stringtranslate.com

Cinturón de asteroides

Los asteroides del Sistema Solar interior y Júpiter: el cinturón está situado entre las órbitas de Júpiter y Marte.
El objeto más grande del cinturón es, con diferencia, el planeta enano Ceres . La masa total del cinturón de asteroides es considerablemente menor que la de Plutón y aproximadamente el doble de la de su luna Caronte .

El cinturón de asteroides es una región con forma de toro en el Sistema Solar , centrada en el Sol y que abarca aproximadamente el espacio entre las órbitas de los planetas Júpiter y Marte . Contiene una gran cantidad de cuerpos sólidos de forma irregular llamados asteroides o planetas menores . Los objetos identificados son de muchos tamaños, pero mucho más pequeños que los planetas y, en promedio, están separados por alrededor de un millón de kilómetros (o seiscientas mil millas). Este cinturón de asteroides también se llama cinturón principal de asteroides o cinturón principal para distinguirlo de otras poblaciones de asteroides en el Sistema Solar. [1]

El cinturón de asteroides es el disco circunestelar más pequeño e interno conocido en el Sistema Solar. Las clases de cuerpos pequeños del Sistema Solar en otras regiones son los objetos cercanos a la Tierra , los centauros , los objetos del cinturón de Kuiper , los objetos del disco disperso , los sednoides y los objetos de la nube de Oort . Alrededor del 60% de la masa del cinturón principal está contenida en los cuatro asteroides más grandes: Ceres , Vesta , Palas e Higía . Se estima que la masa total del cinturón de asteroides es el 3% de la de la Luna . [2]

Ceres, el único objeto en el cinturón de asteroides lo suficientemente grande como para ser un planeta enano , tiene unos 950 km de diámetro, mientras que Vesta, Palas e Higía tienen diámetros medios inferiores a 600 km. [3] [4] [5] [6] Los cuerpos restantes clasificados mineralógicamente varían en tamaño hasta unos pocos metros. [7] El material del asteroide está tan finamente distribuido que numerosas naves espaciales no tripuladas lo han atravesado sin incidentes. [8] No obstante, se producen colisiones entre asteroides grandes que pueden producir una familia de asteroides , cuyos miembros tienen características y composiciones orbitales similares. Los asteroides individuales dentro del cinturón se clasifican por sus espectros , y la mayoría se dividen en tres grupos básicos: carbonosos ( tipo C ), silicatos ( tipo S ) y ricos en metales ( tipo M ).

El cinturón de asteroides se formó a partir de la nebulosa solar primordial como un grupo de planetesimales , [9] los precursores más pequeños de los protoplanetas . Sin embargo, entre Marte y Júpiter, las perturbaciones gravitacionales de Júpiter interrumpieron su acreción en un planeta, [9] [10] impartiendo un exceso de energía cinética que destrozó a los planetesimales en colisión y la mayoría de los protoplanetas incipientes. Como resultado, el 99,9% de la masa original del cinturón de asteroides se perdió en los primeros 100 millones de años de la historia del Sistema Solar. [11] Algunos fragmentos finalmente encontraron su camino hacia el Sistema Solar interior, lo que llevó a impactos de meteoritos con los planetas interiores. Las órbitas de los asteroides continúan siendo perturbadas apreciablemente siempre que su período de revolución alrededor del Sol forma una resonancia orbital con Júpiter. A estas distancias orbitales, se produce una brecha de Kirkwood cuando son arrastrados a otras órbitas. [12]

Historia de la observación

En 1596, el sentido de proporción de Johannes Kepler para las órbitas planetarias lo llevó a creer que un planeta invisible se encontraba entre las órbitas de Marte y Júpiter. [13]

En 1596, Johannes Kepler escribió: "Entre Marte y Júpiter, coloco un planeta", en su Mysterium Cosmographicum , expresando su predicción de que se encontraría un planeta allí. [14] Mientras analizaba los datos de Tycho Brahe , Kepler pensó que existía una brecha demasiado grande entre las órbitas de Marte y Júpiter para que se ajustara a su propio modelo de dónde deberían encontrarse las órbitas planetarias. [15]

En una nota anónima a pie de página de su traducción de 1766 de la Contemplación de la naturaleza de Charles Bonnet , [16] el astrónomo Johann Daniel Titius de Wittenberg [17] [18] notó un patrón aparente en la disposición de los planetas, ahora conocido como la Ley de Titius-Bode . Si uno comenzaba una secuencia numérica en 0, luego incluía 3, 6, 12, 24, 48, etc., duplicando cada vez, y añadía cuatro a cada número y dividía por 10, esto producía una aproximación notablemente cercana a los radios de las órbitas de los planetas conocidos medidos en unidades astronómicas , siempre que se permitiera un "planeta faltante" (equivalente a 24 en la secuencia) entre las órbitas de Marte (12) y Júpiter (48). En su nota a pie de página, Titius declaró: "Pero ¿debería el Lord Arquitecto haber dejado ese espacio vacío? De ningún modo". [17] Cuando William Herschel descubrió Urano en 1781, la órbita del planeta coincidía estrechamente con la ley, lo que llevó a algunos astrónomos a concluir que un planeta tenía que estar entre las órbitas de Marte y Júpiter. [19]

Giuseppe Piazzi , descubridor de Ceres, el objeto más grande del cinturón de asteroides: Ceres era conocido como un planeta, pero luego fue reclasificado como asteroide y a partir de 2006 como planeta enano.

El 1 de enero de 1801, Giuseppe Piazzi , catedrático de astronomía de la Universidad de Palermo , Sicilia, encontró un minúsculo objeto en movimiento en una órbita con exactamente el radio predicho por este patrón. Lo bautizó como "Ceres", en honor a la diosa romana de la cosecha y patrona de Sicilia. Piazzi creyó inicialmente que se trataba de un cometa, pero la falta de coma sugirió que se trataba de un planeta. [20] Por lo tanto, el patrón antes mencionado predijo los semiejes mayores de los ocho planetas de la época (Mercurio, Venus, Tierra, Marte, Ceres, Júpiter, Saturno y Urano). Simultáneamente con el descubrimiento de Ceres, se formó un grupo informal de 24 astrónomos apodado la " policía celestial " por invitación de Franz Xaver von Zach con el propósito expreso de encontrar planetas adicionales; centraron su búsqueda en la región entre Marte y Júpiter donde la ley de Titius-Bode predijo que debería haber un planeta. [21] [22]

Unos 15 meses después, Heinrich Olbers , miembro de la policía celestial, descubrió un segundo objeto en la misma región, Pallas. A diferencia de los otros planetas conocidos, Ceres y Pallas permanecieron como puntos de luz incluso bajo los mayores aumentos del telescopio en lugar de resolverse en discos. Aparte de su rápido movimiento, parecían indistinguibles de las estrellas . [23]

En consecuencia, en 1802, William Herschel sugirió que se los colocara en una categoría separada, llamada "asteroides", a partir del griego asteroeides , que significa "similar a una estrella". [24] [25] Al completar una serie de observaciones de Ceres y Palas, concluyó: [26]

Ni el nombre de planetas ni el de cometas pueden ser dados con propiedad a estas dos estrellas... Se parecen tanto a pequeñas estrellas que apenas se las puede distinguir de ellas. De ahí su apariencia de asteroides, si tomo mi nombre y las llamo asteroides; reservándome, sin embargo, la libertad de cambiar ese nombre, si se presenta otro, más expresivo de su naturaleza.

En 1807, investigaciones posteriores revelaron dos nuevos objetos en la región: Juno y Vesta . [23] La quema de Lilienthal en las guerras napoleónicas , donde se había realizado la mayor parte del trabajo, [27] puso fin a este primer período de descubrimiento. [23]

A pesar de la acuñación del término por parte de Herschel, durante varias décadas siguió siendo una práctica común referirse a estos objetos como planetas [16] y anteponer a sus nombres números que representaban la secuencia de su descubrimiento: 1 Ceres, 2 Pallas, 3 Juno, 4 Vesta. Sin embargo, en 1845, el astrónomo Karl Ludwig Hencke detectó un quinto objeto ( 5 Astraea ) y, poco después, se descubrieron nuevos objetos a un ritmo cada vez más acelerado. Contarlos entre los planetas se volvió cada vez más engorroso. Finalmente, se eliminaron de la lista de planetas (como sugirió por primera vez Alexander von Humboldt a principios de la década de 1850) y el término acuñado por Herschel, "asteroides", gradualmente se convirtió en de uso común. [16]

El descubrimiento de Neptuno en 1846 desacreditó la ley de Titius-Bode a los ojos de los científicos porque su órbita no se acercaba en nada a la posición predicha. Hasta la fecha, no se ha dado ninguna explicación científica para la ley y el consenso de los astrónomos la considera una coincidencia. [28]

