asteroide

Como asteroides (del griego antiguo ἀστεροειδής asteroeidḗs , alemán , starlike ' ), los planetas menores o planetoides son referidos astronómicamente a Little Body , basados ​​en la órbita de Kepler alrededor del movimiento del sol y más grandes que los meteoroides ( milímetros a metros ), pero más pequeños que el planeta enano ( unos mil kilómetros) son.

El término asteroide se usa a menudo como sinónimo de planeta menor , pero se refiere principalmente a objetos dentro de la red de Neptuno y no proviene del término definido por la IAU . Más allá de la órbita de Neptuno, estos cuerpos también se denominan objetos transneptunianos (TNO). Según la definición más reciente, el término planeta menor abarca los asteroides "clásicos" y el TNO.

Hasta ahora, se conocen 1.123.902 asteroides en el sistema solar (al 5 de septiembre de 2021), con varios miles de nuevos descubrimientos cada mes y es probable que el número real sea de millones. A diferencia de los planetas enanos, los asteroides, por definición, tienen una masa demasiado baja para entrar en equilibrio hidrostático y adoptan una forma aproximadamente redonda y, por lo tanto, son generalmente cuerpos de forma irregular. Muy pocos tienen más de unos pocos cientos de kilómetros de diámetro.

Los grandes asteroides en el cinturón de asteroides son los objetos (2) Pallas , (3) Juno , (4) Vesta , (5) Astraea , (6) Hebe , (7) Iris , (10) Hygiea y (15) Eunomia .

Asteroide (243) Ida con la luna Dactyl , fotografiado desde la sonda Galileo
Asteroide (433) Eros , fotografiado desde la sonda NEAR Shoemaker

Designaciones

El término asteroide se refiere al tamaño de los objetos. Asteroide significa literalmente "como una estrella". Casi todos son tan pequeños que en el telescopio parecen el punto de luz de una estrella . Los planetas, en cambio, aparecen como pequeños discos con cierta extensión espacial.

El término pequeño planeta o asteroide proviene del hecho de que los objetos en el firmamento se mueven como planetas en relación con las estrellas. Los asteroides no son planetas y no se consideran planetas enanos , porque debido a su pequeño tamaño, la gravedad es demasiado débil para darles forma aproximadamente de una esfera. Junto con los cometas y meteoroides , los asteroides pertenecen a la clase de cuerpos pequeños . Los meteoritos son más pequeños que los asteroides, pero no existe un límite claro entre ellos y los asteroides, ni en tamaño ni en composición.

Planetas enanos

Desde la 26a Asamblea General de la Unión Astronómica Internacional (IAU) y su definición el 24 de agosto de 2006, los objetos grandes y redondos, cuya forma está en equilibrio hidrostático , ya no pertenecen estrictamente a los asteroides, sino a los planetas enanos .

(1) Ceres (975 km de diámetro) es el objeto más grande del cinturón de asteroides y es el único objeto que se cuenta entre los planetas enanos. (2) Pallas y (4) Vesta son objetos grandes en el cinturón de asteroides, pero ninguno son redondos y, por lo tanto, no son planetas enanos por definición.

En el Cinturón de Kuiper hay, además de Plutón (2390 km de diámetro), que solía ser un planeta y ahora un planeta enano, otros planetas enanos: (136199) Eris (2326 km), (136472) Makemake (1430 × 1502 km), (136108) Haumea (elíptica, aproximadamente 1920 × 1540 × 990 km), (50,000) Quaoar (1110 km) y (90482) Orcus (917 km).

El objeto (90377) Sedna , de unos 995 km de tamaño, descubierto a través del Cinturón de Kuiper a finales de 2003 , también debería clasificarse como planeta enano.

La historia de la exploración de asteroides.

Sospechoso planeta menor y la "policía del cielo"

Ya en 1760, el erudito alemán Johann Daniel Titius desarrolló una fórmula matemática simple ( serie Titius-Bode ) según la cual las distancias solares de los planetas corresponden a una secuencia numérica simple. Sin embargo, según esta secuencia, debería haber otro planeta entre Marte y Júpiter a una distancia de 2,8 AU del sol  . Una caza abierta comenzó en este planeta aparentemente aún sin descubrir hacia finales del siglo XVIII. Para una búsqueda coordinada, Sky Police se fundó en 1800 como el primer proyecto de investigación internacional . El organizador fue el barón Franz Xaver von Zach , que trabajaba en el observatorio de Gotha en ese momento. El cielo estrellado se ha dividido en 24 sectores que han sido buscados sistemáticamente por astrónomos de toda Europa. El nombre " Phaeton " ya estaba reservado para el planeta .

La búsqueda no tuvo éxito en la medida en que el primer planeta menor (Ceres) fue descubierto por accidente a principios de 1801. Sin embargo, la Policía del Cielo pronto demostró su valía de varias maneras: con la recuperación del planeta menor que se había perdido de vista, con una mejor comunicación sobre los descubrimientos celestes y con la búsqueda exitosa de otros planetas menores entre 1802 y 1807.

El descubrimiento de los primeros planetas menores.

Giuseppe Piazzi

En la víspera de Año Nuevo 1801, el astrónomo y teólogo Giuseppe Piazzi descubrió un cuerpo celeste débilmente luminosa que no se muestra en ningún mapa de las estrellas mientras que examinaba la constelación de Tauro en el telescopio de la observatorio en Palermo ( Sicilia ) . Piazzi había oído hablar del proyecto de investigación de Zach y observó el objeto durante las noches siguientes, sospechando que había encontrado el planeta que estaba buscando. Envió los resultados de sus observaciones a Zach, inicialmente llamándolo un cometa nuevo . Sin embargo, Piazzi se enfermó y no pudo continuar con sus observaciones. Pasó mucho tiempo antes de que se publicaran sus observaciones. Mientras tanto, el cuerpo celeste se había movido más hacia el sol y no se pudo encontrar nuevamente al principio.

