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Cinturón de asteroides

El cinturón de asteroides es un disco circunestelar del sistema solar que se encuentra entre las órbitas de Marte y Júpiter. Alberga multitud de objetos astronómicos, denominados asteroides, y al planeta enano Ceres. Esta región también se denomina cinturón principal con la finalidad de distinguirla de otras agrupaciones de cuerpos menores del sistema solar, como el cinturón de Kuiper o la nube de Oort.[1]

Imagen esquemática del cinturón de asteroides. Se muestra el cinturón principal, entre las órbitas de Marte y Júpiter, y el grupo de los troyanos, en la órbita de Júpiter.

Más de la mitad de la masa total del cinturón está contenida en los cinco objetos de mayor masa: Ceres, Palas, Vesta, Higia y Juno. Ceres, el más masivo de todos y el único planeta enano del cinturón, tiene un diámetro de 950 km y una masa del doble que Palas y Vesta juntos. La mayoría de cuerpos que componen el cinturón son mucho más pequeños. El material del cinturón, apenas es un 4 % de la masa de la Luna, se encuentra disperso por todo el volumen de la órbita, por lo que sería muy difícil chocar con uno de estos objetos en caso de atravesarlo. No obstante, dos asteroides de gran tamaño pueden chocar entre sí, formando las que se conocen como familias de asteroides, que tienen composiciones y características similares. Las colisiones también producen un polvo que forma el componente mayoritario de la luz zodiacal. Los asteroides pueden clasificarse, según su espectro y composición, en tres tipos principales: carbonáceos (tipo-C), de silicato (tipo-S) y metálicos (tipo-M).

El cinturón de asteroides se formó en la nebulosa protosolar junto con el resto del sistema solar. Los fragmentos de material contenidos en la región del cinturón habrían podido formar un planeta, pero las perturbaciones gravitacionales de Júpiter, el planeta más masivo, produjeron que estos fragmentos colisionaran entre sí a grandes velocidades y no pudieran agruparse, resultando en el residuo rocoso que se observa en la actualidad. Una consecuencia de estas perturbaciones son los huecos de Kirkwood, zonas donde no se encuentran asteroides debido a resonancias orbitales con Júpiter, y sus órbitas se tornan inestables. Si algún asteroide pasa a ocupar esta zona es expulsado en la mayoría de los casos fuera del sistema solar, aunque en ocasiones puede ser enviado hacia algún planeta interior, como la Tierra, y colisionar con ella. Desde su formación se ha expulsado la mayor parte del material.

Descripción

Ocupa un área en forma de anillo formado por un gran número de objetos astronómicos. Términos como cinturón, anillo o disco pueden inducir a error: no se trata de un espacio denso en el cual los cuerpos, asteroides, colisionan a menudo entre sí; en promedio, cada asteroide importante está separado de su vecino por una distancia de cinco millones de kilómetros. Las colisiones se producen con intervalos de cientos o incluso de cientos de miles de años (en los asteroides más grandes). El más grande de estos cuerpos, Ceres, es una esfera desigual de 952,4 km de diámetro, y los más pequeños son restos de contornos irregulares, del tamaño de guijarros.

Corresponde a una zona del sistema solar situada entre 2 y 4 UA, en la que no ha podido formarse ningún planeta a causa de las perturbaciones causadas por Júpiter. Por ese motivo, los astrónomos piensan que buena parte de esos cuerpos datan de los primeros tiempos del sistema solar, es decir, de una época en la cual los planetas no existían. Hace más de 4500 millones de años solo giraban en torno al Sol pequeños bloques. A más de 3 unidades astronómicas, esos cuerpos estaban hechos de roca, pero sobre todo de hielo, cuya existencia era posible gracias a temperaturas suficientemente bajas. A menos de 3 unidades astronómicas, los hielos no podrían sobrevivir y únicamente los silicatos se reagruparon para crear pequeños planetoides. Así nacieron los asteroides. La mayoría fueron atraídos por cuerpos con mayor masa: los planetas en formación. Estos desempeñaron el papel de gigantescos aspiradores que limpiaron el espacio de asteroides, excepto Marte y Júpiter. Por esta razón, una parte de esas rocas espaciales constituyen vestigios capaces de dar testimonio de las condiciones reinantes en las inmediaciones del Sol hace 4500 millones de años.

Sin embargo, no todos los asteroides son cuerpos tan primitivos. Los astrónomos han detectado diferencias en su composición. Alrededor de 6 de cada 10 del tipo C, datan probablemente de la génesis del sistema solar. Los otros son rocosos (tipo S) o metálicos (tipo M), y son el resultado de la fragmentación de objetos más grandes, cuyo diámetro sobrepasaría los 200 kilómetros. Este es el tamaño mínimo a partir del cual el calor interior generado por la propia gravedad del objeto basta para que se produzca una diferenciación: en el magma, los elementos pesados como los metales se deslizan hacia el centro para constituir el núcleo, mientras que los elementos ligeros, como las piedras, flotan para formar el manto. Cuando, como consecuencia de una colisión el astro se fragmenta, los trozos del núcleo producen asteroides de tipo M y los del manto dan lugar a asteroides de tipo S. Algunos de estos pequeños planetas siguen su propio camino, alejándose de los otros, fuera del cinturón de asteroides.

Desviados por los principales planetas, algunos cruzan en ocasiones la Tierra, como (433) Eros, el más grande, un "balón de rugby" de 14×14×40 kilómetros, o (2101) Adonis, famoso por haber rozado —en la ficción— el cohete de Tintín. Fobos y Deimos, los dos satélites de Marte, son asteroides capturados durante su escapada del cinturón principal. Lo mismo debió de sucederle a Amaltea, uno de los pequeños satélites jovianos.

Historia de su observación

Ley de Titius-Bode

En 1766, Johann Daniel Titius descubrió un supuesto patrón en la distancia de los planetas al Sol. Observó que si a la secuencia numérica: 0, 3, 6, 12, 24, 48... (empezando por 0, siguiendo por 3 y doblando cada vez la cantidad anterior) se le suma cuatro a cada cifra y se divide entre 10, resulta que concuerda bastante bien con las distancias de los planetas del sistema solar en unidades astronómicas (UA):

0,4
0,7
1,0
1,6
2,8
5,2

Pero la ley de Titius-Bode predice un planeta donde no se conoce ninguno: a 2,8 unidades astronómicas.[2]

En 1768, el astrónomo Johann Elert Bode hizo referencia a esta relación en uno de sus escritos, pero no acreditó a Titius hasta 1784, por lo que muchos autores se refirieron a ella como la ley de Bode. Por esta razón en la actualidad se la conoce como ley de Titius-Bode. Este patrón empírico predecía el semieje mayor de los seis planetas conocidos en aquel momento (Mercurio, Venus, Tierra, Marte, Júpiter y Saturno), con la salvedad de que la serie predecía un planeta a una distancia de 2,8 UA del Sol, correspondiente a una zona entre las órbitas de Marte y de Júpiter, sin embargo, allí no se observaba ninguno. Titius declaró: «¿Pero habría dejado el Creador ese espacio vacío? No, en absoluto».[3]

Cuando William Herschel descubrió Urano en 1781, la posición del planeta coincidió casi perfectamente con la predicha por esta ley (se encontraba a 19,2 UA, frente a las 19,6 UA predicha por la ley); esto llevó a los astrónomos a concluir que podía existir un planeta entre las órbitas de Marte y de Júpiter.[2]​ La siguiente tabla muestra la distancia real de los planetas al Sol en UA en comparación con la predicha por la ley de Titius-Bode, para los planetas que se conocían hasta entonces:[4]

planeta ley de
Titius-Bode
realidad
Mercurio 0,4 0,39
Venus 0,7 0,72
Tierra 1 1,00
Marte 1,6 1,52
Ceres 2,8 2,77
Júpiter 5,2 5,20
Saturno 10,0 9,54
Urano 19,6 19,20

Giuseppe Piazzi emprendió la búsqueda de dicho planeta, y el año nuevo de 1801 lo encontró. O creyó haberlo hecho. Ceres, con tan solo 950 km de diámetro, era más bien de los pequeños.

Pero el descubrimiento de Ceres fue rápidamente seguido por Palas en 1802; Juno en 1804; y Vesta en 1807, y una gran cantidad de planetas menores o planetoides. De la euforia se pasó a la decepción. Una vez que Ceres (planeta enano) fue clasificado como asteroide y después como planeta, fue degradado a planeta enano en 2006.

Ceres y la policía celeste

 
Giuseppe Piazzi, descubridor de Ceres, el objeto más grande y masivo del cinturón de asteroides.

El astrónomo Franz Xaver von Zach comenzó en 1787 a buscar el planeta predicho por la ley de Titius-Bode. Sin embargo, se dio cuenta de que para lograrlo necesitaría la ayuda de otros astrónomos, y en septiembre de 1800 von Zach reunió a un grupo de 24 observadores, los cuales se repartieron la banda del zodiaco en 24 partes, lo que correspondía a 15° cada uno.[5]​ Este grupo se hacía llamar la policía celeste (Himmels polizei), y entre sus miembros se encontraban astrónomos tan reputados como William Herschel, Charles Messier, Johann Elert Bode, Barnaba Oriani y Heinrich Olbers.[6]

La policía celeste mandó una invitación para que se uniera a su causa el italiano Giuseppe Piazzi, pero antes de que le llegara la invitación, Piazzi descubrió el "planeta" buscado el 1 de enero de 1801, al que llamó Ceres en honor a la diosa romana de la agricultura y patrona de Sicilia. Piazzi, que no estaba al corriente de los planes del grupo de astrónomos, trataba de realizar observaciones para completar su catálogo de estrellas, cuando localizó en la constelación de Tauro un pequeño punto luminoso que no constaba en el catálogo. El italiano lo observó a la noche siguiente y se encontró con que se había desplazado sobre el fondo de estrellas. Los días subsiguientes continuó observando aquel minúsculo punto de luz, y pronto se convenció de que aquello se trataba de un nuevo objeto del sistema solar. En un primer momento, Piazzi creyó que se trataba de un cometa, pero la ausencia de nebulosidad a su alrededor y su movimiento lento y uniforme le convencieron de que podría tratarse de un nuevo planeta. Ceres se encontraba a 2,77 UA, casi exactamente en la posición predicha por la ley de Titius-Bode de 2,8 UA.[7][5][8]

Palas y el concepto de asteroide

Quince meses después, el 28 de marzo de 1802, Heinrich Olbers descubrió un segundo objeto en la misma región, al que llamó Palas. Su semieje mayor también coincidía con la ley de Titius-Bode, actualmente estimado en 2,78 UA, pero su excentricidad e inclinación eran muy distintas a las de Ceres. Los astrónomos quedaron desconcertados; Ceres se ajustaba perfectamente a las predicciones de la ley de Titius-Bode, pero Palas también, y esta ley no permitía dos objetos en la misma región.[9]

