Los asteroides de tipo M (también conocidos como clase M) son una clase espectral de asteroides que parecen contener concentraciones más altas 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 basándose en sus espectros de absorción generalmente monótonos y de pendiente plana a roja en el visible al infrarrojo cercano y su albedo óptico moderado . Junto con los asteroides espectralmente similares tipo E y tipo P (ambas categorías E y P eran anteriormente tipo M en sistemas más antiguos), están incluidos en el grupo más grande de asteroides tipo X y se distinguen sólo por el albedo óptico: [3 ]
Aunque se supone ampliamente que son ricos en metales (el motivo del uso de "M" en la clasificación), la evidencia de un alto contenido de metales en los asteroides de tipo M es sólo indirecta, aunque muy 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 los de otras clases de asteroides, [5] consistentes con la presencia de composiciones de mayor densidad como el hierro-níquel. [1] Casi todos los tipos M tienen albedos de radar al menos dos veces más altos que los tipos S y C más comunes , y aproximadamente un tercio tiene albedos de radar ~3 veces más altos. [1]
Los espectros de alta resolución del tipo M a veces han mostrado características sutiles de 0,75 μm de largo y de 0,55 μm de corto. [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 silicatos hidratados, está en desacuerdo con la interpretación tradicional de los tipos M como núcleos de hierro remanente.
La densidad aparente de un asteroide proporciona pistas sobre su composición y sus análogos meteoríticos. [10] Para los tipos M, los análogos propuestos tienen densidades aparentes que varían desde ~3 g/cm 3 para algunos tipos de condritas carbonosas 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 granos), 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 sobrevuelos. [11] Si un asteroide posee una o más lunas , se pueden utilizar 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 del diámetro del asteroide. En la mayoría de los casos, estos se estiman a partir del albedo visual (brillo) del asteroide, la longitud de las cuerdas durante las ocultaciones o sus emisiones térmicas (por ejemplo, la misión IRAS ). En unos pocos casos, los astrónomos han logrado desarrollar modelos de formas tridimensionales utilizando una variedad de técnicas (cf. 16 Psyche o 216 Kleopatra, por ejemplo) o, en unos pocos casos afortunados, a partir de imágenes de naves espaciales (cf. 162173 Ryugu ).
De ellas, las mediciones de masa realizadas mediante la desviación de naves espaciales o las órbitas de las lunas se consideran las más fiables. Las estimaciones de efemérides se basan en la sutil atracción gravitacional de otros objetos en ese asteroide, o viceversa, y se consideran menos confiables. 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 (normalmente derivados de óptica adaptativa, ocultaciones e imágenes de radar) son las más fiables. Las imágenes directas de naves espaciales (Lutetia) también son bastante fiables. Los tamaños basados en métodos indirectos como el IR 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 montones de escombros ), entonces esa interpretación aún puede ser válida; esto es poco probable en el caso de Psyche, [12] debido a su gran tamaño. Dada la evidencia espectral de silicatos en la mayoría de los asteroides de tipo M, la interpretación consensuada 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 montones de escombros. [20] [18] [12]
La primera interpretación de los asteroides de tipo M fue que eran núcleos remanentes de protoplanetas primitivos , despojados de su corteza y mantos suprayacentes 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 la formación de Psique de esta manera. [21] Primero, debe haber comenzado como un protoplaneta del tamaño de Vesta (~500 km); estadísticamente, es poco probable que Psyche fuera completamente alterada mientras Vesta permaneciera intacta. En segundo lugar, hay poca o ninguna evidencia observacional de una familia de asteroides asociada con Psyche, y tercero, no hay evidencia espectroscópica de los esperados fragmentos del manto (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 reacumuló gravitacionalmente en un objeto de silicato de hierro bien mezclado. [21] Hay 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 ua), fueron despojados de su delgada corteza/manto mientras aún estaban fundidos (o parcialmente), y Más tarde se trasladó dinámicamente al actual cinturón de asteroides. [22]
Una tercera opinión es que los tipos M más grandes, incluidos 16 Psyche, pueden ser cuerpos diferenciados (como 1 Ceres y 4 Vesta) pero, dada la combinación adecuada de hierro y volátiles (por ejemplo, azufre), estos cuerpos pueden haber experimentado un tipo de vulcanismo de hierro, también conocido como ferrovulcanismo, mientras aún se enfría. [23]
En la base de datos de cuerpos pequeños del JPL , hay 980 asteroides clasificados según el sistema de clasificación espectral de asteroides de Tholen . [24] De ellos, 38 están clasificados como 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 se encuentran entre 0,1 y 0,3. [26] En general, los tipos M representan aproximadamente el 5% de los asteroides clasificados bajo la taxonomía de Tholen.
16 Psyche es el asteroide de tipo M más grande, con un diámetro medio de 222 km, y tiene un albedo de radar medio relativamente alto , lo que sugiere que tiene un alto contenido de metal en los pocos metros superiores de su superficie. [13] La nave espacial Psyche , lanzada el 13 de octubre de 2023, está en camino a visitar 16 Psyche y 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 medio de radar es aproximadamente el doble que el asteroide promedio de tipo S o C , 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 más grande de tipo M, con un diámetro medio de 150 km. [15] Una sola luna, llamada Linus , fue descubierta en 2001 [29] y permite una estimación precisa de su masa. A diferencia de la mayoría de los asteroides de tipo M, el albedo del 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 el objetivo de la obtención de imágenes mediante óptica adaptativa de alta resolución, que se ha 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 retardadas por radar, las imágenes telescópicas de alta resolución y varias ocultaciones estelares muestran que se trata de un asteroide binario de contacto con una forma comúnmente conocida como "hueso de perro" o "pesa de gimnasia". [19] Las observaciones de radar desde el 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 se destaca por la presencia de dos pequeñas lunas, llamadas Alexhelios y Cleoselena, que han permitido calcular con precisión su masa y densidad aparente. [30]