Sin embargo, el matemático Gauss había desarrollado un método numérico que permitía determinar las órbitas de planetas o cometas utilizando solo unas pocas posiciones utilizando el método de mínimos cuadrados . Después de leer las publicaciones de Piazzi, Gauss calculó la órbita del cuerpo celeste y envió el resultado a Gotha. Heinrich Wilhelm Olbers redescubrió el objeto el 31 de diciembre de 1801, al que finalmente se le dio el nombre de Ceres . En 1802, Olbers descubrió otro cuerpo celeste al que llamó Pallas . Juno fue descubierto en 1803 y Vesta en 1807 .

Sin embargo, pasaron 38 años hasta que se descubrió el quinto asteroide, Astraea, en 1845. Los asteroides descubiertos hasta entonces aún no se denominaban como tales, en ese momento se los consideraba planetas de pleno derecho. Así sucedió que el planeta Neptuno no fue contado como el octavo, sino como el decimotercer planeta cuando fue descubierto en 1846. Sin embargo, a partir de 1847, siguieron nuevos descubrimientos tan rápidamente que pronto se decidió introducir una nueva clase de objetos de cuerpos celestes para los numerosos, pero todos ellos bastante pequeños, cuerpos celestes que orbitan alrededor del sol entre Marte y Júpiter: los asteroides , los asteroides . llamados planetas pequeños . El número de planetas grandes se redujo así a ocho. Para 1890, se habían descubierto un total de más de 300 asteroides.

Métodos de búsqueda fotográfica, mediciones de radar.

Después de 1890, el uso de la fotografía en astronomía trajo importantes avances. Los asteroides, que hasta entonces se habían encontrado minuciosamente comparando las observaciones del telescopio con los mapas del cielo, ahora fueron revelados por rastros de luz en las placas fotográficas. Debido a la mayor sensibilidad a la luz de las emulsiones fotográficas en comparación con el ojo humano , en combinación con los largos tiempos de exposición al rastrear el telescopio, fue posible detectar objetos extremadamente débiles, por así decirlo en movimiento rápido. Con el uso de la nueva tecnología, el número de asteroides descubiertos aumentó rápidamente.

Un siglo más tarde, alrededor de 1990, la fotografía digital provocó un nuevo salto en el desarrollo en forma de tecnología de cámara CCD , que se ve incrementada por las posibilidades de evaluación asistida por computadora de grabaciones electrónicas. Desde entonces, la cantidad de asteroides encontrados cada año se ha multiplicado nuevamente.

Una vez que se ha determinado la órbita de un asteroide, el tamaño del cuerpo celeste se puede determinar examinando su brillo y reflectividad, el albedo . Para ello, las mediciones se realizan tanto con frecuencias de luz visible como en el rango de infrarrojos . Sin embargo, este método está asociado con incertidumbres, ya que las superficies de los asteroides tienen diferentes estructuras químicas y reflejan la luz en diferentes grados.

Se pueden obtener resultados más precisos mediante observaciones de radar . Consulte radiotelescopios se utilizan, que, convertida como un transmisor, fuertes ondas de radio emiten en la dirección de los asteroides. Midiendo el tiempo de tránsito de las ondas reflejadas por los asteroides, se puede determinar su distancia exacta. La evaluación adicional de las ondas de radio proporciona datos sobre la forma y el tamaño. Por ejemplo, la observación de los asteroides (4769) Castalia y (4179) Toutatis proporcionó “imágenes de radar” reales .

Encuestas automatizadas

Desde el decenio de 1990, las tecnologías nuevas y más desarrolladas, así como el aumento continuo del rendimiento de los detectores y el procesamiento electrónico de datos, han permitido varios programas de búsqueda automatizada con diferentes objetivos. Estos estudios han jugado un papel importante en el nuevo descubrimiento de asteroides.

Varios programas de búsqueda se centran en asteroides cercanos a la Tierra, p. Ej. B. LONEOS , LINEAR , NEAT , NeoWise , Spacewatch , Catalina Sky Survey y Pan-STARRS . Desempeñan un papel importante en el hecho de que se encuentran nuevos asteroides casi todos los días, cuyo número había llegado a más de 900.000 a mediados de julio de 2020.

En un futuro próximo, la cantidad de asteroides conocidos aumentará significativamente nuevamente, ya que se planean estudios con mayor sensibilidad para los próximos años, por ejemplo, Gaia y LSST . Según los cálculos del modelo, se espera que solo la sonda espacial Gaia descubra hasta un millón de asteroides previamente desconocidos.

Observaciones de la sonda espacial

Imagen de algunos asteroides explorados por sondas espaciales

Varios asteroides podrían examinarse más de cerca utilizando sondas espaciales :

Se planean más misiones, que incluyen:

designacion

Los nombres de los asteroides se componen de un número prefijado y un nombre. El número utilizado para indicar el orden en el que se descubrió el cuerpo celeste. Hoy en día es una forma puramente numérica de contar, ya que solo se da cuando se ha asegurado la órbita del asteroide y el objeto se puede encontrar nuevamente en cualquier momento; esto ciertamente solo puede tener lugar años después de la observación inicial. De los 1.101.888 asteroides conocidos hasta la fecha, 567.132 tienen un número (al 11 de julio de 2021).

El descubridor tiene derecho a proponer un nombre dentro de los diez años posteriores a la numeración. Sin embargo, esto debe ser confirmado por una comisión de la IAU, ya que existen pautas para los nombres de los objetos astronómicos . En consecuencia, existen numerosos asteroides con números pero sin nombres, especialmente en los diez mil superiores.

Los nuevos descubrimientos para los que aún no se pudo calcular una ruta con suficiente precisión se marcan con el año del descubrimiento y una combinación de letras, por ejemplo, 2003 UB 313 . La combinación de letras consta de la primera letra de la mitad del mes (que comienza con A y continúa hasta Y sin I) y una letra continua (A a Z sin I). Si se descubren más de 25 planetas menores en la mitad del mes, que es la regla en la actualidad, la combinación de letras comienza desde el principio, seguida de un número consecutivo aumentado en uno para cada ejecución.