Con tal de no violar la ley de Titius-Bode, los astrónomos comenzaron a creer que los dos cuerpos que se habían descubierto eran en realidad fragmentos de un planeta más grande que había explotado o que se había despedazado debido a impactos sucesivos de cometas.[5]​ El 6 de mayo de 1802, y tras estudiar la naturaleza y el tamaño de estos dos nuevos objetos, William Herschel propuso denominar «asteroides» a Ceres y Palas, por su parecido con las estrellas al observarlos. En palabras del astrónomo:

Como ni la denominación de planetas, ni la de cometas, puede aplicarse a estas dos estrellas, debemos distinguirlas por un nuevo nombre... Parecen pequeñas estrellas y difícilmente se distinguen de ellas. Por su apariencia asteroidal, si se me permite esta expresión, sugiero tomar este nombre y llamarlas "Asteroides". [...] Los asteroides son cuerpos celestes, los cuales se mueven en órbitas ya sean de excentricidad escasa o considerable alrededor del Sol, y cuya inclinación sobre la eclíptica puede ser de cualquier ángulo. Su movimiento puede ser directo o retrógrado; y pueden tener o no atmósferas, pequeñas comas, discos o núcleos.
William Herschel, Observations on the Two Lately Discovered Celestial Bodies, 1802.[10][11]

Así, Herschel pretendía englobarlos dentro de una nueva clase de objetos del sistema solar, con tal de que no violaran la ley de Titius-Bode para los planetas. La definición es ambigua intencionadamente, para que, en palabras de Herschel, sea «suficientemente amplia para abarcar descubrimientos futuros».[10][11]

Sin embargo, y a pesar de los esfuerzos de Herschel, durante varias décadas los astrónomos continuaron enmarcando a estos objetos dentro de los planetas. Ceres fue considerado planeta hasta la década de 1860, cuando pasó a considerarse asteroide, pero esta clasificación perduró hasta 2006, ya que en la actualidad forma parte de los denominados planetas enanos junto a Plutón y algunos otros más.[12]

Cinturón de asteroides

En pocos años, los astrónomos descubrieron dos nuevos objetos más, que casaban con el concepto de Herschel. El 1 de septiembre, Karl Harding halló Juno, y el 29 de marzo de 1807 Heinrich Olbers descubrió Vesta.[13]​ Sin embargo, no se descubrió un nuevo objeto de esta naturaleza hasta 1845, con el hallazgo de Astrea por Karl Hencke el 8 de diciembre de dicho año.[14]​ A partir de entonces, comenzaron a descubrirse multitud de estos objetos a medida que los telescopios se iban haciendo más potentes, hasta tal punto que a comienzos de la década de 1850 ya se habían descubierto más de una decena de ellos, por lo que el concepto de "asteroides" fue gradualmente sustituyendo al de planetas para clasificar a estos objetos.[15]

Con el descubrimiento del planeta Neptuno en 1846, la ley de Titus-Bode comenzó a perder fuerza entre la comunidad de astrónomos, ya que este planeta no la cumplía. De hecho, actualmente dicha ley se toma por una mera casualidad sin ninguna justificación teórica, aunque algunos trabajos muestran que las leyes de Kepler podrían tener cierta correlación con la ley de Titus-Bode.[16]

La cuestión de la nomenclatura comenzó a ser un problema para los astrónomos. Cada vez que se descubría uno de estos objetos, se le daba generalmente el nombre de alguna diosa o heroína de la mitología y se le designaba con un símbolo para abreviarlo, como ocurre con los planetas. Sin embargo, la multitud de asteroides descubiertos provocó que estos símbolos fueran cada vez más complejos, hasta tal punto que había que tener cierta habilidad artística para dibujarlos. Por este motivo, finalmente en 1867 se acordó una nueva nomenclatura para estos objetos, la cual consistía en el nombre del asteroide precedido por un número entre paréntesis, y en orden de descubrimiento: (1) Ceres, (2) Palas, (3) Juno, (4) Vesta, etcétera. Actualmente se suelen representar del mismo modo, incluyendo o sustrayendo los paréntesis.[15]

El término «cinturón de asteroides» comenzó a utilizarse a comienzos de la década de 1850, aunque se ignora quién fue el primero en hacer referencia al mismo. En el año 1868 ya se conocía un centenar de asteroides y en 1891 el uso de la astrofotografía, iniciado por Max Wolf, aceleró el ritmo de descubrimientos todavía más.[17][18]​ En 1923 el número de asteroides sobrepasaba los 1000, en 1981 los 10 000,[19]​ en 2000 los 100 000[20]​ y en 2012 el número de asteroides ronda los 600 000.[20]

Origen

Formación

 
Representación artística de un disco protoplanetario alrededor de una estrella, similar al que formó los planetas del sistema solar.

En 1802, poco después del descubrimiento de (2) Palas, Heinrich Olbers sugirió a William Herschel que Ceres y (2) Palas podrían tratarse de fragmentos de un planeta mucho más grande que en el pasado podría haber orbitado en aquella región entre Marte y Júpiter. Según esta hipótesis, el planeta se descompuso hace millones de años debido a una explosión interna o a impactos de cometa.[17]​ Sin embargo, la gran cantidad de energía que hubiera sido necesaria para que tal evento ocurriera, en combinación con la escasa masa total del cinturón de asteroides (solo un 4 % la masa de la Luna), ponen de manifiesto que esta hipótesis no puede ser válida. Además, las diferencias en composición química entre los asteroides del cinturón son muy difíciles de explicar en el caso de que fueran originados en el mismo planeta.[21]​ Por tanto, en la actualidad la mayoría de científicos acepta que los asteroides nunca formaron parte de un planeta.

En general, se cree que el sistema solar se formó a partir de una nebulosa primitiva, compuesta por gas y polvo, que colapsó bajo influencia gravitatoria formando un disco de material en rotación. Mientras que en el centro, donde se formaría el Sol, la densidad aumentaba con rapidez, en las regiones externas del disco se formaron granos sólidos de pequeño tamaño que, con el tiempo, fueron agrupándose mediante procesos de acreción y colisión para formar los planetas.[22]

Los planetesimales que se encontraban en la región donde actualmente se encuentra el cinturón fueron perturbados gravitacionalmente por Júpiter. El planeta provocó que una determinada parte de los planetesimales adquiriera excentricidades e inclinaciones muy elevadas, acelerándose a altas velocidades, lo que causó que colisionaran entre ellos, y por tanto en vez de agruparse para formar un planeta se disgregaron en multitud de residuos rocosos: los asteroides.[23]​ Una gran parte fueron eyectados fuera del sistema solar, sobreviviendo solamente menos del 1 % de los asteroides iniciales.[24]

Evolución

Desde su formación en la nebulosa primitiva que dio origen al sistema solar, los asteroides han sufrido diversos cambios. Entre estos se encuentran el calor interno durante los primeros millones de años, el derretimiento de su superficie debido a impactos,[25]​ la erosión espacial[26]​ a causa de la radiación y el viento solar, y el bombardeo de micrometeoritos.[27]​ Algunos científicos se refieren a los asteroides como los planetesimales residuales, mientras que otros los consideran distintos debido a estos procesos.[28]

Se cree que el cinturón de asteroides actual contiene solamente una fracción de la masa del cinturón primitivo. Las simulaciones por computadora sugieren que el cinturón de asteroides original podría haber contenido una masa equiparable a la de la Tierra. Debido principalmente a perturbaciones gravitatorias, la mayoría del material fue expelido del cinturón durante los primeros millones de años de formación, dejando solamente un 0,1 % de la masa original.[24]​ Se cree que parte del material expulsado podría encontrarse en la nube de Oort, en los confines del sistema solar.[29]​ Desde su formación, el tamaño típico de los asteroides ha permanecido relativamente estable; no ha habido aumentos o disminuciones significativas.[30]

La resonancia orbital 4:1 con Júpiter, situada en torno a 2,06 UA del Sol, puede considerarse el límite interior del cinturón principal. Las perturbaciones causadas por Júpiter enviaron los asteroides que allí se encontraban hacia órbitas inestables, creando una zona desierta a dicha distancia. La mayoría de los cuerpos que se encontraban a menor distancia fueron lanzados hacia Marte (cuyo afelio es de 1,67 UA) o eyectados por perturbaciones gravitacionales en los primeros episodios de la formación del sistema solar.[31]​ Los asteroides que conforman la familia Hungaria se encuentran más próximos al Sol que la zona mencionada anteriormente, pero poseen órbitas estables debido a su elevada inclinación orbital.[32]

Cuando el cinturón de asteroides todavía estaba en formación, a una distancia de 2,7 UA del Sol se encontraba la línea de separación de temperaturas del punto de condensación del agua. A los planetesimales que se encontraban a una distancia mayor les fue posible acumular hielo.[33]​ En 2006 se postuló que una población de cometas situados más allá del límite de dicha separación pudo haber contribuido a la formación de los océanos de la Tierra.[34]

Características

Contrariamente a lo que se suele pensar, el cinturón de asteroides está en su mayor parte vacío. Los asteroides están diseminados en un volumen tan grande que sería muy difícil atravesar el cinturón y encontrarse con uno de ellos sin pretenderlo. No obstante, y aunque actualmente se conocen cientos de miles de estos cuerpos celestes, se calcula que el cinturón alberga varios millones de asteroides.

Tamaños

 
Tamaño de los diez primeros asteroides, en orden de descubrimiento, en comparación con la Luna.