951 Gaspra , el primer asteroide fotografiado por una nave espacial, tal como se vio durante el sobrevuelo de Galileo en 1991; los colores están exagerados

La expresión "cinturón de asteroides" comenzó a usarse a principios de la década de 1850, aunque es difícil determinar quién acuñó el término. El primer uso en inglés parece ser en la traducción de 1850 (por Elise Otté ) de Cosmos de Alexander von Humboldt : [29] "[...] y la aparición regular, alrededor del 13 de noviembre y el 11 de agosto, de estrellas fugaces, que probablemente forman parte de un cinturón de asteroides que intersecan la órbita de la Tierra y se mueven con velocidad planetaria". Otra aparición temprana ocurrió en A Guide to the Knowledge of the Heavens de Robert James Mann : [30] "Las órbitas de los asteroides están ubicadas en un amplio cinturón de espacio, que se extiende entre los extremos de [...]". El astrónomo estadounidense Benjamin Peirce parece haber adoptado esa terminología y haber sido uno de sus promotores. [31]

A mediados de 1868 se habían localizado más de 100 asteroides y, en 1891, la introducción de la astrofotografía por Max Wolf aceleró el ritmo de descubrimientos. [32] En 1921 se habían encontrado un total de 1000 asteroides, [33] 10 000 en 1981, [34] y 100 000 en 2000. [35] Los sistemas modernos de estudio de asteroides utilizan ahora medios automatizados para localizar nuevos planetas menores en cantidades cada vez mayores.

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. [36] La detección se realizó utilizando las capacidades de infrarrojo lejano del Observatorio Espacial Herschel . [37] El hallazgo fue inesperado porque normalmente se considera que los cometas , no los asteroides, "emiten chorros y columnas". Según uno de los científicos, "las líneas entre cometas y asteroides se están volviendo cada vez más borrosas". [37]

Origen

El cinturón de asteroides que muestra las inclinaciones orbitales en función de las distancias al Sol, con los asteroides en la región central del cinturón de asteroides en rojo y otros asteroides en azul.

Formación

En 1802, poco después de descubrir a Pallas, Olbers sugirió a Herschel y Carl Gauss que Ceres y Pallas eran fragmentos de un planeta mucho más grande que alguna vez ocupó la región Marte-Júpiter, y que este planeta había sufrido una explosión interna o un impacto cometario muchos millones de años antes, [38] mientras que el astrónomo de Odessa KN Savchenko sugirió que Ceres, Pallas, Juno y Vesta eran lunas que escaparon en lugar de fragmentos del planeta explotado. [39] La gran cantidad de energía requerida para destruir un planeta, combinada con la baja masa combinada del cinturón, que es solo alrededor del 4% de la masa de la Luna de la Tierra, [3] no respalda estas hipótesis. Además, las diferencias químicas significativas entre los asteroides se vuelven difíciles de explicar si provienen del mismo planeta. [40]

Una hipótesis moderna sobre la creación del cinturón de asteroides se relaciona con cómo, en general para el Sistema Solar, se cree que la formación planetaria se produjo a través de un proceso comparable a la antigua hipótesis nebular : una nube de polvo y gas interestelar colapsó bajo la influencia de la gravedad para formar un disco giratorio de material que luego se conglomeró para formar el Sol y los planetas. [41] Durante los primeros millones de años de la historia del Sistema Solar, un proceso de acreción de colisiones pegajosas causó la aglomeración de pequeñas partículas, que gradualmente aumentaron de tamaño. Una vez que las aglomeraciones alcanzaron suficiente masa, pudieron atraer a otros cuerpos a través de la atracción gravitatoria y convertirse en planetesimales. Esta acreción gravitatoria condujo a la formación de los planetas. [42]

Los planetesimales de la región que se convertiría en el cinturón de asteroides se vieron fuertemente perturbados por la gravedad de Júpiter. [43] Se produjeron resonancias orbitales en las que el período orbital de un objeto del cinturón formaba una fracción entera del período orbital de Júpiter, lo que perturbaba el objeto y lo llevaba a una órbita diferente; la región que se encuentra entre las órbitas de Marte y Júpiter contiene muchas de esas resonancias orbitales. A medida que Júpiter emigraba hacia el interior después de su formación, estas resonancias habrían barrido el cinturón de asteroides, excitando dinámicamente la población de la región y aumentando sus velocidades relativas. [44] En las regiones donde la velocidad media de las colisiones era demasiado alta, la fragmentación de planetesimales tendía a dominar sobre la acreción, [45] impidiendo la formación de un planeta. En cambio, continuaron orbitando alrededor del Sol como antes, chocando ocasionalmente. [43]

Durante los inicios de la historia del Sistema Solar, los asteroides se fundieron hasta cierto punto, lo que permitió que los elementos que contenían se diferenciaran por su masa. Algunos de los cuerpos progenitores pueden incluso haber atravesado períodos de vulcanismo explosivo y formado océanos de magma . Sin embargo, debido al tamaño relativamente pequeño de los cuerpos, el período de fusión fue necesariamente breve en comparación con los planetas mucho más grandes, y en general había terminado hace unos 4.500 millones de años, en las primeras decenas de millones de años de formación. [46] En agosto de 2007, un estudio de cristales de circón en un meteorito antártico que se cree que se originó en Vesta sugirió que este, y por extensión el resto del cinturón de asteroides, se había formado bastante rápido, dentro de los 10 millones de años posteriores al origen del Sistema Solar. [47]

Evolución

Gran asteroide del cinturón principal 4 Vesta

Los asteroides no son muestras prístinas del Sistema Solar primigenio. Han experimentado una evolución considerable desde su formación, que incluye calentamiento interno (en las primeras decenas de millones de años), fusión de la superficie por impactos, erosión espacial por radiación y bombardeo de micrometeoritos . [48] [49] [50] [51] Aunque algunos científicos se refieren a los asteroides como planetesimales residuales, [52] otros los consideran distintos. [53]

Se cree que el cinturón de asteroides actual contiene sólo una pequeña fracción de la masa del cinturón primigenio. Las simulaciones por ordenador sugieren que el cinturón de asteroides original puede haber contenido una masa equivalente a la de la Tierra. [54] Debido principalmente a las perturbaciones gravitacionales, la mayor parte del material fue expulsado del cinturón en el plazo de aproximadamente un millón de años desde su formación, dejando atrás menos del 0,1% de la masa original. [43] Desde su formación, la distribución del tamaño del cinturón de asteroides se ha mantenido relativamente estable; no se ha producido ningún aumento o disminución significativo de las dimensiones típicas de los asteroides del cinturón principal. [55]

La resonancia orbital 4:1 con Júpiter, en un radio de 2,06  unidades astronómicas (UA), puede considerarse el límite interior del cinturón de asteroides. Las perturbaciones de Júpiter envían cuerpos que se desvían hacia allí hacia órbitas inestables. La mayoría de los cuerpos formados dentro del radio de esta brecha fueron arrastrados por Marte (que tiene un afelio a 1,67 UA) o expulsados ​​por sus perturbaciones gravitacionales en la historia temprana del Sistema Solar. [56] Los asteroides de Hungaria se encuentran más cerca del Sol que la resonancia 4:1, pero están protegidos de la perturbación por su alta inclinación. [57]

Cuando se formó el cinturón de asteroides, las temperaturas a una distancia de 2,7 UA del Sol formaron una « línea de nieve » por debajo del punto de congelación del agua. Los planetesimales formados más allá de este radio pudieron acumular hielo. [58] [59] En 2006, se descubrió una población de cometas dentro del cinturón de asteroides más allá de la línea de nieve, que puede haber proporcionado una fuente de agua para los océanos de la Tierra. Según algunos modelos, la desgasificación de agua durante el período de formación de la Tierra fue insuficiente para formar los océanos, por lo que se requirió una fuente externa como un bombardeo cometario. [60]

El cinturón exterior de asteroides parece incluir algunos objetos que pueden haber llegado allí durante los últimos cientos de años; la lista incluye (457175) 2008 GO 98, también conocido como 362P. [61]

Características

Distribución del tamaño de los asteroides en el cinturón principal [62]

Contrariamente a la imagen popular, el cinturón de asteroides está prácticamente vacío. Los asteroides están repartidos en un volumen tan grande que alcanzar uno sin apuntar con cuidado sería improbable. No obstante, actualmente se conocen cientos de miles de asteroides y el número total oscila entre millones o más, dependiendo del límite inferior de tamaño. Se sabe que más de 200 asteroides tienen un tamaño superior a 100 km [63] 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 [64] .