El primer asteroide fue descubierto en 1801 por Giuseppe Piazzi en el observatorio de Palermo en Sicilia . Piazzi bautizó el cuerpo celeste con el nombre de "Ceres Ferdinandea". La diosa romana Ceres es la patrona de la isla de Sicilia. Con el segundo nombre, Piazzi quiso honrar al rey Fernando IV , el gobernante de Italia y Sicilia. Esto disgustó a la comunidad internacional de investigadores y se eliminó el segundo nombre. Por tanto, el nombre oficial del asteroide es (1) Ceres .

En los descubrimientos posteriores se mantuvo la nomenclatura y los asteroides recibieron el nombre de diosas romanas y griegas ; estos fueron (2) Pallas , (3) Juno , (4) Vesta , (5) Astraea , (6) Hebe , y así sucesivamente.

A medida que se descubrieron más y más asteroides, los astrónomos se quedaron sin deidades antiguas. Por ejemplo, los asteroides recibieron el nombre de las esposas de los descubridores, en honor a personajes históricos o públicos, ciudades y personajes de cuentos de hadas. Algunos ejemplos son los asteroides (21) Lutetia , (216) Cleopatra , (719) Albert , (1773) Rumpelstilz , (5535) Annefrank , (17744) Jodiefoster .

Además de los nombres de la mitología grecorromana , también se utilizan nombres de deidades de otras culturas , especialmente para objetos más grandes recién descubiertos como (20.000) Varuna , (50.000) Quaoar y (90377) Sedna .

Las lunas de asteroides no tienen un número permanente además de su nombre y no se consideran asteroides o cuerpos pequeños , ya que no orbitan alrededor del sol por sí mismas.

Aparición

Al principio, los astrónomos asumieron que los asteroides eran el resultado de una catástrofe cósmica en la que un planeta entre Marte y Júpiter se rompió y dejó fragmentos en su órbita. Sin embargo, resultó que la masa total de los asteroides presentes en el cinturón principal es mucho menor que la de la luna de la Tierra . Las estimaciones de la masa total de los planetas menores varían entre el 0,1 y el 0,01 por ciento de la masa terrestre (la luna es aproximadamente el 1,23 por ciento de la masa terrestre). Por lo tanto, se supone que los asteroides representan una población residual de planetesimales de la fase de formación del sistema solar . La gravedad de Júpiter, cuya masa aumentó más rápidamente, impidió la formación de un planeta más grande a partir del material del asteroide. Los planetesimales fueron perturbados en sus órbitas, chocando repetidamente violentamente entre sí y rompiéndose. Algunos fueron desviados a órbitas que los pusieron en curso de colisión con los planetas. Los cráteres de impacto en las lunas planetarias y los planetas interiores aún dan testimonio de esto . Los asteroides más grandes se han calentado fuertemente después de su formación (principalmente por la desintegración radiactiva del aluminio , isótopo 26 Al y posiblemente el isótopo de hierro 60 Fe) y se han derretido en su interior. Los elementos pesados como el níquel y el hierro se asentaron en el interior como resultado del efecto de la gravedad, los compuestos más ligeros, como los silicatos , permanecieron en las áreas exteriores. Esto condujo a la formación de cuerpos diferenciados con un núcleo metálico y una capa de silicato. Algunos de los asteroides diferenciados se rompieron en nuevas colisiones, y los fragmentos cayeron en el área de atracción de la Tierra en forma de meteoritos .

Esquemas de clasificación de asteroides.

Condrita carbonífera

El examen espectroscópico de los asteroides mostró que sus superficies están compuestas químicamente de manera diferente. De forma análoga se llevó a cabo una división en diferentes clases espectrales o taxonómicas.

Esquema de clasificación según Tholen

En 1984 David J. Tholen publicó un esquema de clasificación con 14 clases para la clasificación de asteroides en función de sus propiedades espectrales, que a su vez se resumen en 3 grupos (C, S y X):

