ cita excesiva ]
Los asteroides cercanos a la Tierra que se acercan al planeta se pueden estudiar con más detalle con radar ; proporciona información sobre la superficie del asteroide (por ejemplo, puede mostrar la presencia de cráteres y cantos rodados). Estas observaciones fueron realizadas por el Observatorio de Arecibo en Puerto Rico (parabólica de 305 metros) y el Observatorio Goldstone en California (parabólica de 70 metros). Las observaciones de radar también se pueden utilizar para determinar con precisión la dinámica orbital y rotacional de los objetos observados. [134]
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Tanto los observatorios espaciales como los terrestres llevaron a cabo programas de búsqueda de asteroides; Se espera que las búsquedas espaciales detecten más objetos porque no hay atmósfera que interfiera y porque pueden observar porciones más grandes del cielo. NEOWISE observó más de 100.000 asteroides del cinturón principal, el Telescopio Espacial Spitzer observó más de 700 asteroides cercanos a la Tierra. Estas observaciones determinaron tamaños aproximados de la mayoría de los objetos observados, pero proporcionaron detalles limitados sobre las propiedades de la superficie (como la profundidad y composición del regolito, el ángulo de reposo, la cohesión y la porosidad). [134]
El Telescopio Espacial Hubble también estudió los asteroides , como el seguimiento de los asteroides en colisión en el cinturón principal, [135] [136] la desintegración de un asteroide, [137] la observación de un asteroide activo con seis colas similares a las de un cometa, [138 ] y observar asteroides que fueron elegidos como objetivos de misiones dedicadas. [139] [140]
Según Patricio Michel
La estructura interna de los asteroides se infiere sólo a partir de evidencia indirecta: densidades aparentes medidas por naves espaciales, las órbitas de los satélites naturales en el caso de los asteroides binarios y la deriva de la órbita de un asteroide debido al efecto térmico de Yarkovsky. Una nave espacial cerca de un asteroide está lo suficientemente perturbada por la gravedad del asteroide como para permitir una estimación de su masa. Luego se estima el volumen utilizando un modelo de la forma del asteroide. La masa y el volumen permiten derivar la densidad aparente, cuya incertidumbre suele estar dominada por los errores cometidos en la estimación del volumen. La porosidad interna de los asteroides se puede inferir comparando su densidad aparente con la de sus supuestos meteoritos análogos; los asteroides oscuros parecen ser más porosos (>40%) que los brillantes. La naturaleza de esta porosidad no está clara. [134]
El primer asteroide fotografiado de cerca fue 951 Gaspra en 1991, seguido en 1993 por 243 Ida y su luna Dactyl , todos los cuales fueron fotografiados por la sonda Galileo en ruta a Júpiter . Otros asteroides visitados brevemente por naves espaciales en ruta a otros destinos incluyen 9969 Braille (por Deep Space 1 en 1999), 5535 Annefrank (por Stardust en 2002), 2867 Šteins y 21 Lutetia (por la sonda Rosetta en 2008), y 4179 Toutatis ( El orbitador lunar de China Chang'e 2 , que voló a 3,2 km (2 millas) en 2012).
La primera sonda dedicada a asteroides fue la NEAR Shoemaker de la NASA , que fotografió 253 Mathilde en 1997, antes de entrar en órbita alrededor de 433 Eros , y finalmente aterrizó en su superficie en 2001. Fue la primera nave espacial en orbitar y aterrizar con éxito en un asteroide. [141] De septiembre a noviembre de 2005, la sonda japonesa Hayabusa estudió 25143 Itokawa en detalle y devolvió muestras de su superficie a la Tierra el 13 de junio de 2010, la primera misión de devolución de muestras de asteroides. En 2007, la NASA lanzó la nave espacial Dawn , que orbitó 4 Vesta durante un año y observó el planeta enano Ceres durante tres años.
Hayabusa2 , una sonda lanzada por JAXA 2014, orbitó su objetivo asteroide 162173 Ryugu durante más de un año y tomó muestras que fueron entregadas a la Tierra en 2020. La nave espacial se encuentra ahora en una misión extendida y se espera que llegue a un nuevo objetivo en 2031.
La NASA lanzó OSIRIS-REx en 2016, una misión de retorno de muestras al asteroide 101955 Bennu . En 2021, la sonda partió del asteroide con una muestra de su superficie. La muestra fue entregada a la Tierra en septiembre de 2023. La nave espacial continúa su misión extendida, denominada OSIRIS-APEX, para explorar el asteroide cercano a la Tierra Apophis en 2029.