La masa total del cinturón de asteroides se estima entre 3,0×1021 y 3,6×1021 kg, lo cual supone solamente un 4 % de la masa de la Luna, o lo que es lo mismo, un 0,06 % de la masa terrestre. Los objetos celestes más grandes del cinturón son, por tanto, mucho menores y menos masivos que la Luna. Los cuatro cuerpos principales suman la mitad de la masa total del cinturón, y Ceres, el más grande de ellos, representa un tercio de la masa total. Ceres posee un radio de unos 475 km, que equivale a un tercio del radio lunar, y una masa de 1021 kg, que representa solamente un 1,3 % de la masa de la Luna. El segundo objeto más grande del cinturón, (4) Vesta, tiene la mitad del tamaño de Ceres. Se conocen en torno a 1000 asteroides cuyo radio es mayor que 15 km, y se estima que el cinturón podría albergar cerca de medio millón de asteroides con radios mayores que 1,6 km.[35]

Los tamaños de los asteroides pueden determinarse de diversas maneras, sabiendo su distancia. Uno de los métodos es observando su tránsito aparente delante de una estrella, que sucede debido a la rotación terrestre. Cuando esto ocurre, la estrella es ocultada detrás del asteroide, y midiendo el tiempo que se prolonga dicha ocultación es posible hallar el diámetro del asteroide. Con este método se ha determinado con buena precisión los tamaños de los asteroides más grandes del cinturón, como Ceres o (2) Palas.[35]

Otro método para estimar sus tamaños es medir su brillo aparente. Cuanto más grande sea un asteroide, más luz solar reflejará debido a su mayor superficie. Sin embargo, el brillo aparente también depende del albedo característico del asteroide, y este viene determinado por la composición del mismo. A modo de ejemplo, (4) Vesta aparece algo más brillante en el cielo que Ceres, pues el albedo del primero es cuatro veces superior. No obstante, el albedo de los asteroides puede determinarse, ya que cuanto menor albedo posee un cuerpo, más radiación absorbe y por tanto más se calienta; este calor emite radiación en el infrarrojo, y comparando la radiación infrarroja y la visible que llega a superficie terrestre puede determinarse el albedo, y por tanto calcular su tamaño. Con este método se puede incluso averiguar las irregularidades que presenta un determinado asteroide en el caso de que se encuentre en rotación. En ese caso, las irregularidades hacen que la superficie que se observa cambie, modificando también su brillo aparente de forma periódica.[36]

Composición

 

La mayoría de los asteroides del cinturón se encuentran clasificados, según su composición, en tres categorías: asteroides carbonáceos o tipo-C, asteroides de silicatos o tipo-S, y asteroides metálicos o tipo-M.[37]​ Existen otros tipos de asteroides, pero su población es muy escasa.

Existe una correlación importante entre la composición de los asteroides y su distancia al Sol. Los asteroides más cercanos suelen ser rocosos, compuestos por silicatos y exentos de agua, mientras que los más alejados son en su mayoría carbonáceos, compuestos por minerales arcillosos y con presencia de agua. Por tanto, los asteroides más alejados son también los más oscuros, y los más cercanos reflejan mayor cantidad de radiación. Se cree que este hecho es consecuencia de las características de la nebulosa primitiva que dio origen al sistema solar. En las regiones más alejadas la temperatura era mucho menor, y por tanto el agua se podía condensar en los asteroides; todo lo contrario que en las regiones interiores, donde al tener mayor temperatura el agua probablemente se vaporizaría.[37]

Los asteroides tipo-C o carbonáceos son los más abundantes en el cinturón, ya que componen el 75 % del total. Reflejan muy poca luz (albedo entre 0,03 y 0,09[38]​) y por tanto son muy oscuros, y suelen presentar un tono ligeramente azulado. Estos asteroides absorben bastante radiación infrarroja debido a la presencia de agua retenida en su estructura. Por lo general se encuentran en las regiones exteriores del cinturón. El asteroide de mayor tamaño que pertenece inequívocamente al tipo-C es (10) Higia.[37]

 
(433) Eros, asteroide de tipo-S, compuesto por silicatos.

Los asteroides tipo-S, compuestos por silicatos, representan en torno al 15 % del total. Están situados en la parte del cinturón más cercana al Sol. Exhiben un color ligeramente rojizo y tienen un albedo relativamente elevado (entre 0,10 y 0,22[38]​). (3) Juno constituye un buen ejemplo de este tipo.[37]

Los asteroides tipo-M, o metálicos, poseen cantidades importantes de hierro y níquel. Conforman aproximadamente el 10 % del total de asteroides, y poseen un albedo similar a los de tipo-S (0,10-0,18[38]​). Estos objetos pueden ser los núcleos metálicos de objetos anteriores de mayor tamaño, los cuales acabaron fragmentándose debido a colisiones. Se encuentran situados a mitad del cinturón de asteroides, en torno a 2,7 UA del Sol.[37]​ Aunque no es común, se han registrado asteroides, como es el caso de (22) Kalliope, que presentan densidades muy bajas para ser de tipo-M, lo cual implica que no están compuestos principalmente por metales y presentan altas porosidades.[39]​ Dentro de este tipo se engloban asteroides que no se ajustan a los tipos C y S, pues no todos los asteroides tipo-M están compuestos por materiales similares ni tienen el mismo albedo.[40]

Una de las incógnitas del cinturón de asteroides es la relativa escasez de asteroides basálticos, o de tipo-V.[41]​ Las teorías de formación de asteroides predicen que los objetos del tamaño de (4) Vesta o mayores deberían formar corteza y manto, los cuales estarían compuestos principalmente por roca basáltica. Las evidencias muestran, sin embargo, que el 99 % del material basáltico predicho no se observa. Hasta el año 2001 se creía que la mayor parte de los objetos basálticos descubiertos en el cinturón se habían originado a partir de (4) Vesta. Sin embargo, el descubrimiento de (1459) Magnya reveló una composición química diferente a los asteroides basálticos conocidos anteriormente, lo cual sugiere que se originó de forma distinta.[42]​ Esta hipótesis se reforzó con el descubrimiento en 2007 de dos asteroides en la región exterior del cinturón. Se trata de (7472) Kumakiri y (10537) 1991 RY16, los cuales presentan composiciones basálticas diferentes. Estos dos asteroides son los únicos de tipo-V descubiertos hasta la fecha en la región exterior del cinturón.[41]

Clasificación de los asteroides por composición
Tipo Composición Población Subclases
C Condrita carbonácea 75 % E Acondrita enstática
U Acondrita basáltica
R Condrita ordinaria
S Silicatos 15 %
M Metálicos (Níquel-Hierro) 10 %

Órbitas

 
Representación de la excentricidad de los asteroides respecto de su distancia al Sol. Los puntos rojos y azules forman el cinturón principal. Puede observarse que la excentricidad media se sitúa en torno a 0,15.

Los asteroides orbitan en el mismo sentido que los planetas, con períodos orbitales desde 3,5 hasta seis años, generalmente. La excentricidad media de los asteroides se sitúa sobre 0,15, aunque algunos como (1862) Apolo y (944) Hidalgo poseen excentricidades muy elevadas (en torno a 0,6). Unos pocos asteroides poseen inclinaciones orbitales superiores a 25°, entre ellos el asteroide (945) Barcelona, descubierto por José Comas y Solá en 1921, cuya inclinación es de 32,8°. El asteroide con la órbita más inclinada es (1580) Betulia, con 52°.[43]

Huecos de Kirkwood

 
Distribución de las distancias de las órbitas de los asteroides, donde se pueden observar los diferentes huecos de Kirkwood para las diferentes resonancias.

Al representar en una gráfica la distancia de los asteroides al Sol, pueden observarse regiones vacías donde no hay ninguno. Estos huecos coinciden con las órbitas donde existe resonancia orbital con Júpiter, es decir, donde el período de la órbita está relacionado mediante una fracción simple con el período de Júpiter. Por ejemplo, cualquier asteroide situado a una distancia de 3,28 UA, tendría una resonancia 2:1 con Júpiter; cuando el asteroide completa dos vueltas alrededor del Sol, Júpiter completa una. Otras resonancias importantes son las correspondientes a 3:1, 5:2 y 7:3, a unas distancias de 2,5 UA, 2,82 UA y 2,96 UA, respectivamente.[29]​ También existen otras resonancias secundarias, que no se encuentran vacías sino que el número de asteroides es menor, como la resonancia 8:3 (semieje mayor de 2,71 UA). El cinturón principal se puede dividir entonces en tres zonas diferenciadas separadas por estos huecos: Zona I (2,06-2,5 UA), Zona II (2,5-2,82 UA) y Zona III (2,82-3,28 UA).[44]

Estos huecos vacíos reciben el nombre de su descubridor, Daniel Kirkwood, quien los descubrió en el año 1886. Cualquier asteroide situado en estas posiciones sería acelerado por Júpiter y su órbita se alargaría (aumenta la excentricidad), por lo que el perihelio de su órbita podría acercarse a la órbita de algún planeta y colisionar con él o con el Sol, o ser eyectado fuera del sistema solar. Al contrario que sucede con los huecos en los anillos de Saturno, los huecos de Kirkwood no pueden ser observados directamente, ya que los asteroides poseen excentricidades muy variadas y por tanto están continuamente cruzando a través de ellos.[45]

Desde la formación del sistema solar, los planetas han sufrido variaciones en su órbita, y en concreto han ido modificando lentamente su distancia al Sol. La modificación de la órbita de Júpiter, y por tanto la alteración con el tiempo de la posición de los huecos de Kirkwood, podría explicar el escaso número de asteroides que albergan determinadas regiones del cinturón.[46]

Cambios en las órbitas

Aunque las resonancias orbitales de los planetas son el modo más efectivo de modificar las órbitas de los asteroides, existen otros medios por los cuales esto sucede. Algunas evidencias, como el número de NEA o meteoritos cerca de la Tierra, sugieren que las resonancias no son capaces por sí solas de producirlas.[47]

En un primer momento se postuló que las colisiones aleatorias entre asteroides podrían provocar que cayeran dentro de los huecos de Kirkwood, y por tanto ser eyectados por las perturbaciones de los planetas. Sin embargo, los modelos computacionales han mostrado que los efectos que esto produce se encuentran varios órdenes de magnitud por debajo de lo observado. Por tanto, deben ser más importantes otros efectos.[47]

 
Esquema del efecto Yarkovsky, mostrando la asimetría de la emisión de radiación infrarroja en un asteroide.

I. O. Yarkovsky propuso a finales del siglo XIX que la luz solar podría provocar alteraciones en las órbitas de los asteroides. Este efecto se conoce como efecto Yarkovsky, y es posible debido a que la luz transporta momento lineal. La luz solar directa que llega al asteroide no modifica su órbita, ya que la luz le llega en la misma dirección que la fuerza de atracción gravitatoria del Sol, y a efectos prácticos es como si estuviera siendo atraído por un objeto ligeramente menos masivo que el Sol. La idea clave de Yarkovsky es que un asteroide posee temperaturas diferentes en su superficie según su orientación al Sol. Los cuerpos emiten radiación infrarroja, tanto mayor cuanto a más temperatura se encuentren, y estos fotones emitidos le imprimen al asteroide una cantidad de movimiento en sentido contrario de hacia donde fueron radiados. De este modo, habrá una emisión asimétrica de fotones y el asteroide se moverá. Este efecto es mayor si existen diferencias de temperatura entre el afelio y el perihelio del asteroide.[47]​ Mediante el efecto Yarkovsky se pueden determinar sus densidades,[48]​ y se pueden explicar determinadas características orbitales y morfológicas que poseen algunas familias de asteroides.[49]

Algunos científicos desarrollaron una variación de los trabajos de Yarkovsky, denominada efecto YORP. Este efecto predice cambios en las rotaciones y velocidades de los asteroides debido al efecto Yarkovsky, y hasta ahora las observaciones realizadas concuerdan plenamente con las predicciones.[47]

Objetos principales

Ceres

 
Composición interna de Ceres, de tipo-C (carbonáceo). Puede observarse la capa de hielo en su interior.