  • Asteroides A: El espectro de los asteroides A muestra bandas de olivino claras e indica un área del manto completamente diferenciada. Los asteroides se encuentran en el área interior del cinturón principal. Algunos ejemplos serían (446) Aeternitas , (1951) Lick y (1747) Wright .
  • Asteroides B: compuestos de manera similar a las clases C y G. Desviaciones en el rango UV. Ejemplos: (62) Erato , (2) Pallas , (3200) Phaethon son asteroides B.
  • Asteroides C: este es el tipo más común de asteroide con una participación del 75 por ciento. Los asteroides C tienen una superficie oscura similar al carbono o similar al carbono (la C significa carbono) con un albedo de alrededor de 0,05. Se cree que los asteroides C están hechos del mismo material que las condritas carbonáceas , un grupo de meteoritos de piedra . Los asteroides C se mueven en el área exterior del cinturón principal. (54) Alexandra , (164) Eva y (2598) Merlin son representantes de este tipo espectral.
  • Asteroides D: Este tipo tiene una composición similar a los asteroides P, con un albedo bajo y un espectro rojizo. Algunos ejemplos son (3552) Don Quijote , (435) Ella , (944) Hidalgo .
  • E-Asteroides: Las superficies de este raro tipo de asteroide están hechas del mineral enstatita . Químicamente, es probable que se parezcan a las condritas de enstatita , un grupo de meteoritos de piedra. Los asteroides E tienen un albedo alto de 0,4 y más. Ejemplos: (29075) 1950 DA , (33342) 1998 WT24 , (64) Angelina , (2867) Šteins .
  • Asteroides F: también un subgrupo de la clase C, pero con diferencias en el rango UV. Además, no hay líneas de absorción en el rango de longitud de onda del agua. Ejemplos: (704) Interamnia , (1012) Sarema , (530) Turandot .
  • Asteroides G: se pueden ver como un subgrupo de la clase C, ya que tienen un espectro similar, pero tienen diferentes líneas de absorción en el rango de los rayos ultravioleta . Ejemplos: (106) Dione , (130) Elektra , (19) Fortuna .
  • M asteroides: la mayoría del resto de asteroides están asignados a este tipo. Es probable que los meteoritos M (la M significa metálico ) sean los núcleos ricos en metales de asteroides diferenciados que se rompieron en la colisión con otros cuerpos celestes. Tienen un albedo similar al de los asteroides S. Es probable que su composición sea similar a la de los meteoritos de níquel - hierro . (250) Bettina , (325) Heidelberga , (224) Oceana , (16) Psyche y (498) Tokio son asteroides M.
  • Asteroides P: Los asteroides de este tipo tienen un albedo muy bajo y un espectro en el rango rojizo. Probablemente estén compuestos de silicatos con componentes de carbono. Los asteroides P se encuentran en el área exterior del cinturón principal. Ejemplos: (65) Cybele , (76) Freia , (1001) Gaussia , (46) Hestia y (643) Scheherezade .
  • Asteroides R: este tipo tiene una estructura similar a los asteroides V. El espectro indica altas proporciones de olivinos y piroxenos . Ejemplo: (349) Dembowska .
  • Asteroides S: el segundo tipo más común (la S significa silicato ) con una participación del 17 por ciento ocurre principalmente en el área interior del cinturón principal. Los asteroides S tienen una superficie más clara con un albedo de 0,15 a 0,25. En términos de su composición, son similares a las condritas ordinarias , un grupo de meteoritos de piedra que están compuestos predominantemente por silicatos. Ejemplos: (29) Amphitrite , (5) Astraea , (27) Euterpe , (6) Hebe , (7) Iris .
  • Asteroides T : Los asteroides T se pueden encontrar en el área central y exterior del cinturón principal, así como en los troyanos de Júpiter. Tienen un espectro rojizo oscuro pero son diferentes de los asteroides P y R. Ejemplos: (96) Aegle , (3317) París , (308) Polyxo , (596) Scheila .
  • Asteroides V: este raro tipo de asteroide (la V significa Vesta ) tiene una composición similar a la de los asteroides S. La única diferencia es la mayor proporción de minerales de piroxeno . Se cree que todos los asteroides V se originan en el manto de silicato de Vesta y fueron destruidos en la colisión con otro gran asteroide. Esto está indicado por un enorme cráter de impacto en Vesta. Las acondritas HED encontradas en la Tierra , un grupo raro de meteoritos de piedra , también podrían provenir de Vesta, ya que tienen una composición química similar. Ejemplos de asteroides V: (4055) Magellan , (3908) Nyx , (3551) Verenia .
  • Asteroides X: Asteroides con espectros rojizos que no se pueden clasificar con mayor precisión en las clases E, M o P porque no se dispone de las determinaciones de albedo necesarias. Ejemplos: (53319) 1999 JM8 , (3362) Khufu , (275) Sapientia , (1604) Tombaugh .

El esquema de clasificación fue complementado por Tholen en 1989:

La adición de U indica un espectro inusual; lejos del centro del cúmulo
: La suma muestra datos "ruidosos"
:: La suma indica datos muy "ruidosos"
--- Muestra datos que son demasiado "ruidosos" para que la clasificación sea posible (básicamente, todas las clases serían posibles)
I Datos en conflicto

Después de Tholen, se pueden asignar hasta cuatro letras, por ejemplo, "SCTU".

Un asteroide con tal adición es, por ejemplo, (2340) Hathor , que se clasificaría en la clase espectral "CSU" según Tholen (según SMASSII como Sq). Por ejemplo, la letra "I" se ingresa en la base de datos de cuerpos pequeños del JPL para el asteroide (515) Athalia , según SMASSII, el asteroide se clasifica como "Cb".

composición

En el pasado, los científicos asumieron que los asteroides eran rocas monolíticas , es decir, estructuras compactas. Sin embargo, las bajas densidades de varios asteroides y la presencia de enormes cráteres de impacto sugieren que muchos asteroides tienen una estructura laxa y se parecen más a pilas de escombros que a "montones de escombros" sueltos que solo se mantienen unidos por la gravedad . Las carrocerías poco estructuradas pueden absorber las fuerzas que se producen en caso de colisión sin ser destruidas. Los cuerpos compactos, por otro lado, son destrozados por las ondas de choque durante eventos de impacto más grandes. Además, los grandes asteroides solo tienen velocidades de rotación bajas. De lo contrario, una rotación rápida alrededor de su propio eje conduciría a que las fuerzas centrífugas desgarraran el cuerpo (ver también: Efecto YORP ) . Hoy se supone que la mayoría de los asteroides de más de 200 metros de tamaño son montones de escombros cósmicos.

Carriles

A diferencia de los planetas , muchos asteroides no tienen órbitas casi circulares. Aparte de la mayor parte de los principales cinturones de asteroides y los cubewanos en el Kuiper cinturón , por lo general tienen órbitas muy excéntricas, los planos de las cuales son en muchos casos fuertemente inclinadas hacia la eclíptica . Sus excentricidades relativamente altas los convierten en cruceros ferroviarios ; estos son objetos que pasan las órbitas de uno o más planetas durante su órbita. Sin embargo, la gravedad de Júpiter asegura que los asteroides, con algunas excepciones, solo se muevan dentro o fuera de su órbita.

Sobre la base de sus órbitas, los asteroides también se asignan a varias familias de asteroides , que se caracterizan por valores similares del semieje principal, excentricidad e inclinación de su órbita. Los asteroides de una familia presumiblemente descienden del mismo cuerpo de origen. En 2015, David Nesvorný enumeró cinco familias principales. Aproximadamente el 45% de todos los asteroides en el cinturón principal se pueden asignar a una familia de este tipo según los criterios dados.