La cantidad de asteroides en el cinturón principal aumenta de manera constante a medida que disminuye su tamaño. Aunque la distribución del tamaño generalmente sigue una ley de potencia , hay "baches" en la curva aproximadamente5 km y100 km , donde se encuentran más asteroides de los que se esperan de una curva de este tipo. La mayoría de los asteroides son más grandes que aproximadamenteLos asteroides de 120 km de diámetro son primordiales, ya que sobrevivieron a 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. [65] [66]

Las magnitudes absolutas de la mayoría de los asteroides conocidos están entre 11 y 19, con una mediana de alrededor de 16. [67] En promedio, la distancia entre los asteroides es de unos 965.600 km (600.000 mi), [68] [69] aunque esto varía entre familias de asteroides y asteroides más pequeños no detectados podrían estar incluso más cerca. Se estima que la masa total del cinturón de asteroides es2,39 × 10 21 kg, que es el 3% de la masa de la Luna. [2] Los cuatro objetos más grandes, Ceres, Vesta, Palas e Higía, contienen aproximadamente el 62% de la masa total del cinturón, de los cuales el 39% corresponde solo a Ceres. [70] [5]

Composición

Distribución de los tipos espectrales de asteroides según la distancia al Sol [71]

El cinturón actual se compone principalmente de tres categorías de asteroides: asteroides carbonáceos de tipo C, asteroides de silicato de tipo S y un grupo híbrido de asteroides de tipo X. El grupo híbrido tiene espectros sin características, pero se pueden dividir en tres grupos en función de la reflectividad, lo que produce los asteroides metálicos de tipo M , los primitivos de tipo P y los de enstatita de tipo E. Se han encontrado tipos adicionales que no encajan en estas clases primarias. Existe una tendencia compositiva de los tipos de asteroides según la distancia al Sol en aumento, en el orden de S, C, P y los tipos D sin características espectrales . [72]

Fragmento del meteorito Allende , una condrita carbonácea que cayó a la Tierra en México en 1969

Los asteroides carbonáceos , como sugiere su nombre, son ricos en carbono. Dominan las regiones externas del cinturón de asteroides, [73] y son raros en el cinturón interior. [72] Juntos comprenden más del 75% de los asteroides visibles. Tienen un tono más rojo que los otros asteroides y tienen un albedo bajo . Sus composiciones superficiales son similares a los meteoritos de condrita carbonácea . Químicamente, sus espectros coinciden con la composición primordial del Sistema Solar primitivo, con hidrógeno, helio y volátiles eliminados. [74]

Los asteroides de tipo S ( ricos en silicatos ) son más comunes hacia la región interior del cinturón, a 2,5 UA del Sol. [73] [75] Los espectros de sus superficies revelan la presencia de silicatos y algo de metal, pero ningún compuesto carbonoso significativo. Esto indica que sus materiales han sido modificados significativamente a partir de su composición original, probablemente a través de la fusión y la reformación. Tienen un albedo relativamente alto y constituyen alrededor del 17% de la población total de asteroides. [74]

Los asteroides de tipo M (ricos en metales) se encuentran típicamente en el centro del cinturón principal y constituyen gran parte del resto de la población total. [74] Sus espectros se asemejan a los de hierro y níquel. Se cree que algunos se formaron a partir de los núcleos metálicos de cuerpos progenitores diferenciados que se rompieron por una colisión. Sin embargo, algunos compuestos de silicato también pueden producir una apariencia similar. Por ejemplo, el gran asteroide de tipo M 22 Kalliope no parece estar compuesto principalmente de metal. [76] Dentro del cinturón de asteroides, la distribución numérica de asteroides de tipo M alcanza su punto máximo en un semieje mayor de aproximadamente 2,7 UA. [77] Aún no está claro si todos los tipos M son similares en composición o si es una etiqueta para varias variedades que no encajan perfectamente en las clases principales C y S. [78]

Un misterio es la relativa rareza de los asteroides de tipo V (Vestoide) o basálticos en el cinturón de asteroides. [79] Las teorías de formación de asteroides predicen que los objetos del tamaño de Vesta o mayores deberían formar cortezas y mantos, que estarían compuestos principalmente de roca basáltica, lo que daría como resultado que más de la mitad de todos los asteroides estuvieran compuestos de basalto o de olivino . Sin embargo, las observaciones sugieren que falta el 99% del material basáltico predicho. [80] Hasta 2001, se creía que la mayoría de los cuerpos basálticos descubiertos en el cinturón de asteroides se originaban del asteroide Vesta (de ahí su nombre de tipo V), pero 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. [80] Esta hipótesis se vio reforzada por el descubrimiento 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. Estos dos son los únicos asteroides de tipo V descubiertos en el cinturón exterior hasta la fecha. [79]

El Hubble observa el asteroide cometario de múltiples colas P/2013 P5 . [81]

La temperatura del cinturón de asteroides varía con la distancia al Sol. Para las partículas de polvo dentro del cinturón, las temperaturas típicas varían desde 200 K (−73 °C) a 2,2 UA hasta 165 K (−108 °C) a 3,2 UA. [82] Sin embargo, debido a la rotación, la temperatura de la superficie de un asteroide puede variar considerablemente ya que los lados están expuestos alternativamente a la radiación solar y luego al fondo estelar.

Cometas del cinturón principal

Varios cuerpos del cinturón exterior que no son de interés en general muestran actividad cometaria . Como sus órbitas no se pueden explicar a través de la captura de cometas clásicos, se cree que muchos de los asteroides exteriores están helados y que el hielo a veces se sublima a través de pequeños impactos. Los cometas del cinturón principal pueden haber sido una fuente importante de los océanos de la Tierra porque la relación deuterio-hidrógeno es demasiado baja para que los cometas clásicos hayan sido la fuente principal. [83]

Órbitas

El cinturón de asteroides (mostrando excentricidades), con el cinturón de asteroides en rojo y azul (región "núcleo" en rojo)

La mayoría de los asteroides dentro del cinturón de asteroides tienen excentricidades orbitales de menos de 0,4 y una inclinación de menos de 30°. La distribución orbital de los asteroides alcanza un máximo en una excentricidad de alrededor de 0,07 y una inclinación por debajo de 4°. [67] Por lo tanto, aunque un asteroide típico tiene una órbita relativamente circular y se encuentra cerca del plano de la eclíptica , algunas órbitas de asteroides pueden ser altamente excéntricas o viajar bastante fuera del plano de la eclíptica.

En ocasiones, el término "cinturón principal" se utiliza para referirse únicamente a la región "central" más compacta, donde se encuentra la mayor concentración de cuerpos. Ésta se encuentra entre las marcadas brechas de Kirkwood de 4:1 y 2:1 a 2,06 y 3,27 UA, y con excentricidades orbitales inferiores a aproximadamente 0,33, junto con inclinaciones orbitales inferiores a unos 20°. En 2006 , esta región "central" contenía el 93% de todos los planetas menores descubiertos y numerados dentro del Sistema Solar. [84] La base de datos de cuerpos pequeños del JPL enumera más de 1 millón de asteroides conocidos del cinturón principal. [85]

Brechas de Kirkwood

Número de asteroides en el cinturón principal en función de su semieje mayor (a). Las líneas discontinuas indican las brechas de Kirkwood , mientras que los colores designan las siguientes zonas:
  I: cinturón principal interior ( a < 2,5 AU )
  II: cinturón principal medio ( 2,5 AU < a < 2,82 AU )
  III: cinturón principal exterior ( a > 2,82 UA )

El semieje mayor de un asteroide se utiliza para describir las dimensiones de su órbita alrededor del Sol, y su valor determina el período orbital del planeta menor . En 1866, Daniel Kirkwood anunció el descubrimiento de huecos 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 entera del período orbital de Júpiter. Kirkwood propuso que las perturbaciones gravitacionales del planeta llevaron a la remoción de asteroides de estas órbitas. [86]

Cuando el período orbital medio de un asteroide es una fracción entera del período orbital de Júpiter, se crea una resonancia de movimiento medio con el gigante gaseoso que es suficiente para perturbar un asteroide a nuevos elementos orbitales . Los asteroides primordiales entraron en estos huecos debido a la migración de la órbita de Júpiter. [87] Posteriormente, los asteroides migran principalmente a estas órbitas de hueco debido al efecto Yarkovsky , [72] pero también pueden entrar debido a perturbaciones o colisiones. Después de entrar, un asteroide es empujado gradualmente a una órbita aleatoria diferente con un semieje mayor más grande o más pequeño.

Colisiones

La luz zodiacal , partes de la cual son reflejadas por el polvo interplanetario , que a su vez se origina en parte por colisiones de asteroides.