Ceres es el cuerpo celeste más grande del cinturón y el único clasificado como planeta enano, desde la redefinición de planeta de 2006.[12]​ Esta clasificación se debe a que su gravedad lo ha moldeado con una forma casi esférica (con un diámetro de 940 km aprox.) y, por tanto, se dice que posee equilibrio hidrostático. Con anterioridad a 2006 era considerado el asteroide más grande, pero en la actualidad es el planeta enano más pequeño, ya que los otros objetos que comparten esa misma clasificación, como Plutón o Eris, son mayores.

Su magnitud absoluta es de 3,32, mayor que la de cualquier otro cuerpo del cinturón.[50]​ Sin embargo, no deja de ser un cuerpo muy oscuro, ya que su albedo es de tan solo un 5 %. Su estructura interna está formada por un núcleo compuesto de silicatos y una capa de agua en forma de hielo rodeada por una fina corteza. Una parte muy pequeña del hielo se convierte en vapor de agua debido a la radiación solar, lo que le confiere una tenue atmósfera. Su masa es casi un tercio de la del total de cinturón.[51]​ Orbita a una distancia de entre 2,5 y 3 UA, y su excentricidad es de solo 0,08, por lo que su órbita es bastante circular.

Vesta

(4) Vesta, descubierto por Olbers en 1807, es el segundo asteroide de mayor masa, el tercero en tamaño, y el más brillante de todos. Esto es debido a que posee un albedo del 42 %, mayor incluso que el albedo de la Tierra (37 %). Constituye el 9 % de la masa total del cinturón, y su diámetro medio es de 530 km. Orbita a una distancia del Sol muy similar a la de Ceres. Vesta posee un núcleo metálico bastante denso (de hierro y níquel), un manto compuesto de olivino, y una corteza muy fina de apenas unos kilómetros de grosor.

 
Imagen de la elevación en la superficie de (4) Vesta, donde puede observarse el enorme cráter de la colisión que formó los fragmentos de la familia Vesta.

Vesta recibió el impacto de otro asteroide, dejando un enorme cráter sobre su superficie y enviando al cinturón multitud de fragmentos correspondientes al 1 % de la masa del asteroide. De este modo se formó la familia Vesta, de tipo-V (basálticos), pero actualmente solo una pequeña parte de estos fragmentos continúa orbitando el cinturón, pues se cree que el resto fue disipado al alcanzar la resonancia 3:1 con Júpiter, en uno de los huecos de Kirkwood. Algunos meteoritos caídos sobre la Tierra tienen su origen en esta colisión.

Palas

(2) Palas es el segundo objeto de mayor tamaño del cinturón, aunque (4) Vesta es más masivo. Representa un 7 % de la masa del cinturón y su albedo es del 12 %, ya que es de tipo-C. Posee la órbita más excéntrica de los cuatro, con un valor de 0,23, lo cual hace que su distancia más cercana al Sol (2,1 UA) diste mucho de la más alejada (3,4 UA). También su inclinación orbital es superior, con 34° (las de los otros tres son menores que 10°). Se cree que un impacto sobre su superficie formó la familia Palas, aunque el número de miembros es escaso.

En 1803, un año después de su descubrimiento y debido a su repercusión, William Hyde Wollaston bautizó a un nuevo elemento con el nombre de paladio.

Higia

(10) Higia es el cuarto mayor objeto del cinturón de asteroides, con un diámetro medio de 431 km, aunque presenta una forma bastante alargada, y constituye un 3 % de la masa total del cinturón. Fue descubierto por Annibale de Gasparis en 1849. En cuanto a su composición, es un asteroide carbonáceo (tipo-C) con un albedo del 7 %. Es el miembro principal de la familia homónima a la que da nombre. Se trata, de los cuatro, del asteroide más externo, cuyo afelio alcanza las 3,5 UA, y tarda 5,5 años en completar su órbita.

Juno

(3) Juno fue el tercer asteroide en ser descubierto y es uno de los más grandes del cinturón principal de asteroides, siendo el segundo más pesado dentro de los de tipo S. Fue descubierto el 1 de septiembre de 1804 por el astrónomo alemán Karl Ludwig Harding y bautizado con este nombre en honor a la diosa Juno. Al principio fue considerado un planeta, como Ceres, Palas, y Vesta. Fue clasificado de nuevo como asteroide, junto con los otros tres, cuando muchos asteroides más fueron descubiertos. El pequeño tamaño de Juno y su forma irregular lo excluyeron de haber sido considerado planeta enano conforme a la clasificación de la Unión Astronómica Internacional.

Localización

Aunque la mayor parte de los asteroides se encuentran en el cinturón principal, también existen otros grupos de asteroides. Se pueden diferenciar tres regiones de asteroides, según su distancia al Sol:[52]

Familias de asteroides

 
Gráfico que representa la inclinación orbital respecto de la excentricidad. Pueden observarse regiones donde existe una mayor acumulación de asteroides; se trata de las llamadas familias.

Cuando el número de asteroides descubiertos comenzó a ser elevado, los astrónomos observaron que algunos de ellos compartían ciertas características, como la excentricidad o la inclinación orbital. Así fue como el japonés Kiyotsugu Hirayama propuso en 1918 la existencia de cinco familias de asteroides, lista que con el paso del tiempo se ha ido dilatando.[47]

Aproximadamente un tercio de los asteroides del cinturón forma parte de una familia. Las familias poseen elementos orbitales y espectros similares, lo cual indica que tienen su origen en la fragmentación de un objeto más grande. Existen 20-30 asociaciones que con certeza pueden considerarse familias de asteroides, aunque hay muchas otras cuya denominación de familia no está tan clara. Las asociaciones con menos miembros que las familias se denominan cúmulos de asteroides.[57]

Algunas de las familias más importantes son (en orden de distancia): Flora, Eunomia, Coronis, Eos y Temis.[58]​ La familia Flora, una de las más numerosas, podría tener su origen en una colisión acontecida hace menos de mil millones de años.[59]​ El asteroide más grande que forma parte de una familia es (4) Vesta. Se cree que la familia Vesta se originó debido a una colisión sufrida sobre su superficie. Como resultado de la misma colisión también se formaron los llamados meteoritos HED.[60]

Se han encontrado tres bandas de polvo dentro del cinturón principal. Es posible que estén asociadas a las familias Eos, Koronis y Themis, debido a que sus órbitas son similares a las de estas bandas.[61]

Periferia

Bordeando el límite interior del cinturón de asteroides se encuentra el grupo Hungaria, entre 1,78 y 2,0 UA, y con semiejes mayores en torno a 1,9 UA. El asteroide que da nombre a esta familia compuesta por 52 asteroides conocidos es (434) Hungaria. Esta agrupación de asteroides se encuentra separada del cinturón principal por el hueco de Kirkwood correspondiente a la resonancia 4:1, y sus miembros poseen inclinaciones muy elevadas. Algunos cruzan la órbita de Marte, cuyas perturbaciones gravitacionales son probablemente la causa más notable en la reducción de la población de este grupo.[32]

Otro grupo de asteroides con órbitas inclinadas en la parte interior del cinturón es la familia de Focea. La gran mayoría de sus miembros son de tipo-S, a diferencia de la familia Hungaria posee algunos de tipo-E (con superficies de enstatita). La familia Focea orbita entre 2,25 UA y 2,5 UA del Sol.[62]

En el límite exterior del cinturón se encuentra la familia de Cibeles, orbitando entre 3,3 y 3,5 UA, en la resonancia 7:4 con Júpiter. El grupo de Hilda orbita entre 3,5 y 4,2 UA, con órbitas bastante circulares y estables en la resonancia 3:2 de Júpiter. Más allá de 4,2 UA se encuentran muy pocos asteroides, hasta la órbita de Júpiter (5,2 UA), donde se encuentran los asteroides troyanos. Los troyanos pueden dividirse en dos grupos, según el punto de Lagrange de Júpiter que ocupen: los que se encuentran en el punto L4 y los que se sitúan en el lado contrario L5.[63]​ Se desconoce la razón de que el punto L4 se encuentre mucho más poblado.[56]

Nuevas familias

Algunas familias se han formado recientemente, en tiempos astronómicos. El cúmulo Karin se formó hace 5,8 millones de años como consecuencia de una colisión sufrida por un asteroide de 16 km de radio.[64]​ La familia de Veritas se formó hace 8,7 millones de años;[65]​ entre las evidencias se incluye polvo interplanetario recogido de los sedimentos oceánicos.[66]

Mucho más reciente es el cúmulo Datura que se formó hace 450 000 años a partir de un asteroide del cinturón principal. La estimación de su antigüedad está basada en la probabilidad estadística de que sus miembros tengan las órbitas actuales, y no en evidencias físicas sólidas. Se cree que el cúmulo Datura podría haber sido una fuente de polvo y material zodiacal.[67]​ Otras formaciones recientes, como el cúmulo Iannini (hace circa 5 millones de años) o el cúmulo Seinäjoki, también podrían haber contribuido a la formación de este polvo.[68]

Colisiones

 
Luz zodiacal, creada en parte por polvo originado en colisiones entre asteroides.

Debido a la elevada población del cinturón principal las colisiones entre asteroides suceden de manera frecuente, en escalas de tiempo astronómicas. Se estima que cada 10 millones de años se produce una colisión entre asteroides cuyos radios exceden de los 10 km.[69]​ Las colisiones en ocasiones provocan la fragmentación del asteroide en objetos más pequeños, formando una nueva familia de asteroides. También puede ocurrir que dos asteroides colisionen a velocidades muy bajas, en cuyo caso quedan unidos. Debido a estos procesos de colisión, los objetos que formaron el cinturón de asteroides primitivo apenas guardan relación con los actuales.

 
Tycho, un cráter lunar originado por un meteorito del cinturón de asteroides.

