En astronomía , un montón de escombros es un cuerpo celeste que consta de numerosos fragmentos de escombros que se han unido bajo la influencia de la gravedad . Los montones de escombros tienen baja densidad porque hay grandes cavidades entre los distintos trozos que los componen.
Los asteroides Bennu y Ryugu tienen una densidad aparente medida que sugiere que su estructura interna es una pila de escombros. [1] [2] Se cree que muchos cometas y la mayoría de los planetas menores más pequeños (<10 km de diámetro) están compuestos de escombros fusionados. [3] [4]
Se cree que la mayoría de los asteroides más pequeños son montones de escombros. [3]
Los montones de escombros se forman cuando un asteroide o una luna (que originalmente puede ser monolítico) se hace añicos por un impacto y los fragmentos rotos vuelven a unirse, principalmente debido a la autogravitación. Esta fusión suele tardar entre varias horas y semanas. [5]
Cuando un asteroide lleno de escombros pasa junto a un objeto mucho más masivo, las fuerzas de marea cambian su forma. [6]
Los científicos sospecharon por primera vez que los asteroides eran a menudo montones de escombros cuando se determinó por primera vez la densidad de los asteroides. Muchas de las densidades calculadas eran significativamente menores que las de los meteoritos, que en algunos casos se habían determinado como fragmentos de asteroides.
Se cree que muchos asteroides con baja densidad son montones de escombros, por ejemplo, 253 Mathilde . La masa de Mathilde, determinada por la misión NEAR Shoemaker , es demasiado baja para el volumen observado, considerando que la superficie es roca. Incluso el hielo con una fina corteza de roca no proporcionaría una densidad adecuada. Además, los grandes cráteres de impacto en Mathilde habrían destrozado un cuerpo rígido. Sin embargo, el primer montón de escombros inequívoco que se fotografió es 25143 Itokawa , que no tiene cráteres de impacto obvios y, por lo tanto, es casi seguro que se trata de una coalescencia de fragmentos destrozados.
Se determinó que el asteroide 433 Eros , el principal destino de NEAR Shoemaker , estaba plagado de grietas, pero por lo demás era sólido. Se ha descubierto que otros asteroides, entre los que posiblemente se encuentre Itokawa, son sistemas binarios de contacto , en los que dos cuerpos principales se tocan, con o sin escombros que llenen el límite.
La existencia de grandes huecos en el interior es posible debido a la muy baja gravedad de la mayoría de los asteroides. A pesar de que en el exterior hay un fino regolito (al menos con la resolución que se ha observado con las naves espaciales), la gravedad del asteroide es tan débil que la fricción entre los fragmentos predomina e impide que los trozos pequeños caigan hacia el interior y llenen los huecos.
Todos los asteroides más grandes ( 1 Ceres , 2 Pallas , 4 Vesta , 10 Hygiea , 704 Interamnia ) son objetos sólidos sin ninguna porosidad interna macroscópica. Esto puede deberse a que han sido lo suficientemente grandes como para soportar todos los impactos y nunca se han hecho añicos. Alternativamente, Ceres y algunos otros de los asteroides más grandes pueden ser lo suficientemente masivos como para que, incluso si se hicieran añicos pero no se dispersaran, su gravedad colapsaría la mayoría de los vacíos al volver a fusionarse. Vesta, al menos, ha resistido intacto un gran impacto desde su formación y muestra signos de estructura interna a partir de la diferenciación en el cráter resultante que asegura que no es un montón de escombros. Esto sirve como evidencia de que el tamaño es una protección contra la fragmentación en escombros.
La evidencia observacional sugiere que el núcleo del cometa puede no ser un cuerpo único bien consolidado, sino que puede ser una aglomeración débilmente unida de fragmentos más pequeños, débilmente unidos y sujetos a eventos disruptivos ocasionales o incluso frecuentes, aunque se espera que los fragmentos cometarios más grandes sean condensaciones primordiales en lugar de escombros derivados de colisiones como en el caso del asteroide. [7] [8] [9] [10] [11] Sin embargo, las observaciones in situ de la misión Rosetta indican que puede ser más complejo que eso. [12] [ aclaración necesaria ]
También se cree que la luna Fobos , el mayor de los dos satélites naturales del planeta Marte , es un montón de escombros unidos por una fina corteza de regolito de unos 100 m (330 pies) de espesor. [13] [14] Una morfología de montón de escombros puede indicar un origen in situ de las lunas marcianas. En base a esto, se ha propuesto que Fobos y Deimos pueden tener su origen en una única luna destruida. Alternativamente, Fobos puede haber sufrido un "reciclaje" repetido, habiéndose desgarrado en un anillo antes de reacretarse y migrar hacia afuera. [15]