Los asteroides de tipo M (tipo metálico, también conocidos como clase M) son una clase espectral de asteroides que parecen contener mayores concentraciones de fases metálicas (por ejemplo, hierro-níquel) que otras clases de asteroides, [1] y se cree ampliamente que son la fuente de meteoritos de hierro . [2]
Los asteroides se clasifican como de tipo M en función de sus espectros de absorción generalmente sin características y de pendiente plana a roja en el rango visible a infrarrojo cercano y su albedo óptico moderado . Junto con los asteroides de tipo E y tipo P espectralmente similares (ambas categorías E y P eran anteriormente de tipo M en sistemas más antiguos), se incluyen en el grupo más grande de asteroides de tipo X y se distinguen solo por el albedo óptico: [3]
Aunque se supone ampliamente que son ricos en metales (la razón para el uso de "M" en la clasificación), la evidencia de un alto contenido de metales en los asteroides de tipo M es solo indirecta, aunque altamente plausible. Sus espectros son similares a los de los meteoritos de hierro y las condritas de enstatita , [4] y las observaciones de radar han demostrado que sus albedos de radar son mucho más altos que otras clases de asteroides, [5] consistente con la presencia de composiciones de mayor densidad como hierro-níquel. [1] Casi todos los tipos M tienen albedos de radar al menos dos veces más altos que los más comunes de tipo S y C , y aproximadamente un tercio tienen albedos de radar ~3× más altos. [1]
Los espectros de alta resolución del tipo M a veces han mostrado características sutiles a lo largo de 0,75 μm y a lo corto de 0,55 μm. [6] La presencia de silicatos es evidente en muchos, [7] [8] y una fracción significativa muestra evidencia de características de absorción a 3 μm, atribuidas a silicatos hidratados. [9] La presencia de silicatos, y especialmente de silicatos hidratados, está en desacuerdo con la interpretación tradicional de los tipos M como núcleos de hierro remanentes.
La densidad aparente de un asteroide proporciona pistas sobre su composición y análogos meteoríticos. [10] Para los tipos M, los análogos propuestos tienen densidades aparentes que van desde ~3 g/cm 3 para algunos tipos de condritas carbonáceas hasta casi 8 g/cm 3 para el hierro-níquel presente en los meteoritos de hierro . [2] [4] [9] Dada la densidad aparente de un asteroide y la densidad de los materiales que lo componen (también conocida como densidad de partículas o de grano), se puede calcular su porosidad e inferir algo de su estructura interna; por ejemplo, si un objeto es coherente, un montón de escombros o algo intermedio. [10]
Para calcular la densidad aparente de un asteroide se requiere una estimación precisa de su masa y volumen; ambos son difíciles de obtener dado su pequeño tamaño en relación con otros objetos del sistema solar. En el caso de los asteroides más grandes, se puede estimar la masa observando cómo su campo gravitacional afecta a otros objetos, incluidos otros asteroides y naves espaciales en órbita o que sobrevuelan. [11] Si un asteroide posee una o más lunas , se pueden usar sus parámetros orbitales colectivos (por ejemplo, período orbital, semieje mayor) para estimar las masas del conjunto, por ejemplo en el problema de los dos cuerpos .
Para estimar el volumen de un asteroide se requiere, como mínimo, una estimación de su diámetro. En la mayoría de los casos, estos se estiman a partir del albedo visual (brillo) del asteroide, las longitudes de cuerda durante las ocultaciones o sus emisiones térmicas (por ejemplo, la misión IRAS ). En algunos casos, los astrónomos han logrado desarrollar modelos de forma tridimensionales utilizando una variedad de técnicas (cf 16 Psyche o 216 Kleopatra , por ejemplo) o, en algunos casos afortunados, a partir de imágenes obtenidas por naves espaciales (cf 162173 Ryugu ).
De estos, las mediciones de masa realizadas a través de la desviación de la nave espacial o las órbitas de las lunas se consideran las más fiables. Las estimaciones de efemérides se basan en la atracción gravitatoria sutil de otros objetos en ese asteroide, o viceversa, y se consideran menos fiables. La excepción a esta advertencia puede ser Psyche, ya que es el asteroide de tipo M más masivo y tiene numerosas estimaciones de masa. [12] Las estimaciones de tamaño basadas en modelos de forma (generalmente derivados de óptica adaptativa, ocultaciones e imágenes de radar) son las más fiables. La obtención de imágenes directas de la nave espacial (Lutetia) también es bastante fiable. Los tamaños basados en métodos indirectos como el infrarrojo térmico (por ejemplo, IRAS) y los ecos de radar son menos fiables.
