El cinturón de asteroides es una región del Sistema Solar con forma de toro , 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 aproximadamente un millón de kilómetros (o seiscientas mil millas). Este cinturón de asteroides también se denomina cinturón de asteroides principal o cinturón principal para distinguirlo de otras poblaciones de asteroides del Sistema Solar. [1]
El cinturón de asteroides es el disco circunestelar más pequeño y más interno conocido del Sistema Solar. Las clases de pequeños cuerpos del Sistema Solar en otras regiones son los objetos cercanos a la Tierra , los centauros , los objetos del cinturón de Kuiper , los objetos de discos dispersos , 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 , Pallas e Hygiea . 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, Pallas e Hygiea tienen diámetros medios inferiores a 600 km. [3] [4] [5] [6] Los cuerpos restantes varían hasta el tamaño de una partícula de polvo. El material del asteroide está tan finamente distribuido que numerosas naves espaciales no tripuladas lo han atravesado sin incidentes. [7] No obstante, se producen colisiones entre asteroides grandes y pueden producir una familia de asteroides , cuyos miembros tienen características y composiciones orbitales similares. Los asteroides individuales dentro del cinturón se clasifican por su espectro , y la mayoría se divide 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 , [8] los precursores más pequeños de los protoplanetas . Entre Marte y Júpiter, sin embargo, las perturbaciones gravitacionales de Júpiter interrumpieron su acumulación en un planeta, [8] [9] impartiendo un exceso de energía cinética que destrozó 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. [10] Algunos fragmentos finalmente encontraron su camino hacia el Sistema Solar interior, lo que provocó impactos de meteoritos con los planetas interiores. Las órbitas de los asteroides siguen viéndose apreciablemente perturbadas cada vez que su período de revolución alrededor del Sol forma una resonancia orbital con Júpiter. A estas distancias orbitales, se produce una brecha de Kirkwood a medida que son arrastrados a otras órbitas. [11]
En 1596, Johannes Kepler escribió: "Entre Marte y Júpiter, coloco un planeta", en su Mysterium Cosmographicum , afirmando su predicción de que allí se encontraría un planeta. [13] Mientras analizaba los datos de Tycho Brahe , Kepler pensó que existía una brecha demasiado grande entre las órbitas de Marte y Júpiter para ajustarse al modelo entonces vigente de Kepler sobre dónde deberían encontrarse las órbitas planetarias. [14]
En una nota anónima a pie de página de su traducción de 1766 de la Contemplación de la Naturaleza de Charles Bonnet , [15] el astrónomo Johann Daniel Titius de Wittenberg [16] [17] notó un patrón aparente en la disposición de los planetas, ahora conocido como Titius -Ley Bode . Si uno comenzaba una secuencia numérica en 0, luego incluía 3, 6, 12, 24, 48, etc., duplicándolo cada vez, y sumaba cuatro a cada número y lo dividía por 10, esto producía una aproximación notablemente cercana a los radios de la Las órbitas de los planetas conocidos, medidas en unidades astronómicas , siempre permitieron un "planeta perdido" (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 Señor Arquitecto haber dejado ese espacio vacío? En absoluto". [16] Cuando William Herschel descubrió Urano en 1781, la órbita del planeta coincidía con la ley casi perfectamente, lo que llevó a algunos astrónomos a concluir que un planeta tenía que estar entre las órbitas de Marte y Júpiter. [18]
El 1 de enero de 1801, Giuseppe Piazzi , catedrático de astronomía de la Universidad de Palermo , Sicilia, encontró un pequeño objeto en movimiento en una órbita con exactamente el radio predicho por este patrón. La llamó "Ceres", en honor a la diosa romana de la cosecha y patrona de Sicilia. Piazzi inicialmente creyó que se trataba de un cometa, pero la falta de coma sugirió que se trataba de un planeta. [19] Así, 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 denominado " 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. [20] [21]
Unos 15 meses después, Heinrich Olbers , miembro de la policía celeste, descubrió un segundo objeto en la misma región, Palas. A diferencia de los otros planetas conocidos, Ceres y Palas siguieron siendo puntos de luz incluso con los mayores aumentos de los telescopios en lugar de disolverse en discos. Aparte de su rápido movimiento, parecían indistinguibles de las estrellas . [22]
En consecuencia, en 1802, William Herschel sugirió que se los colocara en una categoría separada, denominada "asteroides", en honor al griego asteroeides , que significa "parecido a una estrella". [23] [24] Al completar una serie de observaciones de Ceres y Palas, concluyó, [25]
Ni la denominación de planetas ni la de cometas pueden darse con propiedad de lenguaje a estas dos estrellas... Se parecen tanto a estrellas pequeñas que apenas se distinguen de ellas. De aquí su apariencia de asteroides, si tomo mi nombre y los llamo Asteroides; reservándome, sin embargo, la libertad de cambiar ese nombre, si apareciera otro más expresivo de su naturaleza.