En 2021, la NASA lanzó la Prueba de redirección de doble asteroide (DART), una misión para probar tecnología para defender la Tierra contra objetos potencialmente peligrosos. DART se estrelló deliberadamente contra la luna Dimorphos , un planeta menor, del doble asteroide Didymos en septiembre de 2022 para evaluar el potencial del impacto de una nave espacial para desviar un asteroide de su curso de colisión con la Tierra. [142] En octubre, la NASA declaró que DART fue un éxito, confirmando que había acortado el período orbital de Dimorphos alrededor de Didymos en aproximadamente 32 minutos. [143]
El concepto de minería de asteroides se propuso en la década de 1970. Matt Anderson define la minería exitosa de asteroides como "el desarrollo de un programa minero que sea financieramente autosuficiente y rentable para sus inversores". [149] Se ha sugerido que los asteroides podrían usarse como fuente de materiales que pueden ser raros o agotados en la Tierra, [150] o materiales para la construcción de hábitats espaciales . Es posible que algún día los materiales que son pesados y costosos de lanzar desde la Tierra se extraigan de los asteroides y se utilicen para la fabricación y la construcción espaciales . [151] [152]
A medida que el agotamiento de los recursos en la Tierra se vuelve más real, la idea de extraer elementos valiosos de los asteroides y devolverlos a la Tierra para obtener ganancias, o utilizar recursos espaciales para construir satélites de energía solar y hábitats espaciales , [153] [154] se vuelve más atractiva. . Hipotéticamente, el agua procesada a partir del hielo podría repostar depósitos de propulsor en órbita . [155] [156]
Desde la perspectiva astrobiológica , la prospección de asteroides podría proporcionar datos científicos para la búsqueda de inteligencia extraterrestre ( SETI ). Algunos astrofísicos han sugerido que si civilizaciones extraterrestres avanzadas emplearan la minería de asteroides hace mucho tiempo, las características distintivas de estas actividades podrían ser detectables. [157] [158] [159]
Hay un interés creciente en identificar asteroides cuyas órbitas crucen la de la Tierra y que, con el tiempo suficiente, podrían colisionar con la Tierra. Los tres grupos más importantes de asteroides cercanos a la Tierra son los Apolos , Amors y Atens .
El asteroide cercano a la Tierra 433 Eros había sido descubierto ya en 1898, y en la década de 1930 apareció una avalancha de objetos similares. En orden de descubrimiento, estos fueron: 1221 Amor , 1862 Apolo , 2101 Adonis y finalmente 69230 Hermes , que se acercó a 0,005 AU de la Tierra en 1937. Los astrónomos comenzaron a darse cuenta de las posibilidades de un impacto contra la Tierra.
Dos acontecimientos ocurridos en décadas posteriores aumentaron la alarma: la creciente aceptación de la hipótesis de Álvarez de que un impacto provocó la extinción del Cretácico-Paleógeno , y la observación en 1994 del cometa Shoemaker-Levy 9 estrellándose contra Júpiter . El ejército estadounidense también desclasifica la información de que sus satélites militares , construidos para detectar explosiones nucleares , habían detectado cientos de impactos en la atmósfera superior de objetos de entre uno y diez metros de diámetro.
Todas estas consideraciones ayudaron a impulsar el lanzamiento de estudios altamente eficientes, que consisten en cámaras con dispositivos de carga acoplada ( CCD ) y computadoras conectadas directamente a telescopios. En 2011 [actualizar], se estimaba que se habían descubierto entre el 89% y el 96% de los asteroides cercanos a la Tierra de un kilómetro o más de diámetro. [51] Hasta el 29 de octubre de 2018 [actualizar], solo el sistema LINEAR había descubierto 147.132 asteroides. [160] Entre los estudios, se han descubierto 19.266 asteroides cercanos a la Tierra [161] , incluidos casi 900 de más de 1 km (0,6 millas) de diámetro. [162]
En junio de 2018, el Consejo Nacional de Ciencia y Tecnología advirtió que Estados Unidos no está preparado para el impacto de un asteroide y desarrolló y publicó el "Plan de acción de la estrategia nacional de preparación para objetos cercanos a la Tierra" para prepararse mejor. [163] [164] [165] Según el testimonio de expertos en el Congreso de los Estados Unidos en 2013, la NASA requeriría al menos cinco años de preparación antes de que se pudiera lanzar una misión para interceptar un asteroide. [166]
Varias técnicas para evitar colisiones tienen diferentes compensaciones con respecto a métricas como el rendimiento general, el costo, los riesgos de fallas, las operaciones y la preparación tecnológica. [167] Existen varios métodos para cambiar el curso de un asteroide/cometa. [168] Estos pueden diferenciarse por varios tipos de atributos, como el tipo de mitigación (deflexión o fragmentación), la fuente de energía (cinética, electromagnética, gravitacional, solar/térmica o nuclear) y la estrategia de aproximación (interceptación, [169] [170] encuentro o estación remota).