Asteroides dentro de la órbita de Marte

Varios grupos diferentes de asteroides se mueven dentro de la órbita de Marte, todos los cuales, con algunas excepciones, consisten en objetos de menos de cinco kilómetros de tamaño (pero en su mayoría mucho más pequeños). Algunos de estos objetos son cruceros Mercurio y Venus, varios de los cuales solo se mueven dentro de la órbita de la Tierra, algunos también pueden cruzarlos. Otros, por otro lado, solo se mueven fuera de la órbita terrestre.

La existencia del grupo de asteroides conocidos como volcanes aún no ha sido probada. Se dice que estos asteroides se mueven en órbitas cercanas al Sol dentro de la de Mercurio .

Asteroides cercanos a la Tierra

Tipos de órbitas cercanas a la tierra

Los asteroides cuyas órbitas se acercan a la órbita de la Tierra se denominan asteroides cercanos a la Tierra , también NEA (Asteroides cercanos a la Tierra). Por lo general, se utiliza un perihelio menor de 1,3 AU como criterio de delimitación. Debido al riesgo teórico de colisión con la tierra, se han buscado sistemáticamente durante varios años. Los programas de búsqueda más conocidos son, por ejemplo, Lincoln Near Earth Asteroid Research (LINEAR), Catalina Sky Survey , Pan-STARRS , NEAT y LONEOS .

  • Tipo Cupido: Los objetos de este tipo de asteroide cruzan la órbita de Marte hacia la Tierra . Sin embargo, no cruzan la órbita terrestre. Un representante es el (433) Eros , descubierto en 1898 , que se acerca a la órbita terrestre hasta 0,15  AU . En 1900 y 1931, Eros pasó cerca de la tierra para medir con precisión el sistema solar. El homónimo del grupo, que descubrió Amor en 1932 (1221) , tiene una órbita típica de 1,08 a 2,76  UA . El mayor representante de este grupo es el asteroide (1036) Ganímedes con un diámetro de 38 kilómetros . Todos los asteroides de tipo Cupido tienen su perihelio en relativa proximidad a la tierra, pero su afelio puede encontrarse tanto dentro de la órbita de Marte como muy fuera de la órbita de Júpiter.
  • Tipo Apohele : Estos objetos pertenecen a un subgrupo del tipo Aten, cuyo afelio se encuentra dentro de la órbita de la tierra y, por lo tanto, no la cruza (los asteroides de Aten normalmente tienen su afelio fuera de la órbita de la tierra).
  • Earth Orbit Cruisers : Son objetos cuya órbita cruza la de la Tierra, lo que implica la probabilidad de una colisión.
    • Tipo Apolo: los asteroides de este tipo tienen una órbita de medio eje mayor que una UA , y algunos de sus miembros tienen órbitas muy excéntricas que pueden cruzar la órbita de la Tierra. Algunos incluso pueden ingresar al interior de
    la órbita de Venus en el pasaje del perihelio . El grupo lleva el nombre del Apolo, descubierto por K. Reinmuth en 1932 (1862) con una órbita de 0,65 a 2,29  UA . Descubierto en 1937 (69230), Hermes pasó por la tierra a solo 1½ veces la distancia lunar y luego se consideró perdido hasta que finalmente fue encontrado nuevamente en 2003. El asteroide más grande de Apolo es (1866) Sísifo .
  • Tipo Aten: Estos son asteroides cercanos a la Tierra, cuyo semieje suele tener menos de una UA de longitud. Sin embargo, en todos los casos su afelio está fuera de la órbita terrestre. Por lo tanto, algunos asteroides con órbitas excéntricas pueden cruzar la órbita terrestre desde adentro. El grupo lleva el nombre de Aten, descubierto en 1976 (2062) . Otros representantes del grupo son (99942) Apophis , (2340) Hathor y (3753) Cruithne .
  • Asteroides de Arjuna : los objetos de este grupo tienen una órbita similar a la de la Tierra. Este grupo incluye principalmente asteroides del grupo Apolo, Amor o Aten.

Asteroides entre Marte y Júpiter

El cinturón de asteroides
Longitud de los semiejes de la órbita de los asteroides entre Marte y Júpiter contra su inclinación orbital (rojo: objetos del cinturón principal, azul: otros grupos de asteroides); Claramente reconocibles: las brechas de Kirkwood, las Hildas en 4 AU y los troyanos en aproximadamente 5.2 AU.

Alrededor del 90 por ciento de los asteroides conocidos se mueven entre las órbitas de Marte y Júpiter . Usted llena el vacío en la serie Titius-Bode . Los objetos más grandes aquí son (1) Ceres , (2) Pallas , (4) Vesta y (10) Hygiea .

Asteroides del cinturón principal

La mayoría de los objetos cuyos semiejes orbitales se encuentran entre las órbitas de Marte y Júpiter forman parte del cinturón de asteroides principal. Tienen una inclinación de menos de 20 ° y excentricidades de menos de 0,25. La mayoría de ellos se formaron por colisiones de asteroides más grandes en esta zona y por lo tanto forman grupos con una composición química similar. Sus órbitas están limitadas por las llamadas brechas de Kirkwood , que son causadas por resonancias orbitales a Júpiter. Esto permite dividir el cinturón principal en tres zonas:

  • Cinturón principal interno: esta zona está limitada por la resonancia de 4: 1 y 3: 1, se encuentra entre aproximadamente 2.06 y 2.5 AU y en su mayoría contiene asteroides de clase V y S ricos en sílice.
  • Cinturón principal medio: los objetos de este grupo tienen ejes orbitales entre 2,5 y 2,8 AU. Allí dominan los asteroides de tipo C. El planeta enano Ceres también se mueve en esta zona, que se encuentra entre la resonancia 3: 1 (brecha de Hestia) y la resonancia 5: 2.
  • Cinturón principal externo: esta área está delimitada al exterior por la brecha de Hecuba (resonancia 2: 1) en alrededor de 3.3 AU. Los objetos de clase D y P a menudo aparecen en esta área.