En 1807, una investigación más exhaustiva reveló dos nuevos objetos en la región: Juno y Vesta . [22] La quema de Lilienthal en las guerras napoleónicas , donde se había realizado la mayor parte del trabajo, [26] puso fin a este primer período de descubrimiento. [22]
A pesar de la acuñación de Herschel, durante varias décadas siguió siendo una práctica común referirse a estos objetos como planetas [15] y anteponer sus nombres con números que representan la secuencia de su descubrimiento: 1 Ceres, 2 Palas, 3 Juno, 4 Vesta. Sin embargo, en 1845 los astrónomos detectaron un quinto objeto ( 5 Astraea ) y, poco después, se encontraron nuevos objetos a un ritmo acelerado. Contarlos entre los planetas se volvió cada vez más engorroso. Con el tiempo, fueron eliminados de la lista de planetas (como sugirió por primera vez Alexander von Humboldt a principios de la década de 1850) y la acuñación de Herschel, "asteroides", gradualmente se volvió de uso común. [15]
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 absoluto a la posición prevista. Hasta la fecha no se ha dado ninguna explicación científica para esta ley y el consenso de los astrónomos lo considera una coincidencia. [27]
La expresión "cinturón de asteroides" se empezó a utilizar a principios de la década de 1850, aunque es difícil identificar 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 : [28] "[...] 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 cruzan la órbita de la Tierra y se mueven con velocidad planetaria". Otra aparición temprana ocurrió en Una guía para el conocimiento de los cielos de Robert James Mann : [29] "Las órbitas de los asteroides están situadas 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. [30]
A mediados de 1868 se habían localizado más de 100 asteroides y, en 1891, la introducción de la astrofotografía por Max Wolf aceleró aún más el ritmo de descubrimiento. [31] Se habían encontrado un total de 1.000 asteroides en 1921, [32] 10.000 en 1981, [33] y 100.000 en 2000. [34] Los sistemas modernos de estudio de asteroides ahora utilizan medios automatizados para localizar nuevos planetas menores en números 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. [35] La detección se realizó utilizando las capacidades de infrarrojo lejano del Observatorio Espacial Herschel . [36] El hallazgo fue 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". [36]
En 1802, poco después de descubrir Palas, Olbers sugirió a Herschel que Ceres y Palas eran fragmentos de un planeta mucho más grande que alguna vez ocupó la región de Marte-Júpiter, y que este planeta había sufrido una explosión interna o un impacto cometario muchos millones de años antes . 37] mientras que el astrónomo de Odessa KN Savchenko sugirió que Ceres, Palas, Juno y Vesta eran lunas que se escaparon y no fragmentos del planeta que explotó. [38] La gran cantidad de energía necesaria para destruir un planeta, combinada con la baja masa combinada del cinturón, que es sólo alrededor del 4% de la masa de la Luna de la Tierra, [3] no respalda estas hipótesis. Además, las importantes diferencias químicas entre los asteroides resultan difíciles de explicar si proceden del mismo planeta. [39]
Una hipótesis moderna para la creación del cinturón de asteroides se relaciona con cómo, en general, para el Sistema Solar, se cree que la formación planetaria se produjo mediante 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. [40] Durante los primeros millones de años de la historia del Sistema Solar, un proceso de acreción de colisiones pegajosas provocó la acumulación de pequeñas partículas, que aumentaron gradualmente de tamaño. Una vez que los grupos alcanzaron una masa suficiente, podrían atraer otros cuerpos mediante la atracción gravitacional y convertirse en planetesimales. Esta acumulación gravitacional condujo a la formación de los planetas. [41]
Los planetesimales dentro de la región que se convertiría en el cinturón de asteroides fueron fuertemente perturbados por la gravedad de Júpiter. [42] Las resonancias orbitales ocurrieron cuando el período orbital de un objeto en el cinturón formó una fracción entera del período orbital de Júpiter, perturbando al objeto en una órbita diferente; la región situada entre las órbitas de Marte y Júpiter contiene muchas resonancias orbitales de este tipo. A medida que Júpiter migró hacia adentro después de su formación, estas resonancias habrían recorrido el cinturón de asteroides, excitando dinámicamente a la población de la región y aumentando sus velocidades entre sí. [43] En regiones donde la velocidad promedio de las colisiones era demasiado alta, la rotura de planetesimales tendía a dominar sobre la acreción, [44] impidiendo la formación de un planeta. En cambio, continuaron orbitando alrededor del Sol como antes, chocando ocasionalmente. [42]