Además de asteroides, el cinturón también contiene bandas de polvo formados de partículas con radios de unos pocos cientos de micrómetros. Este material se produce, al menos en parte, por colisiones entre asteroides, y por el impacto de micrometeoritos en los asteroides. Además, el efecto Poynting-Robertson provoca que debido a la radiación solar este polvo gire lentamente en espiral hacia del Sol.[70]

La combinación de este polvo con el material eyectado de los cometas produce la luz zodiacal. El brillo que produce, aunque débil, puede observarse por la noche en dirección hacia el Sol a lo largo de la eclíptica. Las partículas que producen la luz zodiacal visible presentan, en promedio, radios de 40 micrómetros. El tiempo de vida característico de estas partículas es del orden de 700 000 años. Por lo tanto, para mantener las bandas de polvo deben crearse nuevas partículas a un ritmo constante en el cinturón de asteroides.[70]

Meteoritos

Los escombros que se originan en las colisiones pueden formar meteoroides que finalmente alcancen la atmósfera terrestre. Un porcentaje mayor que el 99,8 % de los 30 000 meteoritos hallados hasta la fecha en la Tierra se cree que se ha originado en el cinturón de asteroides. En septiembre de 2007 se publicó un estudio que sugería que el asteroide (298) Baptistina sufrió una colisión que provocó el envío de una cantidad considerable de fragmentos al interior del sistema solar. Se cree que los impactos de estos fragmentos crearon los cráteres Tycho y Chicxulub, situados en la Luna y en México respectivamente, y este último pudo provocar la extinción de los dinosaurios hace 65 millones de años.[71]

Exploración

 
Representación artística de la nave espacial de la misión Dawn, con Vesta a la izquierda y Ceres a la derecha.

La primera nave espacial que atravesó el cinturón de asteroides fue la Pioneer 10, el 16 de julio de 1972. Por aquel entonces existía cierta preocupación sobre si los escombros que allí había supondrían un peligro para la nave, pero hasta ahora han atravesado el cinturón sin incidentes una decena de naves distintas. Las sondas Pioneer 11, Voyager 1 y 2 y Ulysses, pasaron por el cinturón sin tomar imágenes. La misión Galileo tomó imágenes de (951) Gaspra en 1991 y de (243) Ida (y su satélite Dactyl) en 1993, NEAR Shoemaker de (253) Matilde en 1997 y (433) Eros en 2000, Cassini-Huygens de (2685) Masursky en 2000, Stardust de (5535) Annefrank en 2002 y New Horizons de (132524) APL en 2006.[72]

La misión Hayabusa, que retornó a la Tierra en junio de 2010,[73]​ fotografió y aterrizó sobre la superficie de (25143) Itokawa en 2005, durante dos meses. La misión Dawn fue lanzada en 2007, el día 18 de julio de 2011 se confirmó que la sonda entró en la órbita de Vesta, y el 6 de marzo de 2015 entró en órbita alrededor de Ceres. La misión WISE fue lanzada el 14 de diciembre de 2009 y buscará mediante detección de radiación infrarroja todos los asteroides cuyo diámetro sea mayor a 3 km. El lanzamiento de otra misión, OSIRIS-REx, está previsto que tenga lugar en 2016, y traerá a la Tierra muestras de material de la superficie de un asteroide.[72]

La mayoría de las fotografías tomadas de los asteroides fueron realizadas durante el breve paso por el cinturón de las sondas espaciales que se dirigían hacia otros objetivos, a excepción del NEAR y de la sonda Hayabusa, que exploraron determinados asteroides cercanos (NEA). Solamente la misión Dawn tiene como objetivo primario el estudio de objetos del cinturón principal de asteroides, y si estos se cumplen con éxito es posible que se desarrolle una extensión de la misión que permita exploraciones adicionales.[74]

Fuente futura de recursos

Los asteroides son los cuerpos más accesibles del sistema solar. Se ha sugerido que en un futuro el material de los asteroides cercanos a la Tierra (NEA) podría ser aprovechable. Los materiales más importantes económicamente son el agua (la poseen los asteroides tipo-C, generalmente en forma de hielo) y diversos metales, como hierro, níquel, cobalto o platino (asteroides tipos S y M). Ya se ha especulado con los métodos posibles para hacerlo y los costes económicos implicados, y se cree que por cada tonelada de material terrestre utilizado para la construcción de naves podrán obtenerse hasta mil toneladas de material en los asteroides. Esto abarataría el coste de los materiales en cuestión, y podrían utilizarse para la construcción de estructuras necesarias en futuras exploraciones espaciales.[75][76]

Véase también

Referencias

Notas

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Enlaces externos

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  •   Datos: Q2179
  •   Multimedia: Main Belt asteroids