Asteroides fuera del cinturón principal

Fuera del cinturón de asteroides hay grupos aislados más pequeños de asteroides cuyas órbitas están mayormente en resonancia con la órbita de Júpiter y, por lo tanto, se estabilizan. Además, hay otros grupos que tienen longitudes similares de los semiejes de la órbita como los asteroides del cinturón principal, pero tienen órbitas significativamente más inclinadas (a veces más de 25 °) u otros elementos orbitales inusuales:

  • Grupo de Hungaria : este grupo tiene ejes orbitales de 1,7 a 2 AU y está en resonancia de 9: 2 con Júpiter. Con una excentricidad media de 0,08, tienen órbitas casi circulares, pero muyinclinadashacia la eclíptica (17 ° a 27 °). El homónimo del grupo Hungaria es el asteroide (434) Hungaria.
  • Grupo Phocaea : Objetos con un radio de órbita medio entre 2,25 y 2,5 AU, excentricidades superiores a 0,1 e inclinaciones entre 18 ° y 32 °.
  • Tipo Alinda : este grupo se mueve en resonancia 3: 1 a Júpiter y en resonancia 1: 4 a la Tierra con semiejes orbitales alrededor de 2.5 AU. Las órbitas de estos objetos se ven interrumpidas por la resonancia de Júpiter, que limpia esta área de asteroides (existe la brecha de Hestia). Esto aumenta las excentricidades de estos objetos hasta que la resonancia se resuelve al acercarse a uno de los planetas internos. Algunos asteroides de Alinda tienen su perihelio cerca o dentro de la órbita de la Tierra. Un representante de este grupo es el asteroide (4179) Toutatis .
  • Familia Pallas : Un grupo de asteroides de clase B con semiejes de 2.7 a 2.8 AU e inclinaciones orbitales relativamente altas de más de 30 °. La familia está formada por fragmentos que fueron arrojados fuera de Pallas en enfrentamientos.
  • Grupo Cibeles : los objetos de este grupo se mueven más allá de la brecha de Hécuba fuera del cinturón principal a distancias entre 3,27 y 3,7 AU y se agrupan alrededor de la resonancia 7: 4 de Júpiter. Tienen excentricidades de menos de 0,3 e inclinaciones orbitales de menos de 25 °.
  • Grupo Hilda (llamado así por (153) Hilda ): Las Hildas se mueven en una resonancia orbital de 3: 2 con el planeta Júpiter. Lo que tienen en común es una distancia media del sol entre 3,7 y 4,2 AU, una excentricidad orbital inferior a 0,3 y una inclinación inferior a 20 °.

Asteroides fuera de la órbita de Júpiter

  • Centauros: un grupo de asteroides conocidos como centauros se mueven en órbitas excéntricas entre los planetas Júpiter y Neptuno . El primer representante descubierto fue (2060) Quirón . Los centauros probablemente provienen del cinturón de Kuiper y han sido desviados a órbitas inestables por perturbaciones gravitacionales.

  • Damocloides: grupo de objetos que lleva el nombre del asteroide (5335) Damocles . Suelen tener su afelio más allá de la órbita de Urano, pero el perihelio en el sistema solar interior. Sus órbitas, parecidas a cometas, son muy excéntricas y están fuertemente inclinadas hacia la eclíptica. Su circulación está disminuyendo en algunos casos . Los objetos conocidos miden alrededor de ocho kilómetros y se asemejan a los núcleos de los cometas, pero no tienen ni halo ni cola.

Objetos transneptunianos, objetos del cinturón de Kuiper

Órbitas de los objetos transneptunianos. (azul: Cubewanos, verde: KBO resonantes, negro: SDO)

En el sistema solar exterior, más allá de la órbita de Neptuno , los objetos transneptunianos se mueven , la mayoría de los cuales son considerados como parte del cinturón de Kuiper (objetos del cinturón de Kuiper; KBO). Allí se han descubierto los asteroides o planetoides más grandes hasta la fecha. Los objetos de esta zona se pueden dividir en tres grupos según sus propiedades de ruta:

  • KBO resonantes: las órbitas de estos objetos están en resonancia con Neptuno. Los representantes más famosos son los Plutinos , a los que pertenecen el planeta enano más grande conocido (134340) Plutón y también (90482) Orcus .
  • Cubewanos : Estos objetos se mueven en órbitas casi circulares con inclinaciones por debajo de 30 ° a una distancia entre 42 y 50 AU alrededor del sol. Representantes bien conocidos son (20.000) Varuna y (50.000) Quaoar , así como el homónimo del grupo (15760) QB 1 .
  • KBO dispersos : los cuerpos celestes de este grupo tienen órbitas muy excéntricas, cuyo afelio puede estar a más de 25.000 UA de distancia, mientras que el perihelio suele rondar las 35 UA. Parte de este grupo es el planeta enano más masivo conocido (136199) Eris .

Asteroides que se mueven en órbitas planetarias

Los asteroides que se encuentran en los puntos lagrangianos de los planetas se denominan " troyanos ". Estos compañeros fueron descubiertos por primera vez cerca de Júpiter . Se mueven en la órbita de Júpiter delante o detrás del planeta. Los troyanos de Júpiter son, por ejemplo, (588) Aquiles y (1172) Eneas . En 1990 se descubrió el primer troyano Mars y se denominó (5261) Eureka . En el período que siguió, se descubrieron otros troyanos de Marte. Incluso Neptune tiene Trojan y 2011, con 2011 QF 99 descubrió el primer troyano Urano.

Algunos asteroides se mueven en una órbita en herradura en una órbita planetaria, como el asteroide 2002 AA 29 cerca de la Tierra.

Asteroide interestelar

En octubre de 2017, se descubrió el primer asteroide viajero interestelar con 1I / ʻOumuamua . Es alargado, de unos 400 metros de largo y se acercó al plano orbital de los planetas aproximadamente en ángulo recto . Después de que su órbita fuera desviada alrededor de 90 ° por la gravitación del sol, pasó volando por la Tierra en su nuevo curso en dirección a la constelación de Pegaso a una distancia de alrededor de 24 millones de kilómetros el 14 de octubre de 2017.