La gran población del cinturón de asteroides crea un entorno activo, donde las colisiones entre asteroides ocurren con frecuencia (en escalas de tiempo profundas ). Se espera que los eventos de impacto entre cuerpos del cinturón principal con un radio medio de 10 km ocurran aproximadamente una vez cada 10 millones de años. [88] Una colisión puede fragmentar un asteroide en numerosos pedazos más pequeños (lo que lleva a la formación de una nueva familia de asteroides ). [89] Por el contrario, las colisiones que ocurren a bajas velocidades relativas también pueden unir dos asteroides. Después de más de 4 mil millones de años de tales procesos, los miembros del cinturón de asteroides ahora tienen poca semejanza con la población original.

La evidencia sugiere que la mayoría de los asteroides del cinturón principal entre 200 m y 10 km de diámetro son montones de escombros formados por colisiones. Estos cuerpos consisten en una multitud de objetos irregulares que en su mayoría están unidos entre sí por la propia gravedad, lo que resulta en cantidades significativas de porosidad interna . [90] Junto con los cuerpos de asteroides, el cinturón de asteroides también contiene bandas de polvo con radios de partículas de hasta unos pocos cientos de micrómetros . Este material fino se produce, al menos en parte, a partir de colisiones entre asteroides y por el impacto de micrometeoritos sobre los asteroides. Debido al efecto Poynting-Robertson , la presión de la radiación solar hace que este polvo se desplace lentamente en espiral hacia el Sol. [91]

La combinación de este fino polvo de asteroide, así como el material cometario expulsado, produce la luz zodiacal . Este débil resplandor auroral se puede ver por la noche extendiéndose desde la dirección del Sol a lo largo del plano de la eclíptica . Las partículas de asteroides que producen luz zodiacal visible tienen un promedio de unos 40 μm de radio. La vida útil típica de las partículas de nubes zodiacales del cinturón principal es de unos 700.000 años. Por lo tanto, para mantener las bandas de polvo, deben producirse nuevas partículas de manera constante dentro del cinturón de asteroides. [91] Alguna vez se pensó que las colisiones de asteroides forman un componente principal de la luz zodiacal. Sin embargo, las simulaciones por computadora de Nesvorný y sus colegas atribuyeron el 85 por ciento del polvo de luz zodiacal a fragmentaciones de cometas de la familia de Júpiter, en lugar de a cometas y colisiones entre asteroides en el cinturón de asteroides. Como máximo, el 10 por ciento del polvo se atribuye al cinturón de asteroides. [92]

Meteoritos

Algunos de los restos de las colisiones pueden formar meteoroides que entran en la atmósfera de la Tierra. [93] De los 50.000 meteoritos encontrados en la Tierra hasta la fecha, se cree que el 99,8 por ciento se originaron en el cinturón de asteroides. [94]

Familias y grupos

Esta gráfica de inclinación orbital ( i p ) versus excentricidad ( e p ) para los asteroides numerados del cinturón principal muestra claramente agrupaciones que representan familias de asteroides.
Vista general de los asteroides del Sistema Solar Interior hasta el Sistema Júpiter
Visión general lineal de los cuerpos del Sistema Solar Interior

En 1918, el astrónomo japonés Kiyotsugu Hirayama observó que las órbitas de algunos de los asteroides tenían parámetros similares, formando familias o grupos. [95]

Aproximadamente un tercio de los asteroides en el cinturón de asteroides 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, que indican un origen común en la ruptura de un cuerpo más grande. Las representaciones gráficas de estos pares de elementos, para los miembros del cinturón de asteroides, muestran concentraciones que indican la presencia de una familia de asteroides. Hay alrededor de 20 a 30 asociaciones que probablemente sean familias de asteroides. Se han encontrado agrupaciones adicionales que son menos seguras. Las familias de asteroides se pueden confirmar cuando los miembros muestran características espectrales similares. [96] Las asociaciones más pequeñas de asteroides se denominan grupos o cúmulos.

Algunas de las familias más importantes del cinturón de asteroides (en orden creciente de semiejes mayores) son las familias Flora , Eunomia , Koronis , Eos y Themis . [77] La ​​familia Flora, una de las más grandes con más de 800 miembros conocidos, puede haberse formado a partir de una colisión hace menos de mil millones de años. [97] El asteroide más grande que es un verdadero miembro de una familia es 4 Vesta. (Esto es en contraste con un intruso, en el caso de Ceres con la familia Gefion ). Se cree que la familia Vesta se formó como resultado de un impacto que formó un cráter en Vesta. Del mismo modo, los meteoritos HED también pueden haberse originado en Vesta como resultado de esta colisión. [98]

Se han descubierto tres importantes bandas de polvo dentro del cinturón de asteroides. Estas tienen inclinaciones orbitales similares a las de las familias de asteroides Eos, Koronis y Themis, por lo que posiblemente estén asociadas con esas agrupaciones. [99]

La evolución del cinturón principal después del Bombardeo Pesado Tardío probablemente se vio afectada por el paso de grandes centauros y objetos transneptunianos (TNO). Los centauros y los TNO que llegan al Sistema Solar interior pueden modificar las órbitas de los asteroides del cinturón principal, aunque solo si su masa es del orden de 100010 −9  M ☉ para encuentros únicos o, un orden menos en caso de múltiples encuentros cercanos. Sin embargo, es poco probable que los centauros y los TNO hayan dispersado significativamente a las familias de asteroides jóvenes en el cinturón principal, aunque pueden haber perturbado algunas familias de asteroides antiguas. Los asteroides actuales del cinturón principal que se originaron como centauros u objetos transneptunianos pueden estar en el cinturón exterior con una vida corta de menos de 4 millones de años, muy probablemente orbitando entre 2,8 y 3,2 UA con excentricidades mayores que las típicas de los asteroides del cinturón principal. [100]

Periferia

Bordeando el borde interior del cinturón (entre 1,78 y 2,0 UA, con un semieje mayor medio de 1,9 UA) se encuentra la familia de planetas menores Hungaria. Reciben su nombre del miembro principal, 434 Hungaria ; el grupo contiene al menos 52 asteroides con nombre. El grupo Hungaria está separado del cuerpo principal por la brecha de Kirkwood de 4:1 y sus órbitas tienen una inclinación alta. Algunos miembros pertenecen a la categoría de asteroides que cruzan Marte, y las perturbaciones gravitacionales de Marte probablemente sean un factor en la reducción de la población total de este grupo. [57]

Otro grupo de alta inclinación en la parte interior del cinturón de asteroides es la familia Phocaea . Estos están compuestos principalmente por asteroides de tipo S, mientras que la vecina familia Hungaria incluye algunos de tipo E. [101] La familia Phocaea orbita entre 2,25 y 2,5 UA del Sol. [102]

Bordeando el borde exterior del cinturón de asteroides se encuentra el grupo Cibeles , que orbita entre 3,3 y 3,5 UA. Estos tienen una resonancia orbital de 7:4 con Júpiter. La familia Hilda orbita entre 3,5 y 4,2 UA con órbitas relativamente circulares y una resonancia orbital estable de 3:2 con Júpiter. Hay pocos asteroides más allá de 4,2 UA, hasta la órbita de Júpiter. En esta última se pueden encontrar las dos familias de asteroides troyanos , que, al menos para objetos mayores de 1 km, son aproximadamente tan numerosos como los asteroides del cinturón de asteroides. [103]

Nuevas familias

Algunas familias de asteroides se han formado recientemente, en términos astronómicos. La familia Karin aparentemente se formó hace unos 5,7 millones de años a partir de una colisión con un asteroide progenitor de 33 km de radio. [104] La familia Veritas se formó hace unos 8,3 millones de años; la evidencia incluye polvo interplanetario recuperado de sedimentos oceánicos . [105]

Más recientemente, el cúmulo Datura parece haberse formado hace unos 530.000 años a partir de una colisión con un asteroide del cinturón principal. La estimación de la edad se basa en la probabilidad de que los miembros tengan sus órbitas actuales, en lugar de en cualquier evidencia física. Sin embargo, este cúmulo puede haber sido una fuente de algún material de polvo zodiacal. [106] [107] Otras formaciones de cúmulos recientes, como el cúmulo Iannini ( hace aproximadamente  1–5  millones de años), pueden haber proporcionado fuentes adicionales de este polvo de asteroide. [108]

Exploración

Concepto artístico de la nave espacial Dawn con Vesta y Ceres

La primera nave espacial en atravesar el cinturón de asteroides fue la Pioneer 10 , que entró en la región el 16 de julio de 1972. En ese momento, existía cierta preocupación de que los escombros en el cinturón pudieran representar un peligro para la nave espacial, pero desde entonces ha sido atravesado con seguridad por múltiples naves espaciales sin incidentes. La Pioneer 11 , las Voyager 1 y 2 y Ulysses pasaron por el cinturón sin obtener imágenes de ningún asteroide. Cassini midió plasma y granos de polvo fino mientras atravesaba el cinturón en 2000. [109] En su camino a Júpiter, Juno atravesó el cinturón de asteroides sin recopilar datos científicos. [110] Debido a la baja densidad de materiales dentro del cinturón, las probabilidades de que una sonda se tope con un asteroide se estiman en menos de 1 en 1 mil millones. [111]