cinturón, asteroides, cinturón, asteroides, disco, circunestelar, sistema, solar, encuentra, entre, órbitas, marte, júpiter, alberga, multitud, objetos, astronómicos, denominados, asteroides, planeta, enano, ceres, esta, región, también, denomina, cinturón, pr. El cinturon de asteroides es un disco circunestelar del sistema solar que se encuentra entre las orbitas de Marte y Jupiter Alberga multitud de objetos astronomicos denominados asteroides y al planeta enano Ceres Esta region tambien se denomina cinturon principal con la finalidad de distinguirla de otras agrupaciones de cuerpos menores del sistema solar como el cinturon de Kuiper o la nube de Oort 1 Imagen esquematica del cinturon de asteroides Se muestra el cinturon principal entre las orbitas de Marte y Jupiter y el grupo de los troyanos en la orbita de Jupiter Mas de la mitad de la masa total del cinturon esta contenida en los cinco objetos de mayor masa Ceres Palas Vesta Higia y Juno Ceres el mas masivo de todos y el unico planeta enano del cinturon tiene un diametro de 950 km y una masa del doble que Palas y Vesta juntos La mayoria de cuerpos que componen el cinturon son mucho mas pequenos El material del cinturon apenas es un 4 de la masa de la Luna se encuentra disperso por todo el volumen de la orbita por lo que seria muy dificil chocar con uno de estos objetos en caso de atravesarlo No obstante dos asteroides de gran tamano pueden chocar entre si formando las que se conocen como familias de asteroides que tienen composiciones y caracteristicas similares Las colisiones tambien producen un polvo que forma el componente mayoritario de la luz zodiacal Los asteroides pueden clasificarse segun su espectro y composicion en tres tipos principales carbonaceos tipo C de silicato tipo S y metalicos tipo M El cinturon de asteroides se formo en la nebulosa protosolar junto con el resto del sistema solar Los fragmentos de material contenidos en la region del cinturon habrian podido formar un planeta pero las perturbaciones gravitacionales de Jupiter el planeta mas masivo produjeron que estos fragmentos colisionaran entre si a grandes velocidades y no pudieran agruparse resultando en el residuo rocoso que se observa en la actualidad Una consecuencia de estas perturbaciones son los huecos de Kirkwood zonas donde no se encuentran asteroides debido a resonancias orbitales con Jupiter y sus orbitas se tornan inestables Si algun asteroide pasa a ocupar esta zona es expulsado en la mayoria de los casos fuera del sistema solar aunque en ocasiones puede ser enviado hacia algun planeta interior como la Tierra y colisionar con ella Desde su formacion se ha expulsado la mayor parte del material Indice 1 Descripcion 2 Historia de su observacion 2 1 Ley de Titius Bode 2 2 Ceres y la policia celeste 2 3 Palas y el concepto de asteroide 2 4 Cinturon de asteroides 3 Origen 3 1 Formacion 3 2 Evolucion 4 Caracteristicas 4 1 Tamanos 4 2 Composicion 5 orbitas 5 1 Huecos de Kirkwood 5 2 Cambios en las orbitas 6 Objetos principales 6 1 Ceres 6 2 Vesta 6 3 Palas 6 4 Higia 6 5 Juno 7 Localizacion 7 1 Familias de asteroides 7 1 1 Periferia 7 1 2 Nuevas familias 8 Colisiones 8 1 Meteoritos 9 Exploracion 9 1 Fuente futura de recursos 10 Vease tambien 11 Referencias 11 1 Notas 11 2 Bibliografia utilizada 12 Bibliografia adicional 13 Enlaces externosDescripcion EditarOcupa un area en forma de anillo formado por un gran numero de objetos astronomicos Terminos como cinturon anillo o disco pueden inducir a error no se trata de un espacio denso en el cual los cuerpos asteroides colisionan a menudo entre si en promedio cada asteroide importante esta separado de su vecino por una distancia de cinco millones de kilometros Las colisiones se producen con intervalos de cientos o incluso de cientos de miles de anos en los asteroides mas grandes El mas grande de estos cuerpos Ceres es una esfera desigual de 952 4 km de diametro y los mas pequenos son restos de contornos irregulares del tamano de guijarros Corresponde a una zona del sistema solar situada entre 2 y 4 UA en la que no ha podido formarse ningun planeta a causa de las perturbaciones causadas por Jupiter Por ese motivo los astronomos piensan que buena parte de esos cuerpos datan de los primeros tiempos del sistema solar es decir de una epoca en la cual los planetas no existian Hace mas de 4500 millones de anos solo giraban en torno al Sol pequenos bloques A mas de 3 unidades astronomicas esos cuerpos estaban hechos de roca pero sobre todo de hielo cuya existencia era posible gracias a temperaturas suficientemente bajas A menos de 3 unidades astronomicas los hielos no podrian sobrevivir y unicamente los silicatos se reagruparon para crear pequenos planetoides Asi nacieron los asteroides La mayoria fueron atraidos por cuerpos con mayor masa los planetas en formacion Estos desempenaron el papel de gigantescos aspiradores que limpiaron el espacio de asteroides excepto Marte y Jupiter Por esta razon una parte de esas rocas espaciales constituyen vestigios capaces de dar testimonio de las condiciones reinantes en las inmediaciones del Sol hace 4500 millones de anos Sin embargo no todos los asteroides son cuerpos tan primitivos Los astronomos han detectado diferencias en su composicion Alrededor de 6 de cada 10 del tipo C datan probablemente de la genesis del sistema solar Los otros son rocosos tipo S o metalicos tipo M y son el resultado de la fragmentacion de objetos mas grandes cuyo diametro sobrepasaria los 200 kilometros Este es el tamano minimo a partir del cual el calor interior generado por la propia gravedad del objeto basta para que se produzca una diferenciacion en el magma los elementos pesados como los metales se deslizan hacia el centro para constituir el nucleo mientras que los elementos ligeros como las piedras flotan para formar el manto Cuando como consecuencia de una colision el astro se fragmenta los trozos del nucleo producen asteroides de tipo M y los del manto dan lugar a asteroides de tipo S Algunos de estos pequenos planetas siguen su propio camino alejandose de los otros fuera del cinturon de asteroides Desviados por los principales planetas algunos cruzan en ocasiones la Tierra como 433 Eros el mas grande un balon de rugby de 14 14 40 kilometros o 2101 Adonis famoso por haber rozado en la ficcion el cohete de Tintin Fobos y Deimos los dos satelites de Marte son asteroides capturados durante su escapada del cinturon principal Lo mismo debio de sucederle a Amaltea uno de los pequenos satelites jovianos Historia de su observacion EditarLey de Titius Bode Editar Articulo principal Ley de Titius Bode En 1766 Johann Daniel Titius descubrio un supuesto patron en la distancia de los planetas al Sol Observo que si a la secuencia numerica 0 3 6 12 24 48 empezando por 0 siguiendo por 3 y doblando cada vez la cantidad anterior se le suma cuatro a cada cifra y se divide entre 10 resulta que concuerda bastante bien con las distancias de los planetas del sistema solar en unidades astronomicas UA 0 4 0 7 1 0 1 6 2 8 5 2Pero la ley de Titius Bode predice un planeta donde no se conoce ninguno a 2 8 unidades astronomicas 2 En 1768 el astronomo Johann Elert Bode hizo referencia a esta relacion en uno de sus escritos pero no acredito a Titius hasta 1784 por lo que muchos autores se refirieron a ella como la ley de Bode Por esta razon en la actualidad se la conoce como ley de Titius Bode Este patron empirico predecia el semieje mayor de los seis planetas conocidos en aquel momento Mercurio Venus Tierra Marte Jupiter y Saturno con la salvedad de que la serie predecia un planeta a una distancia de 2 8 UA del Sol correspondiente a una zona entre las orbitas de Marte y de Jupiter sin embargo alli no se observaba ninguno Titius declaro Pero habria dejado el Creador ese espacio vacio No en absoluto 3 Cuando William Herschel descubrio Urano en 1781 la posicion del planeta coincidio casi perfectamente con la predicha por esta ley se encontraba a 19 2 UA frente a las 19 6 UA predicha por la ley esto llevo a los astronomos a concluir que podia existir un planeta entre las orbitas de Marte y de Jupiter 2 La siguiente tabla muestra la distancia real de los planetas al Sol en UA en comparacion con la predicha por la ley de Titius Bode para los planetas que se conocian hasta entonces 4 planeta ley deTitius Bode realidadMercurio 0 4 0 39Venus 0 7 0 72Tierra 1 1 00Marte 1 6 1 52Ceres 2 8 2 77Jupiter 5 2 5 20Saturno 10 0 9 54Urano 19 6 19 20 Giuseppe Piazzi emprendio la busqueda de dicho planeta y el ano nuevo de 1801 lo encontro O creyo haberlo hecho Ceres con tan solo 950 km de diametro era mas bien de los pequenos Pero el descubrimiento de Ceres fue rapidamente seguido por Palas en 1802 Juno en 1804 y Vesta en 1807 y una gran cantidad de planetas menores o planetoides De la euforia se paso a la decepcion Una vez que Ceres planeta enano fue clasificado como asteroide y despues como planeta fue degradado a planeta enano en 2006 Ceres y la policia celeste Editar Giuseppe Piazzi descubridor de Ceres el objeto mas grande y masivo del cinturon de asteroides El astronomo Franz Xaver von Zach comenzo en 1787 a buscar el planeta predicho por la ley de Titius Bode Sin embargo se dio cuenta de que para lograrlo necesitaria la ayuda de otros astronomos y en septiembre de 1800 von Zach reunio a un grupo de 24 observadores los cuales se repartieron la banda del zodiaco en 24 partes lo que correspondia a 15 cada uno 5 Este grupo se hacia llamar la policia celeste Himmels polizei y entre sus miembros se encontraban astronomos tan reputados como William Herschel Charles Messier Johann Elert Bode Barnaba Oriani y Heinrich Olbers 6 La policia celeste mando una invitacion para que se uniera a su causa el italiano Giuseppe Piazzi pero antes de que le llegara la invitacion Piazzi descubrio el planeta buscado el 1 de enero de 1801 al que llamo Ceres en honor a la diosa romana de la agricultura y patrona de Sicilia Piazzi que no estaba al corriente de los planes del grupo de astronomos trataba de realizar observaciones para completar su catalogo de estrellas cuando localizo en la constelacion de Tauro un pequeno punto luminoso que no constaba en el catalogo El italiano lo observo a la noche siguiente y se encontro con que se habia desplazado sobre el fondo de estrellas Los dias subsiguientes continuo observando aquel minusculo punto de luz y pronto se convencio de que aquello se trataba de un nuevo objeto del sistema solar En un primer momento Piazzi creyo que se trataba de un cometa pero la ausencia de nebulosidad a su alrededor y su movimiento lento y uniforme le convencieron de que podria tratarse de un nuevo planeta Ceres se encontraba a 2 77 UA casi exactamente en la posicion predicha por la ley de Titius Bode de 2 8 UA 7 5 8 Palas y el concepto de asteroide Editar Quince meses despues el 28 de marzo de 1802 Heinrich Olbers descubrio un segundo objeto en la misma region al que llamo Palas Su semieje mayor tambien coincidia con la ley de Titius Bode actualmente estimado en 2 78 UA pero su excentricidad e inclinacion eran muy distintas a las de Ceres Los astronomos quedaron desconcertados Ceres se ajustaba perfectamente a las predicciones de la ley de Titius Bode pero Palas tambien y esta ley no permitia dos objetos en la misma region 9 Con tal de no violar la ley de Titius Bode los astronomos comenzaron a creer que los dos cuerpos que se habian descubierto eran en realidad fragmentos de un planeta mas grande que habia explotado o que se habia despedazado debido a impactos sucesivos de cometas 5 El 6 de mayo de 1802 y tras estudiar la naturaleza y el tamano de estos dos nuevos objetos William Herschel propuso denominar asteroides a Ceres y Palas por su parecido con las estrellas al observarlos En palabras del astronomo Como ni la denominacion de planetas ni la de cometas puede aplicarse a estas dos estrellas debemos distinguirlas por un nuevo nombre Parecen pequenas estrellas y dificilmente se distinguen de ellas Por su apariencia asteroidal si se me permite esta expresion sugiero tomar este nombre y llamarlas Asteroides Los asteroides son cuerpos celestes los cuales se mueven en orbitas ya sean de excentricidad escasa o considerable alrededor del Sol y cuya inclinacion sobre la ecliptica puede ser de cualquier angulo Su movimiento puede ser directo o retrogrado y pueden tener o no atmosferas pequenas comas discos o nucleos William Herschel Observations on the Two Lately Discovered Celestial Bodies 1802 10 11 Asi Herschel pretendia englobarlos dentro de una nueva clase de objetos del sistema solar con tal de que no violaran la ley de Titius Bode para los planetas La definicion es ambigua intencionadamente para que en palabras de Herschel sea suficientemente amplia para abarcar descubrimientos futuros 10 11 Sin embargo y a pesar de los esfuerzos de Herschel