Ninguno de los asteroides de tipo M tiene densidades aparentes consistentes con un núcleo de hierro-níquel puro. Si estos objetos son porosos (también conocidos como pilas de escombros ), entonces esa interpretación aún puede ser válida; esto es poco probable para Psyche, [12] debido a su gran tamaño. Dada la evidencia espectral de silicatos en la mayoría de los asteroides de tipo M, la interpretación de consenso para la mayoría de estos asteroides más grandes es que están compuestos de análogos de meteoritos de menor densidad (por ejemplo, condritas de enstatita , condritas carbonosas ricas en metales , mesosideritas ) y, en algunos casos, también pueden ser pilas de escombros. [20] [18] [12]
La primera interpretación de los asteroides de tipo M fue que eran los núcleos remanentes de los primeros protoplanetas , despojados de su corteza y mantos superpuestos por colisiones masivas que se cree que fueron frecuentes en la historia temprana del sistema solar. [2]
Se reconoce que algunos de los asteroides de tipo M más pequeños (<100 km) pueden haberse formado de esta manera, pero esa interpretación fue cuestionada para 16 Psyche , el más grande de los asteroides de tipo M. [21] Hay tres argumentos en contra de que Psyche se haya formado de esta manera. [21] Primero, debe haber comenzado como un protoplaneta del tamaño de Vesta (~500 km); estadísticamente, es poco probable que Psyche se haya desintegrado por completo mientras que Vesta permaneció intacto. Segundo, hay poca o ninguna evidencia observacional de una familia de asteroides asociada con Psyche, y tercero, no hay evidencia espectroscópica de los fragmentos de manto esperados (es decir, olivino) que habrían resultado de este evento. En cambio, se ha argumentado que Psyche es el remanente de un protoplaneta que se hizo añicos y se volvió a acumular gravitacionalmente en un objeto de hierro y silicato bien mezclado. [21] Existen numerosos ejemplos de meteoritos de silicato metálico, también conocidos como mesosideritas , que podrían ser objetos de dicho cuerpo original .
Una posible respuesta a esta segunda interpretación es que los asteroides de tipo M (incluido 16 Psyche) se acumularon mucho más cerca del Sol (1-2 au), fueron despojados de su delgada corteza/manto mientras aún estaban fundidos (o parcialmente fundidos) y luego se movieron dinámicamente hacia el cinturón de asteroides actual. [22]
Una tercera visión es que los tipos M más grandes, incluyendo 16 Psyche, pueden ser cuerpos diferenciados (como 1 Ceres y 4 Vesta) pero, dada la mezcla correcta de hierro y volátiles (por ejemplo, azufre), estos cuerpos pueden haber experimentado un tipo de vulcanismo de hierro, también conocido como ferrovolcanismo, mientras aún se enfriaban. [23]
En la base de datos de cuerpos pequeños del JPL , hay 980 asteroides clasificados bajo el sistema de clasificación espectral de asteroides Tholen . [24] De ellos, 38 están clasificados como de tipo M. [25] Otros 10 fueron clasificados originalmente como de tipo X, pero ahora se cuentan entre los de tipo M porque sus albedos ópticos están entre 0,1 y 0,3. [26] En general, los de tipo M representan aproximadamente el 5% de los asteroides clasificados bajo la taxonomía Tholen.
16 Psyche es el asteroide de tipo M más grande, con un diámetro medio de 222 km y un albedo de radar medio relativamente alto , lo que sugiere que tiene un alto contenido de metal en los primeros metros de su superficie. [13] La nave espacial Psyche se lanzó el 13 de octubre de 2023 y está en camino a visitar 16 Psyche, donde llegará en 2029.
21 Lutetia tiene un diámetro medio de 100 km, [1] y fue el primer asteroide de tipo M fotografiado por una nave espacial cuando la sonda espacial Rosetta lo visitó el 10 de julio de 2010. [27] Su albedo radar medio de es aproximadamente el doble del de los asteroides de tipo S o tipo C promedio , y sugiere que su regolito contiene una cantidad elevada de fases metálicas en relación con otras clases de asteroides. [1] El análisis utilizando datos del espectrómetro Rosetta (VIRTIS) fue consistente con materiales condríticos carbonáceos estatíticos o ricos en hierro. [28]
22 Kalliope es el segundo asteroide de tipo M más grande, con un diámetro medio de 150 km. [15] En 2001 se descubrió una única luna, llamada Linus [29] , que permite una estimación precisa de la masa. A diferencia de la mayoría de los asteroides de tipo M, el albedo de radar de Kalliope es de 0,15, similar al de los asteroides de tipo S y C [5] , y no sugiere un enriquecimiento de metal en su regolito. Ha sido objeto de imágenes de óptica adaptativa de alta resolución que se han utilizado para proporcionar un tamaño y una forma fiables, y una densidad aparente relativamente alta de 4,1 g/cm 3 . [15] [16]
216 Kleopatra , con un diámetro medio de 122 km, es el tercer asteroide de tipo M más grande conocido después de 16 Psyche y 22 Kalliope. [19] Las imágenes Doppler de retardo de radar, las imágenes telescópicas de alta resolución y varias ocultaciones estelares muestran que es un asteroide binario de contacto con una forma comúnmente conocida como "hueso de perro" o "mancuerna". [19] Las observaciones de radar del telescopio de radar de Arecibo indican un albedo de radar muy alto en el hemisferio sur, consistente con una composición rica en metales. [19] Kleopatra también es notable por la presencia de dos pequeñas lunas, llamadas Alexhelios y Cleoselena, que han permitido calcular con precisión su masa y densidad aparente. [30]