La mayoría de los asteroides del cinturón principal fotografiados hasta la fecha se han obtenido a partir de breves oportunidades de sobrevuelo de sondas que se dirigían a otros objetivos. Solo la misión Dawn ha estudiado asteroides del cinturón principal durante un período prolongado en órbita. La sonda Galileo fotografió 951 Gaspra en 1991 y 243 Ida en 1993, luego NEAR fotografió 253 Mathilde en 1997 y aterrizó en el asteroide cercano a la Tierra 433 Eros en febrero de 2001. Cassini fotografió 2685 Masursky en 2000, Stardust fotografió 5535 Annefrank en 2002, New Horizons fotografió 132524 APL en 2006, y Rosetta fotografió 2867 Šteins en septiembre de 2008 y 21 Lutetia en julio de 2010. Dawn orbitó Vesta entre julio de 2011 y septiembre de 2012 y ha orbitado Ceres desde marzo de 2015. [112]

La sonda espacial Lucy realizó un sobrevuelo de 152830 Dinkinesh en 2023, en su camino hacia los troyanos de Júpiter. [113] La misión JUICE de la ESA pasará por el cinturón de asteroides dos veces, con un sobrevuelo propuesto del asteroide 223 Rosa en 2029. [114] La nave espacial Psyche es una misión de la NASA al gran asteroide de tipo M 16 Psyche . [115]