durante varias decadas los astronomos continuaron enmarcando a estos objetos dentro de los planetas Ceres fue considerado planeta hasta la decada de 1860 cuando paso a considerarse asteroide pero esta clasificacion perduro hasta 2006 ya que en la actualidad forma parte de los denominados planetas enanos junto a Pluton y algunos otros mas 12 Cinturon de asteroides Editar En pocos anos los astronomos descubrieron dos nuevos objetos mas que casaban con el concepto de Herschel El 1 de septiembre Karl Harding hallo Juno y el 29 de marzo de 1807 Heinrich Olbers descubrio Vesta 13 Sin embargo no se descubrio un nuevo objeto de esta naturaleza hasta 1845 con el hallazgo de Astrea por Karl Hencke el 8 de diciembre de dicho ano 14 A partir de entonces comenzaron a descubrirse multitud de estos objetos a medida que los telescopios se iban haciendo mas potentes hasta tal punto que a comienzos de la decada de 1850 ya se habian descubierto mas de una decena de ellos por lo que el concepto de asteroides fue gradualmente sustituyendo al de planetas para clasificar a estos objetos 15 Con el descubrimiento del planeta Neptuno en 1846 la ley de Titus Bode comenzo a perder fuerza entre la comunidad de astronomos ya que este planeta no la cumplia De hecho actualmente dicha ley se toma por una mera casualidad sin ninguna justificacion teorica aunque algunos trabajos muestran que las leyes de Kepler podrian tener cierta correlacion con la ley de Titus Bode 16 La cuestion de la nomenclatura comenzo a ser un problema para los astronomos Cada vez que se descubria uno de estos objetos se le daba generalmente el nombre de alguna diosa o heroina de la mitologia y se le designaba con un simbolo para abreviarlo como ocurre con los planetas Sin embargo la multitud de asteroides descubiertos provoco que estos simbolos fueran cada vez mas complejos hasta tal punto que habia que tener cierta habilidad artistica para dibujarlos Por este motivo finalmente en 1867 se acordo una nueva nomenclatura para estos objetos la cual consistia en el nombre del asteroide precedido por un numero entre parentesis y en orden de descubrimiento 1 Ceres 2 Palas 3 Juno 4 Vesta etcetera Actualmente se suelen representar del mismo modo incluyendo o sustrayendo los parentesis 15 El termino cinturon de asteroides comenzo a utilizarse a comienzos de la decada de 1850 aunque se ignora quien fue el primero en hacer referencia al mismo En el ano 1868 ya se conocia un centenar de asteroides y en 1891 el uso de la astrofotografia iniciado por Max Wolf acelero el ritmo de descubrimientos todavia mas 17 18 En 1923 el numero de asteroides sobrepasaba los 1000 en 1981 los 10 000 19 en 2000 los 100 000 20 y en 2012 el numero de asteroides ronda los 600 000 20 Origen EditarFormacion Editar Representacion artistica de un disco protoplanetario alrededor de una estrella similar al que formo los planetas del sistema solar En 1802 poco despues del descubrimiento de 2 Palas Heinrich Olbers sugirio a William Herschel que Ceres y 2 Palas podrian tratarse de fragmentos de un planeta mucho mas grande que en el pasado podria haber orbitado en aquella region entre Marte y Jupiter Segun esta hipotesis el planeta se descompuso hace millones de anos debido a una explosion interna o a impactos de cometa 17 Sin embargo la gran cantidad de energia que hubiera sido necesaria para que tal evento ocurriera en combinacion con la escasa masa total del cinturon de asteroides solo un 4 la masa de la Luna ponen de manifiesto que esta hipotesis no puede ser valida Ademas las diferencias en composicion quimica entre los asteroides del cinturon son muy dificiles de explicar en el caso de que fueran originados en el mismo planeta 21 Por tanto en la actualidad la mayoria de cientificos acepta que los asteroides nunca formaron parte de un planeta En general se cree que el sistema solar se formo a partir de una nebulosa primitiva compuesta por gas y polvo que colapso bajo influencia gravitatoria formando un disco de material en rotacion Mientras que en el centro donde se formaria el Sol la densidad aumentaba con rapidez en las regiones externas del disco se formaron granos solidos de pequeno tamano que con el tiempo fueron agrupandose mediante procesos de acrecion y colision para formar los planetas 22 Los planetesimales que se encontraban en la region donde actualmente se encuentra el cinturon fueron perturbados gravitacionalmente por Jupiter El planeta provoco que una determinada parte de los planetesimales adquiriera excentricidades e inclinaciones muy elevadas acelerandose a altas velocidades lo que causo que colisionaran entre ellos y por tanto en vez de agruparse para formar un planeta se disgregaron en multitud de residuos rocosos los asteroides 23 Una gran parte fueron eyectados fuera del sistema solar sobreviviendo solamente menos del 1 de los asteroides iniciales 24 Evolucion Editar Desde su formacion en la nebulosa primitiva que dio origen al sistema solar los asteroides han sufrido diversos cambios Entre estos se encuentran el calor interno durante los primeros millones de anos el derretimiento de su superficie debido a impactos 25 la erosion espacial 26 a causa de la radiacion y el viento solar y el bombardeo de micrometeoritos 27 Algunos cientificos se refieren a los asteroides como los planetesimales residuales mientras que otros los consideran distintos debido a estos procesos 28 Se cree que el cinturon de asteroides actual contiene solamente una fraccion de la masa del cinturon primitivo Las simulaciones por computadora sugieren que el cinturon de asteroides original podria haber contenido una masa equiparable a la de la Tierra Debido principalmente a perturbaciones gravitatorias la mayoria del material fue expelido del cinturon durante los primeros millones de anos de formacion dejando solamente un 0 1 de la masa original 24 Se cree que parte del material expulsado podria encontrarse en la nube de Oort en los confines del sistema solar 29 Desde su formacion el tamano tipico de los asteroides ha permanecido relativamente estable no ha habido aumentos o disminuciones significativas 30 La resonancia orbital 4 1 con Jupiter situada en torno a 2 06 UA del Sol puede considerarse el limite interior del cinturon principal Las perturbaciones causadas por Jupiter enviaron los asteroides que alli se encontraban hacia orbitas inestables creando una zona desierta a dicha distancia La mayoria de los cuerpos que se encontraban a menor distancia fueron lanzados hacia Marte cuyo afelio es de 1 67 UA o eyectados por perturbaciones gravitacionales en los primeros episodios de la formacion del sistema solar 31 Los asteroides que conforman la familia Hungaria se encuentran mas proximos al Sol que la zona mencionada anteriormente pero poseen orbitas estables debido a su elevada inclinacion orbital 32 Cuando el cinturon de asteroides todavia estaba en formacion a una distancia de 2 7 UA del Sol se encontraba la linea de separacion de temperaturas del punto de condensacion del agua A los planetesimales que se encontraban a una distancia mayor les fue posible acumular hielo 33 En 2006 se postulo que una poblacion de cometas situados mas alla del limite de dicha separacion pudo haber contribuido a la formacion de los oceanos de la Tierra 34 Caracteristicas EditarContrariamente a lo que se suele pensar el cinturon de asteroides esta en su mayor parte vacio Los asteroides estan diseminados en un volumen tan grande que seria muy dificil atravesar el cinturon y encontrarse con uno de ellos sin pretenderlo No obstante y aunque actualmente se conocen cientos de miles de estos cuerpos celestes se calcula que el cinturon alberga varios millones de asteroides Tamanos Editar Tamano de los diez primeros asteroides en orden de descubrimiento en comparacion con la Luna La masa total del cinturon de asteroides se estima entre 3 0 1021 y 3 6 1021 kg lo cual supone solamente un 4 de la masa de la Luna o lo que es lo mismo un 0 06 de la masa terrestre Los objetos celestes mas grandes del cinturon son por tanto mucho menores y menos masivos que la Luna Los cuatro cuerpos principales suman la mitad de la masa total del cinturon y Ceres el mas grande de ellos representa un tercio de la masa total Ceres posee un radio de unos 475 km que equivale a un tercio del radio lunar y una masa de 1021 kg que representa solamente un 1 3 de la masa de la Luna El segundo objeto mas grande del cinturon 4 Vesta tiene la mitad del tamano de Ceres Se conocen en torno a 1000 asteroides cuyo radio es mayor que 15 km y se estima que el cinturon podria albergar cerca de medio millon de asteroides con radios mayores que 1 6 km 35 Los tamanos de los asteroides pueden determinarse de diversas maneras sabiendo su distancia Uno de los metodos es observando su transito aparente delante de una estrella que sucede debido a la rotacion terrestre Cuando esto ocurre la estrella es ocultada detras del asteroide y midiendo el tiempo que se prolonga dicha ocultacion es posible hallar el diametro del asteroide Con este metodo se ha determinado con buena precision los tamanos de los asteroides mas grandes del cinturon como Ceres o 2 Palas 35 Otro metodo para estimar sus tamanos es medir su brillo aparente Cuanto mas grande sea un asteroide mas luz solar reflejara debido a su mayor superficie Sin embargo el brillo aparente tambien depende del albedo caracteristico del asteroide y este viene determinado por la composicion del mismo A modo de ejemplo 4 Vesta aparece algo mas brillante en el cielo que Ceres pues el albedo del primero es cuatro veces superior No obstante el albedo de los asteroides puede determinarse ya que cuanto menor albedo posee un cuerpo mas radiacion absorbe y por tanto mas se calienta este calor emite radiacion en el infrarrojo y comparando la radiacion infrarroja y la visible que llega a superficie terrestre puede determinarse el albedo y por tanto calcular su tamano Con este metodo se puede incluso averiguar las irregularidades que presenta un determinado asteroide en el caso de que se encuentre en rotacion En ese caso las irregularidades hacen que la superficie que se observa cambie modificando tambien su brillo aparente de forma periodica 36 Composicion Editar Vease tambien Tipo espectral asteroides 253 Matilde un asteroide de tipo C o carbonaceo La mayoria de los asteroides del cinturon se encuentran clasificados segun su composicion en tres categorias asteroides carbonaceos o tipo C asteroides de silicatos o tipo S y asteroides metalicos o tipo M 37 Existen otros tipos de asteroides pero su poblacion es muy escasa Existe una correlacion importante entre la composicion de los asteroides y su distancia al Sol Los asteroides mas cercanos suelen ser rocosos compuestos por silicatos y exentos de agua mientras que los mas alejados son en su mayoria carbonaceos compuestos por minerales arcillosos y con presencia de agua Por tanto los asteroides mas alejados son tambien los mas oscuros y los mas cercanos reflejan mayor cantidad de radiacion Se cree que este hecho es consecuencia de las caracteristicas de la nebulosa primitiva que dio origen al sistema solar En las regiones mas alejadas la temperatura era mucho menor y por tanto el agua se podia condensar en los asteroides todo lo contrario que en las regiones interiores donde al tener mayor temperatura el agua probablemente se vaporizaria 37 Los asteroides tipo C o carbonaceos son los mas abundantes en el cinturon ya que componen el 75 del total Reflejan muy poca luz albedo entre 0 03 y 0 09 38 y por tanto son muy oscuros y suelen presentar un tono ligeramente azulado Estos asteroides absorben bastante radiacion infrarroja debido a la presencia de agua retenida en su estructura Por lo general se encuentran en las regiones exteriores del cinturon El asteroide de mayor tamano que pertenece inequivocamente al tipo C es 10 Higia 37 433 Eros asteroide de tipo S compuesto por silicatos Los asteroides tipo S compuestos por silicatos representan en torno al 15 del total Estan situados en la parte del cinturon mas cercana al Sol Exhiben un color ligeramente rojizo y tienen un albedo relativamente elevado entre 0 10 y 0 22 38 3 Juno constituye un buen ejemplo de este tipo 37 Los asteroides tipo M o metalicos poseen cantidades importantes de hierro y niquel Conforman aproximadamente el 10 del total de asteroides y poseen un albedo similar a los de tipo S 0 10 0 18 38 Estos objetos pueden ser los nucleos metalicos de objetos anteriores de mayor tamano los cuales acabaron fragmentandose debido a colisiones Se encuentran situados a mitad del cinturon de asteroides en torno a 2 7 UA del Sol 37 Aunque no es comun se han registrado asteroides como es el caso de 22 Kalliope que presentan densidades muy bajas para ser de tipo M lo cual implica que no estan compuestos principalmente por metales y presentan altas