Las estrategias se dividen en dos conjuntos básicos: fragmentación y demora. [168] [171] La fragmentación se concentra en hacer que el impactador sea inofensivo fragmentándolo y dispersando los fragmentos de modo que no alcancen la Tierra o sean lo suficientemente pequeños como para quemarse en la atmósfera. El retraso aprovecha el hecho de que tanto la Tierra como el impactador están en órbita. Un impacto se produce cuando ambos alcanzan el mismo punto en el espacio al mismo tiempo, o más correctamente cuando algún punto de la superficie de la Tierra cruza la órbita del impactador cuando llega el impactador. Dado que la Tierra tiene aproximadamente 12.750 km de diámetro y se mueve a aprox. A 30 kilómetros por segundo en su órbita, recorre una distancia de un diámetro planetario en unos 425 segundos, o algo más de siete minutos. Retrasar o adelantar la llegada del impactador en tiempos de esta magnitud puede, dependiendo de la geometría exacta del impacto, hacer que no toque la Tierra. [172]
El " Proyecto Icarus " fue uno de los primeros proyectos diseñados en 1967 como plan de contingencia en caso de colisión con el 1566 Icarus . El plan se basó en el nuevo cohete Saturn V , que no realizó su primer vuelo hasta que se completó el informe. Se utilizarían seis cohetes Saturn V, cada uno lanzado a intervalos variables, desde meses hasta horas antes del impacto. Cada cohete debía estar equipado con una única ojiva nuclear de 100 megatones , así como un módulo de servicio Apollo modificado y un módulo de comando Apollo no tripulado para guiarse hacia el objetivo. Las ojivas serían detonadas a 30 metros de la superficie, desviando o destruyendo parcialmente el asteroide. Dependiendo de los impactos posteriores en el rumbo o de la destrucción del asteroide, las misiones posteriores se modificarían o cancelarían según fuera necesario. El lanzamiento "de última hora" del sexto cohete se realizaría 18 horas antes del impacto. [173]
Los asteroides y el cinturón de asteroides son un elemento básico de las historias de ciencia ficción. Los asteroides desempeñan varios papeles potenciales en la ciencia ficción: como lugares que los seres humanos podrían colonizar, recursos para extraer minerales, peligros que enfrentan las naves espaciales que viajan entre otros dos puntos y como una amenaza para la vida en la Tierra u otros planetas habitados, planetas enanos y satélites naturales. por el posible impacto.
Incluimos troyanos (cuerpos capturados en el cuarto y quinto punto de Lagrange de Júpiter), centauros (cuerpos en órbita entre Júpiter y Neptuno) y objetos transneptunianos (que orbitan más allá de Neptuno) en nuestra definición de "asteroide" tal como se usa en este sitio, incluso aunque sería más correcto llamarlos "planetas menores" en lugar de asteroides. [36]
Este artículo incorpora texto de esta fuente, que es de dominio público : "Asteroides". Exploración del Sistema Solar de la NASA . Consultado el 29 de marzo de 2022 . Este artículo incorpora texto de esta fuente, que es de dominio público : "Asteroides (del kit de prensa de NEAR)". nssdc.gsfc.nasa.gov . Consultado el 29 de marzo de 2022 .Este artículo incorpora texto de esta fuente, que es de dominio público : "Dawn Community". jpl.nasa.gov . JPL NASA. 21 de mayo de 2009. Archivado desde el original el 21 de mayo de 2009 . Consultado el 8 de abril de 2022 .Dado que no existen definiciones formales de cometas y asteroides...
Todos los demás objetos (estos incluyen actualmente la mayoría de los asteroides del Sistema Solar, la mayoría de los Objetos Transneptunianos (TNO), cometas y otros cuerpos pequeños), excepto los satélites, que orbitan alrededor del Sol se denominarán colectivamente "Pequeños Cuerpos del Sistema Solar". .
Una idea es que Fobos y Deimos, la otra luna de Marte, sean asteroides capturados.
El examen de las propiedades físicas de los 41 asteroides más grandes y masivos del cinturón principal sugiere que los asteroides grandes sin satélites están intactos y sus interiores tienen fuerza interna. Esto es consistente con los resultados de la misión Dawn tanto en Vesta como en Ceres. La composición rica en volátiles de Ceres también contribuye probablemente a la ausencia de satélites en Ceres y de meteoritos de Ceres en la Tierra. Estos resultados sugieren que la interrupción por colisión que crea una estructura de montón de escombros es una condición necesaria para la formación de satélites alrededor de los asteroides del cinturón principal.
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