Véase también

Referencias

  1. ^ Williams, Matt (23 de agosto de 2015). "¿Qué es el cinturón de asteroides?". Universe Today . Consultado el 30 de enero de 2016 .
  2. ^ ab Pitjeva, EV (2018). "Masas del cinturón principal de asteroides y del cinturón de Kuiper a partir de los movimientos de planetas y naves espaciales". Investigación del sistema solar . 44 (8–9): 554–566. arXiv : 1811.05191 . Código Bibliográfico :2018AstL...44..554P. doi :10.1134/S1063773718090050. S2CID  119404378.
  3. ^ ab Krasinsky, Georgia ; Pitjeva, EV ; Vasiliev, MV; Yagudina, EI (julio de 2002). "Masa oculta en el cinturón de asteroides". Ícaro . 158 (1): 98-105. Código Bib : 2002Icar..158...98K. doi :10.1006/icar.2002.6837.
  4. ^ Pitjeva, EV (2005). "Efemérides de planetas de alta precisión: EPM y determinación de algunas constantes astronómicas" (PDF) . Solar System Research . 39 (3): 176–186. Código Bibliográfico :2005SoSyR..39..176P. doi :10.1007/s11208-005-0033-2. S2CID  120467483. Archivado desde el original (PDF) el 3 de julio de 2014.
  5. ^ ab Para estimaciones recientes de las masas de Ceres, Vesta, Palas e Higía, consulte las referencias en los recuadros de información de sus respectivos artículos.
  6. ^ Yeomans, Donald K. (13 de julio de 2006). «JPL Small-Body Database Browser». NASA JPL. Archivado desde el original el 29 de septiembre de 2010. Consultado el 27 de septiembre de 2010 .
  7. ^ "Caracterización del asteroide más pequeño conocido mediante telescopios terrestres". Universidad de Arizona. 30 de noviembre de 2016. Consultado el 3 de mayo de 2024 .
  8. ^ Koberlein, Brian (12 de marzo de 2014). "Por qué el cinturón de asteroides no amenaza a las naves espaciales". Universe Today . Consultado el 30 de enero de 2016 .
  9. ^ ab "¿Cómo se formó el cinturón de asteroides? ¿Había un planeta allí?". CosmosUp. 17 de enero de 2016. Archivado desde el original el 6 de diciembre de 2018. Consultado el 30 de enero de 2016 .
  10. ^ Redd, Nola Taylor (11 de junio de 2012). "Cinturón de asteroides: datos e información". Space.com . Consultado el 30 de enero de 2016 .
  11. ^ Beatty, Kelly (10 de marzo de 2009). "Esculpiendo el cinturón de asteroides". Sky & Telescope . Consultado el 30 de abril de 2014 .
  12. ^ Delgrande, JJ; Soanes, SV (1943). "La brecha de Kirkwood en las órbitas de los asteroides". Revista de la Real Sociedad Astronómica de Canadá . 37 : 187. Código bibliográfico : 1943JRASC..37..187D.
  13. ^ Cunningham, Clifford J. (septiembre de 2022). "Los orígenes y el legado de la 'brecha de Kepler'"". Revista de Historia y Patrimonio Astronómico . 25 (3): 439–456. Bibcode :2022JAHH...25..439C. doi :10.3724/SP.J.1440-2807.2022.03.02. S2CID  256570746.
  14. ^ Davis, Phil; Dunford, Bill; Boeck, Moore. "Amanecer: entre Júpiter y Marte, sitúo un planeta" (PDF) . Laboratorio de Propulsión a Chorro . NASA . Archivado (PDF) del original el 21 de noviembre de 2005.
  15. ^ Russell, Christopher; Raymond, Carol, eds. (2012). La misión Dawn a los planetas menores 4 Vesta y 1 Ceres. Springer Science+Business Media . p. 5. ISBN 978-1-4614-4902-7.
  16. ^ abc Hilton, J. (2001). «¿Cuándo se convirtieron los asteroides en planetas menores?». Observatorio Naval de los Estados Unidos (USNO) . Archivado desde el original el 6 de abril de 2012. Consultado el 1 de octubre de 2007 .
  17. ^ ab "Dawn: A Journey to the Beginning of the Solar System". Centro de Física Espacial: UCLA . 2005. Archivado desde el original el 24 de mayo de 2012. Consultado el 3 de noviembre de 2007 .
  18. ^ Hoskin, Michael. «La ley de Bode y el descubrimiento de Ceres». Churchill College, Cambridge . Archivado desde el original el 10 de mayo de 2008. Consultado el 12 de julio de 2010 .{{cite web}}: CS1 maint: bot: estado de URL original desconocido ( enlace )
  19. ^ Nieto, Michael Martin (2014). La ley de Titius-Bode de las distancias planetarias, su historia y teoría. Elsevier Science. pág. 17. ISBN 978-1-4831-5936-2.
  20. ^ "¡Llamen a la policía! La historia detrás del descubrimiento de los asteroides". Astronomy Now (junio de 2007): 60-61.
  21. ^ Winterburn, Emily (10 de marzo de 2021). «Descubrimiento del asteroide Vesta: la historia de la Policía Celestial». Revista Sky at Night . BBC . Consultado el 18 de octubre de 2022 .
  22. ^ McWilliams, Brendan (31 de julio de 2001). "Búsqueda infructuosa de la Policía Celestial". Irish Times . Consultado el 18 de octubre de 2022 .
  23. ^ Personal de abc (2002). «Serendipia astronómica». NASA JPL. Archivado desde el original el 6 de febrero de 2012. Consultado el 20 de abril de 2007 .
  24. ^ Harper, Douglas (2010). «Asteroide». Diccionario Etimológico Online . Etimología Online . Consultado el 15 de abril de 2011 .
  25. ^ DeForest, Jessica (2000). «Raíces griegas y latinas». Universidad Estatal de Michigan. Archivado desde el original el 12 de agosto de 2007. Consultado el 25 de julio de 2007 .
  26. ^ Cunningham, Clifford (1984). "William Herschel y los dos primeros asteroides". Boletín de planetas menores . 11 . Observatorio Dance Hall, Ontario: 3. Bibcode :1984MPBu...11....3C.
  27. ^ Elkins-Tanton, Linda T. (2011). Asteroides, meteoritos y cometas (edición revisada). Nueva York: Facts on File. ISBN 978-0-8160-7696-3.OCLC 1054369860  .[ página necesaria ]
  28. ^ "¿Es una coincidencia que la mayoría de los planetas se encuentren dentro de los límites de la ley de Titius-Bode?". astronomy.com . Consultado el 22 de enero de 2014 .
  29. ^ von Humboldt, Alexander (1850). Cosmos: Un bosquejo de una descripción física del universo . Vol. 1. Nueva York: Harper & Brothers. pág. 44. ISBN 978-0-8018-5503-0.
  30. ^ Mann, Robert James (1852). Una guía para el conocimiento de los cielos . Jarrold. pág. 171.y 1853, pág. 216
  31. ^ "Investigación adicional relativa a la forma, magnitud, masa y órbita de los planetas asteroides". The Edinburgh New Philosophical Journal . 5 : 191. Enero-abril de 1857.:"[El profesor Peirce] observó entonces que la analogía entre el anillo de Saturno y el cinturón de asteroides era digna de mención."
  32. ^ Hughes, David W. (2007). "Una breve historia de la detección de asteroides". BBC. Archivado desde el original el 11 de junio de 2011. Consultado el 20 de abril de 2007 .
  33. ^ Moore, Patrick; Rees, Robin (2011). Patrick Moore's Data Book of Astronomy (2.ª ed.). Cambridge University Press. pág. 156. ISBN 978-0-521-89935-2.
  34. ^ Manley, Scott (25 de agosto de 2010). Asteroid Discovery from 1980 to 2010. YouTube . Archivado desde el original el 30 de octubre de 2021. Consultado el 15 de abril de 2011 .
  35. ^ "Estadísticas del archivo MPC". Centro de Planetas Menores de la IAU . Consultado el 4 de abril de 2011 .
  36. ^ Kuppers, Michael; O'Rourke, Laurence; Bockelée-Morvan, Dominique ; Zajarov, Vladimir; Lee, Seungwon; von Allmen, Paul; Lleva, Benoît; Teyssier, David; Marston, Antonio; Müller, Thomas; Crovisier, Jacques; Barucci, M. Antonieta; Moreno, Rafael (2014). "Fuentes localizadas de vapor de agua en el planeta enano (1) Ceres". Naturaleza . 505 (7484): 525–527. Código Bib :2014Natur.505..525K. doi : 10.1038/naturaleza12918. ISSN  0028-0836. PMID  24451541. S2CID  4448395.
  37. ^ ab Harrington, JD (22 de enero de 2014). «El telescopio Herschel detecta agua en un planeta enano – Comunicado 14-021». NASA . Consultado el 22 de enero de 2014 .
  38. ^ Cunningham, Clifford J. (2017). Investigación del origen de los asteroides y primeros hallazgos en Vesta . Estudios históricos en la investigación de asteroides. Springer International Publishing. p. 1. doi :10.1007/978-3-319-58118-7. ISBN 978-3-319-58117-0.
  39. ^ Bronshten, VA (1972). "Origen de los asteroides". NASA.
  40. ^ Masetti, M.; Mukai, K. (1 de diciembre de 2005). "Origen del cinturón de asteroides". Centro de vuelos espaciales Goddard de la NASA . Consultado el 25 de abril de 2007 .
  41. ^ Watanabe, Susan (20 de julio de 2001). «Misterios de la nebulosa solar». NASA. Archivado desde el original el 17 de enero de 2012. Consultado el 2 de abril de 2007 .
  42. ^ Chambers, John E. (julio de 2004). "Acreción planetaria en el Sistema Solar interior". Earth and Planetary Science Letters . 233 (3–4): 241–252. Bibcode :2004E&PSL.223..241C. doi :10.1016/j.epsl.2004.04.031.
  43. ^ abc Petit, J.-M.; Morbidelli, A.; Chambers, J. (2001). "La excitación primordial y la limpieza del cinturón de asteroides" (PDF) . Icarus . 153 (2): 338–347. Bibcode :2001Icar..153..338P. doi :10.1006/icar.2001.6702. Archivado (PDF) desde el original el 21 de febrero de 2007 . Consultado el 22 de marzo de 2007 .
  44. ^ Scott, ERD (13-17 de marzo de 2006). "Restricciones en la edad y el mecanismo de formación de Júpiter y la duración de la vida de las nebulosas a partir de condritas y asteroides". Actas de la 37.ª Conferencia Anual de Ciencia Lunar y Planetaria . League City, Texas: Lunar and Planetary Society. Código Bibliográfico :2006LPI....37.2367S.