Durante la historia temprana del Sistema Solar, los asteroides se derritieron hasta cierto punto, lo que permitió que los elementos dentro de ellos se diferenciaran parcial o completamente por su masa. Es posible que algunos de los cuerpos progenitores incluso hayan sufrido períodos de vulcanismo explosivo y hayan formado océanos de magma . Sin embargo, debido al tamaño relativamente pequeño de los cuerpos, el período de fusión fue necesariamente breve en comparación con el de los planetas mucho más grandes, y en general terminó hace unos 4.500 millones de años, en las primeras decenas de millones de años de formación. [45] En agosto de 2007, un estudio de cristales de circón en un meteorito antártico que se cree que se originó en Vesta sugirió que éste, y por extensión el resto del cinturón de asteroides, se había formado con bastante rapidez, dentro de los 10 millones de años del origen del Sistema Solar. . [46]
Los asteroides no son muestras prístinas del Sistema Solar primordial. Han experimentado una evolución considerable desde su formación, incluido el calentamiento interno (en las primeras decenas de millones de años), el derretimiento de la superficie por impactos, la erosión espacial por radiación y el bombardeo de micrometeoritos . [47] [48] [49] [50] Aunque algunos científicos se refieren a los asteroides como planetesimales residuales, [51] otros científicos los consideran distintos. [52]
Se cree que el actual cinturón de asteroides contiene sólo una pequeña fracción de la masa del cinturón primordial. Las simulaciones por computadora sugieren que el cinturón de asteroides original pudo haber contenido una masa equivalente a la de la Tierra. [53] Principalmente debido a perturbaciones gravitacionales, la mayor parte del material fue expulsado del cinturón aproximadamente 1 millón de años después de su formación, dejando atrás menos del 0,1% de la masa original. [42] Desde su formación, la distribución de tamaño del cinturón de asteroides se ha mantenido relativamente estable; no se ha producido ningún aumento o disminución significativa en las dimensiones típicas de los asteroides del cinturón principal. [54]
La resonancia orbital de 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 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 AU) o expulsados por sus perturbaciones gravitacionales en la historia temprana del Sistema Solar. [55] Los asteroides de Hungría se encuentran más cerca del Sol que la resonancia 4:1, pero están protegidos de perturbaciones por su alta inclinación. [56]
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. [57] [58] 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 y requirió una fuente externa, como un bombardeo cometario. [59]
El cinturón de asteroides exterior 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. [60]
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 hay más de 200 asteroides de más de 100 kilómetros de longitud, [62] 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. [63]
El número de asteroides en el cinturón principal aumenta constantemente a medida que disminuye su tamaño. Aunque la distribución de tamaño generalmente sigue una ley de potencia , hay "protuberancias" en la curva aproximadamente5 kilómetros y100 km , donde se encuentran más asteroides de los esperados en tal curva. La mayoría de los asteroides de tamaño superior a aproximadamenteLos asteroides de 120 km de diámetro son primordiales y han sobrevivido desde 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. [64] [65]
Las magnitudes absolutas de la mayoría de los asteroides conocidos están entre 11 y 19, con la mediana en aproximadamente 16. [66] En promedio, la distancia entre los asteroides es de aproximadamente 965.600 km (600.000 millas), [67] [68] aunque esto varía entre familias de asteroides y asteroides más pequeños no detectados podrían estar aún más cerca. Se estima que la masa total del cinturón de asteroides es2,39 × 10 21 kg, que es sólo el 3% de la masa de la Luna. [2] Los cuatro objetos más grandes, Ceres, Vesta, Pallas e Hygiea, contienen aproximadamente el 62% de la masa total del cinturón, y el 39% corresponde solo a Ceres. [69] [5]
