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Asteroide tipo P

Los asteroides de tipo P (tipo primitivo) tienen un albedo bajo y un espectro rojizo sin características . Se ha sugerido que tienen una composición de silicatos ricos en materia orgánica , carbono y silicatos anhidros , posiblemente con hielo de agua en su interior. Los asteroides de tipo P se encuentran en el cinturón de asteroides exterior y más allá. Hay alrededor de 33 asteroides de tipo P conocidos, dependiendo de la clasificación, [1] incluyendo 46 Hestia , 65 Cybele , 76 Freia , 87 Sylvia , 153 Hilda , 476 Hedwig y, en algunas clasificaciones, 107 Camilla . [2] [3]

Taxonomía

En 1975 se estableció un sistema temprano de taxonomía de asteroides a partir del trabajo de tesis doctoral de David J. Tholen . Este se basó en observaciones de un grupo de 110 asteroides. La clasificación de tipo U se utilizó como una clase miscelánea para asteroides con espectros inusuales que no encajaban en las clasificaciones de asteroides de tipo C y S. En 1976, algunos de estos asteroides de tipo U con niveles de albedo moderados inusuales fueron etiquetados como de tipo M. [4 ]

Alrededor de 1981, apareció una rama de la rama de asteroides de tipo M, compuesta por planetas menores que tienen espectros que son indistinguibles de los de tipo M, pero que también tienen un albedo bajo que no es consistente con el tipo M. Estos fueron inicialmente etiquetados como asteroides de tipo X, luego como tipo DM (M oscuro) o PM (pseudo-M), antes de adquirir su propia clasificación única como asteroides de tipo P (donde la P indica "pseudo-M"). [4]

Propiedades

Los asteroides de tipo P son algunos de los objetos más oscuros del Sistema Solar con albedos muy bajos (pv<0,1) y parecen ser ricos en materia orgánica, similares a las condritas carbonosas. Sus colores son algo más rojos que los asteroides de tipo S y no muestran características espectrales. La coloración roja puede ser causada por compuestos orgánicos relacionados con el kerógeno . [5] [6] Los espectros de reflectancia de los asteroides de tipo P se pueden reproducir a través de una combinación de grupos de meteoritos de condrita carbonácea de 31% CI y 49% CM , más un 20% de meteoritos del lago Tagish , después de sufrir metamorfismo térmico y meteorización espacial . [2]

La densidad de los dos únicos asteroides de tipo P bien caracterizados, 87 Sylvia y 107 Camilla , parece ser baja,1,3 g/cm 3 , incluso más baja que la de los asteroides de tipo C. No está claro qué nos dice esto sobre sus composiciones. Tanto Sylvia como Camilla tienen lunas e indicios de que han sido desbaratadas, pero también son bastante masivas, con más de × 1019 kg, por lo que es poco probable que tengan mucha porosidad interna que afecte sus densidades. [7]

La parte exterior del cinturón principal de asteroides, más allá de las 2,6 UA del Sol , está dominada por asteroides de tipo C, D y P de bajo albedo. Se trata de asteroides primitivos cuyos materiales pueden haber sido alterados químicamente por el agua líquida. Se conocen 33 asteroides de tipo P. Además de esto, se cree que se encuentran asteroides de tipo P en el cinturón exterior de asteroides y más allá. [8] La distribución de asteroides de tipo P alcanza su punto máximo a una distancia orbital de 4 UA. [9]

Referencias

  1. ^ "Motor de búsqueda de bases de datos de cuerpos pequeños del JPL: tipo de especificación = P (Tholen)". Dinámica del sistema solar del JPL . Consultado el 17 de junio de 2015 .
  2. ^ ab Hiroi, T.; et al. (15–19 de marzo de 2004). "¿De qué están hechos los asteroides de tipo P?". Actas de la 35.ª Conferencia de Ciencia Lunar y Planetaria . League City, Texas. Código Bibliográfico :2004LPI....35.1616H.
  3. ^ Ziffer, J.; Campins, H.; Licandro, J.; Fernandez, YR; Bus, S. (agosto de 2005). "Espectros de infrarrojo cercano de dos asteroides con baja invariancia de Tisserand". Boletín de la Sociedad Astronómica Americana . 37 : 644. Código Bibliográfico :2005DPS....37.1529Z.
  4. ^ ab Tholen, DJ; Bell, JF (marzo de 1987). "Evolución de la taxonomía de asteroides". Actas de la 18.ª Conferencia de Ciencia Lunar y Planetaria . Houston, Texas. págs. 1008–1009. Código Bibliográfico :1987LPI....18.1008T.
  5. ^ De Pater, Imke ; Lissauer, Jack Jonathan (2001). Ciencias planetarias . Cambridge University Press . p. 353. ISBN 0-521-48219-4.
  6. ^ Ehrenfreund, Pascale (2004). Ehrenfreund, P.; Irvine, WM; Owen, T.; et al. (eds.). Astrobiología: perspectivas de futuro . Springer Ciencia y Negocios. pag. 159.ISBN 1-4020-2304-9.
  7. ^ P. Vernazza et al. (2021) Estudio de imágenes VLT/SPHERE de los asteroides más grandes del cinturón principal: resultados finales y síntesis. Astronomy & Astrophysics 54, A56
  8. ^ Lazzarin, M.; Barbieri, C.; Barucci, MA (diciembre de 1995). "Espectroscopia visible de asteroides oscuros y primitivos". Astronomical Journal . 110 : 3058. Bibcode :1995AJ....110.3058L. doi : 10.1086/117747 .
  9. ^ McSween, Harry Y. (1999). Meteoritos y sus planetas progenitores (2.ª ed.). Cambridge University Press. pág. 101. ISBN 0-521-58751-4.

Véase también