  45. ^ Edgar, R.; Artymowicz, P. (2004). "Bombeo de un disco planetesimal por un planeta en rápida migración". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 354 (3): 769–772. arXiv : astro-ph/0409017 . Código Bibliográfico :2004MNRAS.354..769E. doi : 10.1111/j.1365-2966.2004.08238.x . S2CID  18355985.
  46. ^ Taylor, GJ; Keil, K.; McCoy, T.; Haack, H.; Scott, ERD (1993). "Diferenciación de asteroides: volcanismo piroclástico hasta océanos de magma". Meteorítica . 28 (1): 34–52. Bibcode :1993Metic..28...34T. doi :10.1111/j.1945-5100.1993.tb00247.x.
  47. ^ Kelly, Karen (2007). "Investigadores de la U of T descubren pistas sobre el sistema solar primitivo". Universidad de Toronto . Archivado desde el original el 29 de febrero de 2012. Consultado el 12 de julio de 2010 .
  48. ^ Clark, SER; Hapke, B.; Pieters, C.; Britt, D. (2002). "Meteorización espacial de asteroides y evolución del regolito". Asteroides III . Universidad de Arizona. pag. 585. Bibcode : 2002aste.book..585C. doi :10.2307/j.ctv1v7zdn4.44. ISBN 978-0-8165-2281-1.{{cite book}}: Mantenimiento de CS1: falta la ubicación del editor ( enlace )
  49. ^ Gaffey, Michael J. (1996). "Las propiedades físicas y espectrales del metal en los conjuntos de meteoritos: implicaciones para los materiales de la superficie de los asteroides". Icarus . 66 (3): 468–486. Bibcode :1986Icar...66..468G. doi :10.1016/0019-1035(86)90086-2. ISSN  0019-1035.
  50. ^ Keil, K. (2000). «Alteración térmica de asteroides: evidencia de meteoritos». Ciencia planetaria y espacial . Consultado el 8 de noviembre de 2007 .
  51. ^ Baragiola, RA; Duke, CA; Loeffler, M.; McFadden, LA; Sheffield, J. (2003). "Impacto de iones y micrometeoritos en superficies minerales: cambios de reflectancia y producción de especies atmosféricas en cuerpos del sistema solar sin aire". EGS – AGU – EUG Joint Assembly : 7709. Bibcode :2003EAEJA.....7709B.
  52. ^ Chapman, CR; Williams, JG; Hartmann, WK (1978). "Los asteroides". Revista anual de astronomía y astrofísica . 16 : 33–75. Bibcode :1978ARA&A..16...33C. doi :10.1146/annurev.aa.16.090178.000341.
  53. ^ Kracher, A. (2005). «Asteroide 433 Eros y planetesimales parcialmente diferenciados: agotamiento masivo versus agotamiento superficial de azufre» (PDF) . Laboratorio Ames . Archivado (PDF) desde el original el 28 de noviembre de 2007. Consultado el 8 de noviembre de 2007 .
  54. ^ Piccioni, Robert (19 de noviembre de 2012). "¿Los impactos de asteroides hicieron que la Tierra fuera habitable?". Guidetothecosmos.com . Consultado el 3 de mayo de 2013 .
  55. ^ Stiles, Lori (15 de septiembre de 2005). "Los asteroides provocaron el cataclismo inicial del sistema solar interior". UANews . Consultado el 18 de octubre de 2018 .
  56. ^ Alfvén, H.; Arrhenius, G. (1976). "Los cuerpos pequeños". SP-345 Evolución del sistema solar . NASA. Archivado desde el original el 13 de mayo de 2007. Consultado el 12 de abril de 2007 .
  57. ^ ab Spratt, Christopher E. (abril de 1990). "El grupo Hungaria de planetas menores". Revista de la Real Sociedad Astronómica de Canadá . 84 : 123–131. Código Bibliográfico :1990JRASC..84..123S.
  58. ^ Lecar, M.; Podolak, M.; Sasselov, D.; Chiang, E. (2006). "Cirrus infrarrojos: nuevos componentes de la emisión infrarroja extendida". The Astrophysical Journal . 640 (2): 1115–1118. arXiv : astro-ph/0602217 . Código Bibliográfico :2006ApJ...640.1115L. doi :10.1086/500287. S2CID  18778001.
  59. ^ Berardelli, Phil (23 de marzo de 2006). "Los cometas del cinturón principal pueden haber sido la fuente del agua de la Tierra". Space Daily . Consultado el 27 de octubre de 2007 .
  60. ^ Lakdawalla, Emily (28 de abril de 2006). «Descubrimiento de un nuevo tipo de cometa». The Planetary Society. Archivado desde el original el 1 de mayo de 2007. Consultado el 20 de abril de 2007 .
  61. ^ de la Fuente Marcos, Carlos; de la Fuente Marcos, Raúl (1 de octubre de 2022). "Llegadas recientes al cinturón principal de asteroides". Mecánica celeste y astronomía dinámica . 134 (5): 38. arXiv : 2207.07013 . Código Bibliográfico :2022CeMDA.134...38D. doi : 10.1007/s10569-022-10094-4 .
  62. ^ Davis, DR; Durda, DD; Marzari, F.; Campo Bagatin, A.; Gil-Hutton, R. (marzo de 2002). "Evolución por colisión de poblaciones de cuerpos pequeños" (PDF) . En Bottke Jr., WF; Cellino, A.; Paolicchi, P.; Binzel, RP (eds.). Asteroides III . Tucson: University of Arizona Press. págs. 545–558. Código Bibliográfico :2002aste.book..545D. doi :10.2307/j.ctv1v7zdn4.41. ISBN 978-0-852-2-3 . 978-0-8165-2281-1. Recuperado el 11 de febrero de 2023 .
  63. ^ Yeomans, Donald K. (26 de abril de 2007). «Motor de búsqueda de bases de datos de cuerpos pequeños del JPL». NASA JPL . Consultado el 26 de abril de 2007 . – búsqueda de asteroides en las regiones del cinturón principal con un diámetro >100.
  64. ^ Tedesco, EF; Desert, F.-X. (2002). "Búsqueda de asteroides profundos por parte del Observatorio Espacial Infrarrojo". The Astronomical Journal . 123 (4): 2070–2082. Bibcode :2002AJ....123.2070T. doi : 10.1086/339482 .
  65. ^ Bottkejr, W.; Durda, D.; Nesvorny, D.; Jedicke, R.; Morbidelli, A.; Vokrouhlicky, D.; Levison, H. (mayo de 2005). "La distribución del tamaño fosilizado del cinturón principal de asteroides". Icarus . 175 (1): 111–140. Bibcode :2005Icar..175..111B. doi :10.1016/j.icarus.2004.10.026.
  66. ^ O'Brien, David P.; Sykes, Mark V. (diciembre de 2011). "El origen y la evolución del cinturón de asteroides: implicaciones para Vesta y Ceres". Space Science Reviews . 163 (1–4): 41–61. Bibcode :2011SSRv..163...41O. doi :10.1007/s11214-011-9808-6. ISSN  0038-6308. S2CID  121856071.
  67. ^ ab Williams, Gareth (25 de septiembre de 2010). «Distribución de los planetas menores». Minor Planets Center . Consultado el 27 de octubre de 2010 .
  68. ^ "El cinturón de asteroides contiene restos del sistema solar". EarthSky | Actualizaciones sobre tu cosmos y el mundo . 3 de noviembre de 2021 . Consultado el 20 de enero de 2023 .
  69. ^ Williams, Matt (10 de agosto de 2016). "¿Qué tan lejos está el cinturón de asteroides de la Tierra?". Universe Today . Consultado el 20 de enero de 2023 .
  70. ^ "En profundidad | Ceres". Exploración del sistema solar de la NASA . Consultado el 11 de febrero de 2023 .
  71. ^ Gradie, J.; Tedesco, E. (junio de 1982). "Estructura compositiva del cinturón de asteroides". Science . 216 (4553): 1405–1407. Bibcode :1982Sci...216.1405G. doi :10.1126/science.216.4553.1405. PMID  17798362. S2CID  32447726.
  72. ^ abc DeMeo, FE; Alexander, CM O'D.; Walsh, KJ; Chapman, CR; Binzel, RP (2015). "La estructura compositiva del cinturón de asteroides". En Michel, Patrick; DeMeo, Francesca E.; Bottke, William F. (eds.). Asteroides IV . Tucson: University of Arizona Press. págs. 13–41. arXiv : 1506.04805 . Código Bibliográfico :2015aste.book...13D. doi :10.2458/azu_uapress_9780816532131-ch002. ISBN 978-0-816-53213-1.S2CID4648806  .​
  73. ^ ab Wiegert, P.; Balam, D.; Moss, A.; Veillet, C.; Connors, M.; Shelton, I. (2007). "Evidencia de una dependencia del color en la distribución del tamaño de los asteroides del cinturón principal" (PDF) . The Astronomical Journal . 133 (4): 1609–1614. arXiv : astro-ph/0611310 . Bibcode :2007AJ....133.1609W. doi :10.1086/512128. S2CID  54937918. Archivado (PDF) desde el original el 6 de julio de 2011 . Consultado el 6 de septiembre de 2008 .
  74. ^ abc Blair, Edward C., ed. (2002). Asteroides: descripción general, resúmenes y bibliografía. Nova Science Publishers. pág. 2. ISBN 978-1-59033-482-9.
  75. ^ Clark, BE (1996). "Nuevas noticias y puntos de vista opuestos sobre la geología del cinturón de asteroides". Ciencia lunar y planetaria . 27 : 225–226. Código Bibliográfico :1996LPI....27..225C.
  76. ^ Margot, JL; Brown, ME (2003). "Un asteroide de tipo M de baja densidad en el cinturón principal" (PDF) . Science . 300 (5627): 1939–1942. Bibcode :2003Sci...300.1939M. doi :10.1126/science.1085844. PMID  12817147. S2CID  5479442. Archivado desde el original (PDF) el 26 de febrero de 2020.
  77. ^ ab Lang, Kenneth R. (2003). «Asteroides y meteoritos». Cosmos de la NASA. Archivado desde el original el 24 de marzo de 2012. Consultado el 2 de abril de 2007 .
  78. ^ Mueller, M.; Harris, AW; Delbo, M. (2005). "21 Lutetia y otros tipos M: sus tamaños, albedos y propiedades térmicas a partir de nuevas mediciones IRTF". Boletín de la Sociedad Astronómica Americana . 37 . el equipo MIRSI: 627. Código Bibliográfico :2005DPS....37.0702M.
  79. ^ ab Duffard, RD; Roig, F. (14–18 de julio de 2008). "¿Dos nuevos asteroides basálticos en el cinturón principal?". Asteroides, cometas y meteoritos 2008. Baltimore, Maryland. arXiv : 0704.0230 . Código Bibliográfico :2008LPICo1405.8154D.
  80. ^ ab Than, Ker (2007). "Strange Asteroids Baffle Scientists" (Asteroides extraños desconciertan a los científicos). space.com . Consultado el 14 de octubre de 2007 .
  81. ^ "¿Cuándo un cometa no es un cometa?". Nota de prensa de la ESA/Hubble . Consultado el 12 de noviembre de 2013 .