El cinturón actual consta principalmente de tres categorías de asteroides: asteroides carbonosos de tipo C, asteroides de silicato de tipo S y un grupo híbrido de asteroides de tipo X. Estos últimos tienen espectros sin rasgos distintivos, pero se pueden dividir en tres grupos según su reflectividad, dando lugar a asteroides metálicos de tipo M, primitivos de tipo P y enstatitas de tipo E. Se han encontrado tipos adicionales que no encajan dentro de estas clases primarias. Existe una tendencia composicional de los tipos de asteroides al aumentar la distancia al Sol, en el orden de S, C, P y los tipos D sin características espectrales . [71]
Los asteroides carbonosos , como su nombre indica, son ricos en carbono. Dominan las regiones exteriores del cinturón de asteroides [72] y son raros en el cinturón interior. [71] Juntos comprenden más del 75% de los asteroides visibles. Tienen un tono más rojo que los otros asteroides y tienen un albedo muy bajo . La composición de su superficie es similar a la de los meteoritos de condritas carbonosas . Químicamente, sus espectros coinciden con la composición primordial del Sistema Solar primitivo, sin los elementos más ligeros y volátiles . [73]
Los asteroides de tipo S ( ricos en silicatos ) son más comunes hacia la región interior del cinturón, a 2,5 AU del Sol. [72] [74] Los espectros de sus superficies revelan la presencia de silicatos y algo de metal, pero no compuestos carbonosos significativos. Esto indica que sus materiales han sido modificados significativamente desde su composición primordial, probablemente mediante fusión y reformación. Tienen un albedo relativamente alto y forman aproximadamente el 17% de la población total de asteroides. [73]
Los asteroides de tipo M (ricos en metales) se encuentran normalmente en el medio del cinturón principal y constituyen gran parte del resto de la población total. [73] Sus espectros se parecen a los del hierro-níquel. Se cree que algunos se formaron a partir de núcleos metálicos de cuerpos progenitores diferenciados que se rompieron por 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. [75] 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 AU. [76] Aún no está claro si todos los tipos M tienen una composición similar o si se trata de una etiqueta para varias variedades que no encajan perfectamente en las principales clases C y S. [77]
Un misterio es la relativa rareza de los asteroides basálticos o de tipo V (Vestoid) en el cinturón de asteroides. [78] Las teorías sobre la formación de asteroides predicen que los objetos del tamaño de Vesta o más grandes 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 u olivino . Sin embargo, las observaciones sugieren que falta el 99% del material basáltico previsto. [79] Hasta 2001, se creía que la mayoría de los cuerpos basálticos descubiertos en el cinturón de asteroides se originaban en el asteroide Vesta (de ahí su nombre de tipo V), pero el descubrimiento del asteroide 1459 Magnya reveló una composición química ligeramente diferente a la de los otros asteroides basálticos. descubierto hasta entonces, lo que sugiere un origen diferente. [79] Esta hipótesis fue reforzada por el descubrimiento adicional en 2007 de dos asteroides en el cinturón exterior, 7472 Kumakiri y (10537) 1991 RY 16 , con una composición basáltica diferente que no podría haberse originado en Vesta. Estos dos últimos son los únicos asteroides de tipo V descubiertos en el cinturón exterior hasta la fecha. [78]
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 AU hasta 165 K (-108 °C) a 3,2 AU. [81] Sin embargo, debido a la rotación, la temperatura de la superficie de un asteroide puede variar considerablemente ya que los lados están alternativamente expuestos a la radiación solar y luego al fondo estelar.
Varios cuerpos, por lo demás anodinos, en el cinturón exterior muestran actividad cometaria . Debido a que sus órbitas no pueden explicarse mediante la captura de cometas clásicos, se cree que muchos de los asteroides exteriores son helados, y que el hielo ocasionalmente está expuesto a la sublimación a través de pequeños impactos. Los cometas del cinturón principal pueden haber sido una fuente importante de los océanos de la Tierra porque la proporción deuterio-hidrógeno es demasiado baja para que los cometas clásicos hayan sido la fuente principal. [82]
La mayoría de los asteroides dentro del cinturón de asteroides tienen excentricidades orbitales inferiores a 0,4 y una inclinación inferior a 30°. La distribución orbital de los asteroides alcanza un máximo con una excentricidad de alrededor de 0,07 y una inclinación inferior a 4°. [66] 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 muy excéntricas o viajar muy fuera del plano de la eclíptica.