Objetos individuales

En el sistema solar se mueven algunos asteroides que tienen características que no comparten con ningún otro objeto. Estos incluyen (944) Hidalgo , que se mueve en una órbita muy excéntrica, similar a un cometa entre Saturno y el cinturón principal, y (279) Thule , que es el único representante de un grupo potencial de asteroides que se une a Júpiter en resonancia 4: 3. 4.3 AU se movió alrededor del sol. Otro objeto es (90377) Sedna , un asteroide relativamente grande que tiene una órbita excéntrica muy por fuera del Cinturón de Kuiper, hasta 900 AU del Sol. Mientras tanto, sin embargo, se han descubierto al menos otros cinco objetos con características orbitales similares a Sedna; forman el nuevo grupo de sednoides .

Algunas características, como su forma, se pueden calcular a partir de su curva de luz .

Orientación de la rotación de la banda

Los planetas, asteroides y cometas suelen orbitar el sol en la misma dirección.

Un primer asteroide fue descubierto en 2014, numerado en 2015 y nombrado en 2019, a saber (514107) Kaʻepaokaʻawela , que orbita en la dirección opuesta; es decir, en la región de la co-órbita del planeta Júpiter. En 2018 se analizó que (514107) Kaʻepaokaʻawela debe haber sido capturado desde fuera del sistema solar antes de que se formaran los planetas.

Hoy en día se sabe que alrededor de otros 100 asteroides giran "en sentido contrario" alrededor del sol.

Impacto y probabilidad de impacto

Los asteroides que chocan con cuerpos celestes mucho más grandes, como los planetas, crean cráteres de impacto . El tamaño del cráter de impacto y la liberación de energía asociada ( explosión ) está determinada en gran medida por la velocidad, el tamaño, la masa y la composición del asteroide.

Las trayectorias de los asteroides en el sistema solar no se conocen con suficiente precisión para poder calcular a largo plazo si un asteroide chocará exactamente con la Tierra (u otro planeta) y cuándo. Al acercarse a otros cuerpos celestes, las órbitas de los asteroides están constantemente sujetas a cambios menores. Por esta razón, solo el riesgo de impacto se calcula sobre la base de los datos ferroviarios conocidos y las incertidumbres . Cambia continuamente con observaciones nuevas y más precisas.

Con la escala de Turín y la escala de Palermo, existen dos métodos comunes para evaluar el riesgo de impacto de un asteroide en la Tierra y la liberación de energía asociada y el poder destructivo:

  • La escala de Turín es clara y sencilla. Se divide en niveles enteros de 0 a 10, donde 0 significa que  no hay peligro y el nivel 10 corresponde a un impacto seguro con gran destrucción global (→ Global Killer ). Es más probable que esta escala se utilice en los medios de comunicación porque es más fácil de entender que la escala de Palermo.
  • La escala de Palermo, por otro lado, se usa con más frecuencia en astronomía porque es más significativa físicamente. Relaciona la probabilidad de impacto con el riesgo de fondo de objetos de tamaño comparable. La escala de Palermo tiene una estructura logarítmica : un valor de 0 en la escala de Palermo corresponde al riesgo de fondo simple ( 1 = 10 0 ), 1 corresponde a diez veces el riesgo (10 = 10 1 ), 2 corresponde a 100 veces el riesgo (100 = 10 2 ) y así sucesivamente.

La Agencia Espacial Europea (ESA) publica una lista de riesgos continuamente actualizada en la que se enumeran los asteroides y su probabilidad de colisión con la Tierra.