  82. ^ Low, FJ; Beintema, DA; Gautier, TN; Gillett, FC; Beichman, CA; Neugebauer, G.; Young, E.; Aumann, HH; Boggess, N .; Emerson, JP; Habing, HJ; Hauser, MG; Houck, JR; Rowan-Robinson, M.; Soifer, BT; Walker, RG; Wesselius, PR (1984). "Cirros infrarrojos: nuevos componentes de la emisión infrarroja extendida". Astrophysical Journal Letters . 278 : L19–L22. Código Bibliográfico :1984ApJ...278L..19L. doi :10.1086/184213.
  83. ^ "Entrevista con David Jewitt". YouTube.com. 5 de enero de 2007. Archivado desde el original el 30 de octubre de 2021. Consultado el 21 de mayo de 2011 .
  84. ^ Este valor se obtuvo mediante un simple recuento de todos los cuerpos en esa región utilizando datos de 120.437 planetas menores numerados de la base de datos de órbitas del Centro de Planetas Menores, con fecha del 8 de febrero de 2006.
  85. ^ "Motor de búsqueda de bases de datos de cuerpos pequeños del JPL: clase orbital (MBA)". JPL Solar System Dynamics . Consultado el 26 de febrero de 2018 .
  86. ^ Fernie, J. Donald (1999). "El Kepler americano". American Scientist . 87 (5): 398. doi :10.1511/1999.5.398. Archivado desde el original el 21 de junio de 2017. Consultado el 4 de febrero de 2007 .
  87. ^ Liou, Jer-Chyi; Malhotra, Renu (1997). "Agotamiento del cinturón exterior de asteroides". Science . 275 (5298): 375–377. Bibcode :1997Sci...275..375L. doi :10.1126/science.275.5298.375. hdl : 2060/19970022113 . PMID  8994031. S2CID  33032137.
  88. ^ Backman, DE (6 de marzo de 1998). «Fluctuaciones en la densidad general de las nubes zodiacales». Informe Backman . Centro de Investigación Ames de la NASA. Archivado desde el original el 3 de marzo de 2012. Consultado el 4 de abril de 2007 .
  89. ^ Nesvorný, David; Bottke Jr, William F.; Dones, Luke; Levison, Harold F. (junio de 2002). "La reciente ruptura de un asteroide en la región del cinturón principal" (PDF) . Nature . 417 (6890): 720–722. Bibcode :2002Natur.417..720N. doi :10.1038/nature00789. PMID  12066178. S2CID  4367081. Archivado (PDF) desde el original el 7 de agosto de 2004.
  90. ^ Walsh, Kevin J. (septiembre de 2018). "Asteroides en pilas de escombros". Revista anual de astronomía y astrofísica . 56 : 593–624. arXiv : 1810.01815 . Código Bibliográfico :2018ARA&A..56..593W. doi :10.1146/annurev-astro-081817-052013. S2CID  : 119530506.
  91. ^ ab Reach, William T. (1992). "Emisión zodiacal. III – Polvo cerca del cinturón de asteroides". Astrophysical Journal . 392 (1): 289–299. Bibcode :1992ApJ...392..289R. doi : 10.1086/171428 .
  92. ^ Nesvorný, David; Jenniskens, Peter; Levison, Harold F.; Bottke, William F.; Vokrouhlický, David; Gounelle, Matthieu (2010). "Origen cometario de la nube zodiacal y los micrometeoritos carbonáceos. Implicaciones para los discos de escombros calientes". The Astrophysical Journal . 713 (2): 816–836. arXiv : 0909.4322 . Código Bibliográfico :2010ApJ...713..816N. doi :10.1088/0004-637X/713/2/816. S2CID  18865066.
  93. ^ Kingsley, Danny (1 de mayo de 2003). "Resuelto un misterioso desajuste en el polvo de un meteorito". ABC Science . Consultado el 4 de abril de 2007 .
  94. ^ "Meteoritos y meteoritos" (PDF) . NASA. Archivado desde el original (PDF) el 15 de octubre de 2006. Consultado el 12 de enero de 2012 .
  95. ^ Hughes, David W. (2007). "Finding Asteroids In Space". BBC. Archivado desde el original el 10 de marzo de 2012. Consultado el 20 de abril de 2007 .
  96. ^ Lemaitre, Anne (31 de agosto – 4 de septiembre de 2004). «Clasificación de familias de asteroides a partir de grandes catálogos». Actas de Dynamics of Populations of Planetary Systems . Belgrado, Serbia y Montenegro: Cambridge University Press. pp. 135–144. Bibcode :2005dpps.conf..135L. doi : 10.1017/S1743921304008592 .
  97. ^ Martel, Linda MV (9 de marzo de 2004). «Pequeñas huellas de la ruptura de un gran asteroide». Descubrimientos de investigación en ciencias planetarias. Archivado desde el original el 1 de abril de 2007. Consultado el 2 de abril de 2007 .
  98. ^ Drake, Michael J. (2001). "La historia de Eucrite/Vesta". Meteorítica y ciencia planetaria . 36 (4): 501–513. Bibcode :2001M&PS...36..501D. doi : 10.1111/j.1945-5100.2001.tb01892.x .
  99. ^ Love, SG; Brownlee, DE (1992). "La contribución de la banda de polvo IRAS al complejo de polvo interplanetario: evidencia observada a 60 y 100 micrones". Astronomical Journal . 104 (6): 2236–2242. Bibcode :1992AJ....104.2236L. doi : 10.1086/116399 .
  100. ^ Galiazzo, MA; Wiegert, P.; Aljbaae, S. (2016). "Influencia de los centauros y los TNO en el cinturón principal y sus familias". Astrofísica y ciencia espacial . 361 (12): 361–371. arXiv : 1611.05731 . Código Bibliográfico :2016Ap&SS.361..371G. doi :10.1007/s10509-016-2957-z. S2CID  118898917.
  101. ^ Carvano, JM; Lázaro, D.; Mothé-Diniz, T.; Angeli, California; Florczak, M. (2001). "Estudio espectroscópico de los grupos dinámicos de Hungaria y Phocaea". Ícaro . 149 (1): 173–189. Código Bib : 2001Icar..149..173C. doi :10.1006/icar.2000.6512.
  102. ^ Novaković, Bojan; Tsirvoulis, Georgios; Granvik, Mikaël; Todović, Ana (junio de 2017). "Una familia de asteroides oscuros en la región de Focea". La Revista Astronómica . 153 (6): 266. arXiv : 1704.06088 . Código Bib : 2017AJ....153..266N. doi : 10.3847/1538-3881/aa6ea8 . ISSN  0004-6256. S2CID  96428710.
  103. ^ Dymock, Roger (2010). Asteroides y planetas enanos y cómo observarlos. Guías de observación para astrónomos. Springer. pág. 24. ISBN 978-1-4419-6438-0. Recuperado el 4 de abril de 2011 .
  104. ^ Nesvorný, David; Enke, Brian L.; Bottke, William F.; Durda, Daniel D.; Asphaug, Erik; Richardson, Derek C. (agosto de 2006). "Formación del cúmulo Karin por impacto de asteroide". Icarus . 183 (2): 296–311. Bibcode :2006Icar..183..296N. doi :10.1016/j.icarus.2006.03.008.
  105. ^ McKee, Maggie (18 de enero de 2006). "Eón de tormentas de polvo rastreado hasta la colisión de un asteroide". New Scientist Space . Consultado el 15 de abril de 2007 .
  106. ^ Nesvorný, D.; Vokrouhlický, D.; Bottke, WF (2006). "La ruptura de un asteroide del cinturón principal hace 450 mil años" (PDF) . Science . 312 (5779): 1490. Bibcode :2006Sci...312.1490N. doi :10.1126/science.1126175. PMID  16763141. S2CID  38364772. Archivado (PDF) desde el original el 9 de mayo de 2008.
  107. ^ Vokrouhlický, D.; Durech, J.; Michałowski, T.; Krugly, Yu. NORTE.; Gaftonyuk, Nuevo México; Kryszczyńska, A.; Colas, F.; Lecacheux, J.; Molotov, I.; Slyusarev, I.; Polińska, M.; Nesvorný, D.; Costa, E. (2009). "Familia Datura: la actualización de 2009". Astronomía y Astrofísica . 507 (1): 495–504. Código Bib : 2009A&A...507..495V. doi : 10.1051/0004-6361/200912696 .
  108. ^ Nesvorný, D.; Bottke, WF; Levison, HF; Dones, L. (2003). "Origen reciente de las bandas de polvo del Sistema Solar" (PDF) . The Astrophysical Journal . 591 (1): 486–497. Bibcode :2003ApJ...591..486N. doi :10.1086/374807. S2CID  1747264. Archivado desde el original (PDF) el 12 de abril de 2020.
  109. ^ Schippers, P.; Meyer-Vernet, N.; Lecacheux, A.; Belheouane, S.; Moncuquet, M.; Kurth, WS; Mann, I.; Mitchell, DG; André, N. (junio de 2015). "Detección de nanopolvo entre 1 y 5 UA mediante mediciones de ondas de Cassini". The Astrophysical Journal . 806 (1): 77. arXiv : 1504.02345 . Bibcode :2015ApJ...806...77S. doi :10.1088/0004-637X/806/1/77. S2CID  118554353. 77.
  110. ^ Greicius, Tony (31 de julio de 2015). "La sonda Juno de la NASA ofrece una vista similar a la de una nave espacial del paso de la Tierra". nasa.gov . NASA . Consultado el 4 de septiembre de 2015 .
  111. ^ Stern, Alan (2 de junio de 2006). «New Horizons Crosses The Asteroid Belt». Space Daily . Consultado el 14 de abril de 2007 .
  112. ^ Barucci, MA; Fulchignoni, M.; Rossi, A. (2007). "Asteroides de Rosetta: 2867 Steins y 21 Lutetia". Space Science Reviews . 128 (1–4): 67–78. Bibcode :2007SSRv..128...67B. doi :10.1007/s11214-006-9029-6. S2CID  123088075.
  113. ^ "El equipo Lucy de la NASA anuncia un nuevo objetivo asteroide". NASA. 25 de enero de 2023. Consultado el 14 de febrero de 2023 .
  114. ^ Avdellidou, C.; Pajola, M.; Lucchetti, A.; Agostini, L.; Delbo, M.; Mazzotta Epifani, E.; Bourdelle De Micas, J.; Devogèle, M.; Fornasier, S.; Van Belle, G.; Bruot, N.; Dotto, E.; Ieva, S.; Cremonese, G.; Palumbo, P. (2021). "Caracterización del asteroide del cinturón principal (223) Rosa". Astronomía y Astrofísica . 656 : L18. Código Bib : 2021A&A...656L..18A. doi : 10.1051/0004-6361/202142600 . S2CID  244753425.
  115. ^ "La NASA continúa con la misión al asteroide Psyche". NASA. 28 de octubre de 2022. Consultado el 14 de febrero de 2023 .

Enlaces externos

Escuche este artículo ( 35 minutos )
Icono de Wikipedia hablado
Este archivo de audio se creó a partir de una revisión de este artículo con fecha del 30 de marzo de 2012 y no refleja ediciones posteriores. ( 30-03-2012 )
( Ayuda de audio  · Más artículos hablados )
Wikimedia Commons alberga una categoría multimedia sobre Asteroides del cinturón principal .