A veces, el término "cinturón principal" se utiliza para referirse únicamente a la región "núcleo" más compacta donde se encuentra la mayor concentración de cuerpos. Esto se encuentra entre las fuertes brechas de Kirkwood de 4:1 y 2:1 a 2,06 y 3,27 AU, y con excentricidades orbitales inferiores a aproximadamente 0,33, junto con inclinaciones orbitales inferiores a aproximadamente 20°. En 2006 [actualizar], esta región "núcleo" contenía el 93% de todos los planetas menores descubiertos y numerados dentro del Sistema Solar. [83] La base de datos de cuerpos pequeños del JPL enumera más de 1 millón de asteroides conocidos del cinturón principal. [84]
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 lagunas en las distancias de las órbitas de estos cuerpos al Sol. Estaban ubicados en posiciones donde su período de revolución alrededor del Sol era una fracción entera del período orbital de Júpiter. Kirkwood propuso que las perturbaciones gravitacionales del planeta conducían a la eliminación de los asteroides de estas órbitas. [85]
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 y generar nuevos elementos orbitales . Los asteroides primordiales entraron en estos espacios debido a la migración de la órbita de Júpiter. [86] Posteriormente, los asteroides migran principalmente a estas órbitas separadas debido al efecto Yarkovsky , [71] pero también pueden ingresar 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.
La gran población del cinturón de asteroides crea un entorno muy activo, donde las colisiones entre asteroides ocurren con frecuencia (en escalas de tiempo astronómicas). Se espera que los impactos entre cuerpos del cinturón principal con un radio medio de 10 km se produzcan aproximadamente una vez cada 10 millones de años. [87] Una colisión puede fragmentar un asteroide en numerosos pedazos más pequeños (lo que lleva a la formación de una nueva familia de asteroides ). [88] Por el contrario, las colisiones que ocurren a velocidades relativas bajas también pueden unir dos asteroides. Después de más de 4 mil millones de años de tales procesos, los miembros del cinturón de asteroides ahora se parecen poco a la población original.
La evidencia sugiere que la mayoría de los asteroides del cinturón principal de entre 200 my 10 km de diámetro son montones de escombros formados por colisiones. Estos cuerpos constan de una multitud de objetos irregulares que en su mayoría están unidos por autogravedad, lo que da como resultado cantidades significativas de porosidad interna . [89] Además de 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, por 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 gire lentamente en espiral hacia el Sol. [90]
La combinación de este fino polvo de asteroide, así como el material cometario expulsado, produce la luz zodiacal . Este tenue resplandor auroral se puede ver de 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 radio promedio de aproximadamente 40 μm. La vida 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, se deben producir constantemente nuevas partículas dentro del cinturón de asteroides. [90] Alguna vez se pensó que las colisiones de asteroides forman un componente importante de la luz zodiacal. Sin embargo, las simulaciones por computadora realizadas por 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 cometas y colisiones entre asteroides en el cinturón de asteroides. Como máximo el 10 por ciento del polvo se atribuye al cinturón de asteroides. [91]
Algunos de los escombros de las colisiones pueden formar meteoritos que ingresan a la atmósfera terrestre. [92] De los 50.000 meteoritos encontrados en la Tierra hasta la fecha, se cree que el 99,8 por ciento se originó en el cinturón de asteroides. [93]
En 1918, el astrónomo japonés Kiyotsugu Hirayama observó que las órbitas de algunos de los asteroides tenían parámetros similares, formando familias o grupos. [94]
Aproximadamente un tercio de los asteroides del 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, todo lo cual indica un origen común en la desintegración 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 casi con certeza son 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. [95] Las asociaciones más pequeñas de asteroides se denominan grupos o cúmulos.