Encuentros cercanos con asteroides cercanos a la Tierra

Imagen de radar del asteroide (29075) 1950 DA
  • El 18 de marzo de 2004, a las 11:08 p.m. CET, el asteroide 2004 FH , una roca de unos 30 metros de diámetro, pasó la tierra sobre el Atlántico sur a una distancia de solo 43.000 kilómetros.
  • El asteroide 2004 FU 162 , que tiene sólo unos seis metros de tamaño , se acercó a la Tierra el 31 de marzo de 2004 a una distancia de 6.535 kilómetros.
  • El segundo acercamiento más cercano fue el 19 de diciembre de 2004 hacia 2004 YD 5 (5 m de diámetro) a una distancia de 35,000 km. Debido a su pequeño tamaño de solo unos pocos metros, como 2004 FU 162 , probablemente se lo contaría entre los meteoroides.
  • El 29 de enero de 2008 a las 9:33 a.m. CET, el asteroide 2007 TU 24 (250 m de diámetro) pasó por la Tierra a una distancia de 538.000 kilómetros.
  • El 9 de octubre de 2008, el asteroide 2008 TS 26 de aproximadamente un metro de grande pasó sobre la Tierra a una distancia de sólo 6150 kilómetros. Solo otro asteroide conocido actualmente se ha acercado a la Tierra.
  • El 2 y el 18 de marzo de 2009 a la 1:17 p.m. CET, los asteroides 2009 DD 45 (21-47 m de diámetro) y 2009 FH (13-29 m) pasaron la tierra a una distancia de solo 70.000 y 80.000 km respectivamente. Los dos asteroides fueron descubiertos el día anterior.
  • Solo 15 horas antes de su aproximación más cercana a la Tierra, los astrónomos descubrieron un asteroide de siete metros de tamaño. El 6 de noviembre de 2009, la roca pasó sobre la tierra a una distancia de 2 radios terrestres. Fue localizado por Catalina Sky Survey . El asteroide con la designación 2009 VA alcanzó así la tercera aproximación más cercana de todos los asteroides previamente conocidos y catalogados que no chocaron con la Tierra.
  • El 13 de enero de 2010, a la 1:46 pm CET, el asteroide 2010 AL 30 (de 10 a 15 m de diámetro) pasó por la Tierra a una distancia de 130 000 kilómetros. Fue descubierto por científicos del MIT el 10 de enero de 2010 .
  • El 8 de septiembre de 2010 dos asteroides pasaron por la Tierra: a las 11:51 a.m. CET el asteroide 2010 RX 30 (10-62 m de diámetro) a una distancia de 250.000 kilómetros y a las 11:12 p.m. CET el asteroide 2010 RF 12 (7- 16 m de diámetro) a una distancia de 80.000 kilómetros. Ambos fueron descubiertos el 5 de septiembre de 2010.
  • El 9 de noviembre de 2011, el asteroide de 400 m de gran tamaño (308635) 2005 YU 55 pasó por la Tierra a una distancia de 324,600 km, es decir, dentro de la órbita lunar.
  • El 27 de enero de 2012, el asteroide 2012 BX 34 de 11 m pasó la Tierra a una distancia de menos de 60.000 km.
  • El 15 de febrero de 2013, el asteroide de aproximadamente 45 m de gran tamaño (367943) Duende pasó sobre la Tierra a una distancia de casi 28.000 km, es decir, todavía por debajo de la órbita de los satélites geoestacionarios.
  • El 29 de agosto de 2016, el asteroide 2016 QA 2 con un diámetro de aproximadamente 34 m pasó la tierra a una distancia de aproximadamente 84,000 km. El asteroide fue descubierto solo unas horas antes.
  • El 26 de julio de 2019, el asteroide 2019 OK con un diámetro de unos 100 m pasó la tierra a una distancia de unos 65.000 km. El asteroide fue descubierto solo 12 horas antes por el observatorio SONEAR en Brasil.
  • El 16 de agosto de 2020, el asteroide 2020 QG pasó por la Tierra sobre el Océano Índico a una altitud de solo 3000 km. En este momento, este es el próximo sobrevuelo jamás observado. Con su diámetro aproximado de 3 a 6 m, probablemente se habría quemado en la atmósfera si hubiera estado más cerca.
futuro
  • El 13 de abril de 2029, el asteroide de 270 m de gran tamaño (99942) Apophis pasará por la Tierra. Según cálculos anteriores, solo unas tres veces el diámetro de la Tierra (unos 30.000 kilómetros) se situará entre la Tierra y el asteroide. Tal evento ocurre solo una vez cada 1300 años, según la Universidad de Michigan. La probabilidad de una colisión de la Tierra con Apophis es del 0.023 por ciento desde la perspectiva actual (al 11 de julio de 2019) muy poco probable.
  • El asteroide (29075) 1950 DA (2 km de diámetro) se acercará mucho a la Tierra el 16 de marzo de 2880, con posibilidad de colisión. La probabilidad de que esto suceda es del 0,33 por ciento.
  • La probabilidad más alta de una colisión con la tierra está asignada actualmente (al 17 de julio de 2019) al asteroide 2010 RF 12 (8 m de diámetro). Golpeará la Tierra el 5 de septiembre de 2095 con una probabilidad del 6.25 por ciento.

Ejemplos de impactos en la tierra

Se puede encontrar una lista de cráteres terrestres en la lista de cráteres de impacto en la tierra y como una selección en Cráteres de impacto grandes y conocidos .

Sospechas de colisiones entre asteroides

La ciencia nombra varias posibles colisiones entre asteroides entre sí:

  • Hace 470 millones de años (Ekaterina Korochantseva, 2007)
  • Hace 5,8 millones de años (David Nesvorny, 2002)
  • P / 2010 A2 , 2009
  • (596) Scheila , 2010 (Dennis Bodewits, 2011)

Día Internacional de los Asteroides

En 2001, el Comité de la ONU sobre la Utilización del Espacio Ultraterrestre con Fines Pacíficos (COPUOS) estableció el Equipo de acción sobre objetos cercanos a la Tierra (Equipo de acción 14). En 2013 se recomendó el establecimiento de una red internacional de alerta de asteroides (IAWN) y un grupo asesor de planificación de misiones espaciales (SMPAG). El Equipo de Acción 14 cumplió su mandato y se disolvió en 2015. El primer Día de los Asteroides se proclamó el 30 de junio de 2015 .

Ver también

literatura

  • Cometas y asteroides. (= Estrellas y espacio. Especial No. 2003/2). Espectro de ciencia Verlag, Heidelberg 2003, ISBN 3-936278-36-9 .
  • William Bottke, Alberto Cellino, Paolo Paolicchi, Richard P. Binzel (Eds.): Asteroids III. (= Serie de ciencia espacial ). Univ. de Arizona Press, 2002, ISBN 0-8165-2281-2 . (Inglés)
  • Gottfried Gerstbach: Los asteroides: drama y escombros en el sistema planetario. En: Star Messenger . Año 45/12, Viena 2002, págs. 223-234, (en línea , PDF, consultado el 29 de octubre de 2011)
  • Thorsten Dambeck: Vagabundos en el sistema solar. En: Imagen de la ciencia . Marzo de 2008, págs.56-61 , ISSN  0006-2375
  • John S. Lewis: Extrayendo las incalculables riquezas de los asteroides, cometas y planetas. Addison-Wesley, Mass. 1997, ISBN 0-201-32819-4 .
  • Thomas K. Henning: Astromineralogía. Springer, Berlín 2003, ISBN 3-540-44323-1 .
  • Thomas H. Burbine: Asteroides - Cuerpos astronómicos y geológicos. Cambridge University Press, Cambridge 2016, ISBN 978-1-107-09684-4 .

enlaces web

Commons : Asteroids  - Colección de imágenes, videos y archivos de audio
Wikcionario: Asteroide  - explicaciones de significados, orígenes de palabras, sinónimos, traducciones

Videos

Evidencia individual

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  3. ↑ Thomas H. Burbine: Asteroides - Cuerpos astronómicos y geológicos. Cambridge University Press, Cambridge 2016, ISBN 978-1-107-09684-4 , p. Xiii, Prefacio, (books.google.at)
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