Algunas de las familias más prominentes en el cinturón de asteroides (en orden creciente de semiejes mayores) son las familias Flora , Eunomia , Koronis , Eos y Themis . [76] 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. [96] El asteroide más grande que es un verdadero miembro de una familia es 4 Vesta. (Esto contrasta 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. Asimismo, es posible que los meteoritos HED también se originaran en Vesta como resultado de esta colisión. [97]
Se han encontrado tres bandas de polvo prominentes dentro del cinturón de asteroides. Estos tienen inclinaciones orbitales similares a las de las familias de asteroides Eos, Koronis y Themis, por lo que posiblemente estén asociados con esos grupos. [98]
La evolución del cinturón principal después del Bombardeo Intenso Tardío probablemente se vio afectada por el paso de grandes centauros y objetos transneptunianos (TNO). Los centauros y TNO que alcanzan el Sistema Solar interior pueden modificar las órbitas de los asteroides del cinturón principal, aunque sólo si su masa es del orden de10 −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 a algunas familias de asteroides antiguas. Los asteroides actuales del cinturón principal que se originaron como centauros u objetos transneptunianos pueden encontrarse en el cinturón exterior con una vida corta de menos de 4 millones de años, orbitando muy probablemente entre 2,8 y 3,2 AU con excentricidades mayores que las típicas de los asteroides del cinturón principal. [99]
Bordeando el borde interior del cinturón (que oscila entre 1,78 y 2,0 AU, con un semieje mayor medio de 1,9 AU) se encuentra la familia de planetas menores de Hungría . Llevan el nombre del miembro principal, 434 Hungría ; el grupo contiene al menos 52 asteroides con nombre. El grupo Hungaria está separado del cuerpo principal por la brecha de Kirkwood 4:1 y sus órbitas tienen una gran inclinación. Algunos miembros pertenecen a la categoría de asteroides que cruzan Marte, y las perturbaciones gravitacionales de Marte son probablemente un factor en la reducción de la población total de este grupo. [56]
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 familia vecina de Hungría incluye algunos de tipo E. [100] La familia Phocaea orbita entre 2,25 y 2,5 AU del Sol. [101]
Bordeando el borde exterior del cinturón de asteroides se encuentra el grupo Cibeles , orbitando 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 AU con órbitas relativamente circulares y una resonancia orbital estable de 3:2 con Júpiter. Hay pocos asteroides más allá de las 4,2 UA, hasta la órbita de Júpiter. En este último se encuentran las dos familias de asteroides troyanos que, al menos en el caso de objetos de más de 1 km, son aproximadamente tan numerosos como los asteroides del cinturón de asteroides. [102]
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. [103] La familia Veritas se formó hace unos 8,3 millones de años; la evidencia incluye polvo interplanetario recuperado de sedimentos oceánicos . [104]
Más recientemente, el cúmulo de 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, más que en cualquier evidencia física. Sin embargo, este grupo puede haber sido una fuente de algún material de polvo zodiacal. [105] [106] Otras formaciones de cúmulos recientes, como el cúmulo de Iannini ( hace entre 1 y 5 millones de años), pueden haber proporcionado fuentes adicionales de este polvo de asteroide. [107]
La primera nave espacial que atravesó el cinturón de asteroides fue la Pioneer 10 , que entró en la región el 16 de julio de 1972. En ese momento hubo cierta preocupación de que los escombros en el cinturón representaran un peligro para la nave espacial, pero desde entonces ha sido atravesado con seguridad por múltiples naves espaciales sin incidentes. Pioneer 11 , Voyager 1 y 2 y Ulysses atravesaron el cinturón sin obtener imágenes de ningún asteroide. Cassini midió plasma y granos finos de polvo mientras atravesaba el cinturón en 2000. [108] En su camino a Júpiter, Juno atravesó el cinturón de asteroides sin recopilar datos científicos. [109] Debido a la baja densidad de materiales dentro del cinturón, las probabilidades de que una sonda choque contra un asteroide se estiman en menos de 1 entre mil millones. [110]
La mayoría de los asteroides del cinturón principal fotografiados hasta la fecha provienen de breves oportunidades de sobrevuelo de sondas dirigidas a otros objetivos. Sólo la misión Dawn ha estudiado los asteroides del cinturón principal durante un período prolongado en órbita. La nave espacial Galileo tomó imágenes de 951 Gaspra en 1991 y 243 Ida en 1993, luego NEAR tomó imágenes de 253 Mathilde en 1997 y aterrizó en el asteroide cercano a la Tierra 433 Eros en febrero de 2001. Cassini tomó imágenes de 2685 Masursky en 2000, Stardust tomó imágenes de 5535 Annefrank en 2002, New Horizons tomó imágenes de 132524 APL en 2006, y Rosetta tomó imágenes de 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. [111]
La sonda espacial Lucy sobrevoló 152830 Dinkinesh en 2023, en su camino hacia los troyanos de Júpiter. [112] La misión JUICE de la ESA pasará dos veces por el cinturón de asteroides, con un sobrevuelo propuesto del asteroide 223 Rosa en 2029. [113] La nave espacial Psyche es una misión de la NASA al gran asteroide de tipo M 16 Psyche . [114]
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