porosidades 39 Dentro de este tipo se engloban asteroides que no se ajustan a los tipos C y S pues no todos los asteroides tipo M estan compuestos por materiales similares ni tienen el mismo albedo 40 Una de las incognitas del cinturon de asteroides es la relativa escasez de asteroides basalticos o de tipo V 41 Las teorias de formacion de asteroides predicen que los objetos del tamano de 4 Vesta o mayores deberian formar corteza y manto los cuales estarian compuestos principalmente por roca basaltica Las evidencias muestran sin embargo que el 99 del material basaltico predicho no se observa Hasta el ano 2001 se creia que la mayor parte de los objetos basalticos descubiertos en el cinturon se habian originado a partir de 4 Vesta Sin embargo el descubrimiento de 1459 Magnya revelo una composicion quimica diferente a los asteroides basalticos conocidos anteriormente lo cual sugiere que se origino de forma distinta 42 Esta hipotesis se reforzo con el descubrimiento en 2007 de dos asteroides en la region exterior del cinturon Se trata de 7472 Kumakiri y 10537 1991 RY16 los cuales presentan composiciones basalticas diferentes Estos dos asteroides son los unicos de tipo V descubiertos hasta la fecha en la region exterior del cinturon 41 Clasificacion de los asteroides por composicion Tipo Composicion Poblacion SubclasesC Condrita carbonacea 75 E Acondrita enstaticaU Acondrita basalticaR Condrita ordinariaS Silicatos 15 M Metalicos Niquel Hierro 10 orbitas Editar Representacion de la excentricidad de los asteroides respecto de su distancia al Sol Los puntos rojos y azules forman el cinturon principal Puede observarse que la excentricidad media se situa en torno a 0 15 Los asteroides orbitan en el mismo sentido que los planetas con periodos orbitales desde 3 5 hasta seis anos generalmente La excentricidad media de los asteroides se situa sobre 0 15 aunque algunos como 1862 Apolo y 944 Hidalgo poseen excentricidades muy elevadas en torno a 0 6 Unos pocos asteroides poseen inclinaciones orbitales superiores a 25 entre ellos el asteroide 945 Barcelona descubierto por Jose Comas y Sola en 1921 cuya inclinacion es de 32 8 El asteroide con la orbita mas inclinada es 1580 Betulia con 52 43 Huecos de Kirkwood Editar Articulo principal Huecos de Kirkwood Distribucion de las distancias de las orbitas de los asteroides donde se pueden observar los diferentes huecos de Kirkwood para las diferentes resonancias Al representar en una grafica la distancia de los asteroides al Sol pueden observarse regiones vacias donde no hay ninguno Estos huecos coinciden con las orbitas donde existe resonancia orbital con Jupiter es decir donde el periodo de la orbita esta relacionado mediante una fraccion simple con el periodo de Jupiter Por ejemplo cualquier asteroide situado a una distancia de 3 28 UA tendria una resonancia 2 1 con Jupiter cuando el asteroide completa dos vueltas alrededor del Sol Jupiter completa una Otras resonancias importantes son las correspondientes a 3 1 5 2 y 7 3 a unas distancias de 2 5 UA 2 82 UA y 2 96 UA respectivamente 29 Tambien existen otras resonancias secundarias que no se encuentran vacias sino que el numero de asteroides es menor como la resonancia 8 3 semieje mayor de 2 71 UA El cinturon principal se puede dividir entonces en tres zonas diferenciadas separadas por estos huecos Zona I 2 06 2 5 UA Zona II 2 5 2 82 UA y Zona III 2 82 3 28 UA 44 Estos huecos vacios reciben el nombre de su descubridor Daniel Kirkwood quien los descubrio en el ano 1886 Cualquier asteroide situado en estas posiciones seria acelerado por Jupiter y su orbita se alargaria aumenta la excentricidad por lo que el perihelio de su orbita podria acercarse a la orbita de algun planeta y colisionar con el o con el Sol o ser eyectado fuera del sistema solar Al contrario que sucede con los huecos en los anillos de Saturno los huecos de Kirkwood no pueden ser observados directamente ya que los asteroides poseen excentricidades muy variadas y por tanto estan continuamente cruzando a traves de ellos 45 Desde la formacion del sistema solar los planetas han sufrido variaciones en su orbita y en concreto han ido modificando lentamente su distancia al Sol La modificacion de la orbita de Jupiter y por tanto la alteracion con el tiempo de la posicion de los huecos de Kirkwood podria explicar el escaso numero de asteroides que albergan determinadas regiones del cinturon 46 Cambios en las orbitas Editar Articulo principal Efecto Yarkovsky Aunque las resonancias orbitales de los planetas son el modo mas efectivo de modificar las orbitas de los asteroides existen otros medios por los cuales esto sucede Algunas evidencias como el numero de NEA o meteoritos cerca de la Tierra sugieren que las resonancias no son capaces por si solas de producirlas 47 En un primer momento se postulo que las colisiones aleatorias entre asteroides podrian provocar que cayeran dentro de los huecos de Kirkwood y por tanto ser eyectados por las perturbaciones de los planetas Sin embargo los modelos computacionales han mostrado que los efectos que esto produce se encuentran varios ordenes de magnitud por debajo de lo observado Por tanto deben ser mas importantes otros efectos 47 Esquema del efecto Yarkovsky mostrando la asimetria de la emision de radiacion infrarroja en un asteroide I O Yarkovsky propuso a finales del siglo XIX que la luz solar podria provocar alteraciones en las orbitas de los asteroides Este efecto se conoce como efecto Yarkovsky y es posible debido a que la luz transporta momento lineal La luz solar directa que llega al asteroide no modifica su orbita ya que la luz le llega en la misma direccion que la fuerza de atraccion gravitatoria del Sol y a efectos practicos es como si estuviera siendo atraido por un objeto ligeramente menos masivo que el Sol La idea clave de Yarkovsky es que un asteroide posee temperaturas diferentes en su superficie segun su orientacion al Sol Los cuerpos emiten radiacion infrarroja tanto mayor cuanto a mas temperatura se encuentren y estos fotones emitidos le imprimen al asteroide una cantidad de movimiento en sentido contrario de hacia donde fueron radiados De este modo habra una emision asimetrica de fotones y el asteroide se movera Este efecto es mayor si existen diferencias de temperatura entre el afelio y el perihelio del asteroide 47 Mediante el efecto Yarkovsky se pueden determinar sus densidades 48 y se pueden explicar determinadas caracteristicas orbitales y morfologicas que poseen algunas familias de asteroides 49 Algunos cientificos desarrollaron una variacion de los trabajos de Yarkovsky denominada efecto YORP Este efecto predice cambios en las rotaciones y velocidades de los asteroides debido al efecto Yarkovsky y hasta ahora las observaciones realizadas concuerdan plenamente con las predicciones 47 Objetos principales EditarCeres Editar Composicion interna de Ceres de tipo C carbonaceo Puede observarse la capa de hielo en su interior Articulo principal Ceres planeta enano Ceres es el cuerpo celeste mas grande del cinturon y el unico clasificado como planeta enano desde la redefinicion de planeta de 2006 12 Esta clasificacion se debe a que su gravedad lo ha moldeado con una forma casi esferica con un diametro de 940 km aprox y por tanto se dice que posee equilibrio hidrostatico Con anterioridad a 2006 era considerado el asteroide mas grande pero en la actualidad es el planeta enano mas pequeno ya que los otros objetos que comparten esa misma clasificacion como Pluton o Eris son mayores Su magnitud absoluta es de 3 32 mayor que la de cualquier otro cuerpo del cinturon 50 Sin embargo no deja de ser un cuerpo muy oscuro ya que su albedo es de tan solo un 5 Su estructura interna esta formada por un nucleo compuesto de silicatos y una capa de agua en forma de hielo rodeada por una fina corteza Una parte muy pequena del hielo se convierte en vapor de agua debido a la radiacion solar lo que le confiere una tenue atmosfera Su masa es casi un tercio de la del total de cinturon 51 Orbita a una distancia de entre 2 5 y 3 UA y su excentricidad es de solo 0 08 por lo que su orbita es bastante circular Vesta Editar Articulo principal 4 Vesta 4 Vesta descubierto por Olbers en 1807 es el segundo asteroide de mayor masa el tercero en tamano y el mas brillante de todos Esto es debido a que posee un albedo del 42 mayor incluso que el albedo de la Tierra 37 Constituye el 9 de la masa total del cinturon y su diametro medio es de 530 km Orbita a una distancia del Sol muy similar a la de Ceres Vesta posee un nucleo metalico bastante denso de hierro y niquel un manto compuesto de olivino y una corteza muy fina de apenas unos kilometros de grosor Imagen de la elevacion en la superficie de 4 Vesta donde puede observarse el enorme crater de la colision que formo los fragmentos de la familia Vesta Vesta recibio el impacto de otro asteroide dejando un enorme crater sobre su superficie y enviando al cinturon multitud de fragmentos correspondientes al 1 de la masa del asteroide De este modo se formo la familia Vesta de tipo V basalticos pero actualmente solo una pequena parte de estos fragmentos continua orbitando el cinturon pues se cree que el resto fue disipado al alcanzar la resonancia 3 1 con Jupiter en uno de los huecos de Kirkwood Algunos meteoritos caidos sobre la Tierra tienen su origen en esta colision Palas Editar Articulo principal 2 Palas 2 Palas es el segundo objeto de mayor tamano del cinturon aunque 4 Vesta es mas masivo Representa un 7 de la masa del cinturon y su albedo es del 12 ya que es de tipo C Posee la orbita mas excentrica de los cuatro con un valor de 0 23 lo cual hace que su distancia mas cercana al Sol 2 1 UA diste mucho de la mas alejada 3 4 UA Tambien su inclinacion orbital es superior con 34 las de los otros tres son menores que 10 Se cree que un impacto sobre su superficie formo la familia Palas aunque el numero de miembros es escaso En 1803 un ano despues de su descubrimiento y debido a su repercusion William Hyde Wollaston bautizo a un nuevo elemento con el nombre de paladio Higia Editar Articulo principal 10 Higia 10 Higia es el cuarto mayor objeto del cinturon de asteroides con un diametro medio de 431 km aunque presenta una forma bastante alargada y constituye un 3 de la masa total del cinturon Fue descubierto por Annibale de Gasparis en 1849 En cuanto a su composicion es un asteroide carbonaceo tipo C con un albedo del 7 Es el miembro principal de la familia homonima a la que da nombre Se trata de los cuatro del asteroide mas externo cuyo afelio alcanza las 3 5 UA y tarda 5 5 anos en completar su orbita Juno Editar Articulo principal 3 Juno 3 Juno fue el tercer asteroide en ser descubierto y es uno de los mas grandes del cinturon principal de asteroides siendo el segundo mas pesado dentro de los de tipo S Fue descubierto el 1 de septiembre de 1804 por el astronomo aleman Karl Ludwig Harding y bautizado con este nombre en honor a la diosa Juno Al principio fue considerado un planeta como Ceres Palas y Vesta Fue clasificado de nuevo como asteroide junto con los otros tres cuando muchos asteroides mas fueron descubiertos El pequeno tamano de Juno y su forma irregular lo excluyeron de haber sido considerado planeta enano conforme a la clasificacion de la Union Astronomica Internacional Localizacion EditarAunque la mayor parte de los asteroides se encuentran en el cinturon principal tambien existen otros grupos de asteroides Se pueden diferenciar tres regiones de asteroides segun su distancia al Sol 52 Cinturon principal se encuentra situado entre 2 06 y 3 65 53 UA en una region entre Marte y Jupiter A su vez pueden clasificarse familias de asteroides como Hungaria Hilda 54 Eos Themis Cibeles Koronis entre otras Asteroides proximos a la Tierra o NEA del ingles Near Earth Asteroid son asteroides muy proximos a la orbita terrestre situados a menos de 1 3 UA del Sol Se pueden subdividir en tres grupos Asteroides Aton poseen semiejes mayores menores que 1 UA y afelios mayores que 0 983 UA Asteroides Apolo poseen semiejes mayores mas distantes que 1 UA y perihelios menores que 1 017 UA Asteroides Amor poseen perihelios entre 1 017 UA y 1 3 UA El asteroide 1036 Ganymed es el NEA descubierto de mayor tamano Troyanos se encuentran situados cerca de los puntos de Lagrange de Jupiter situados a 60 de la linea que une el Sol y Jupiter Se conocen alrededor de 4000 55 En ocasiones tambien se clasifican dentro de este grupo algunos asteroides situados en los puntos de Lagrange de Neptuno o Marte como es el caso de 5261 Eureka Reciben este nombre debido al primer asteroide de este grupo descubierto 588 Aquiles heroe de la guerra de Troya 56 Familias de asteroides Editar Articulo principal Familia de asteroides Grafico que representa la inclinacion orbital respecto de la excentricidad Pueden observarse regiones donde existe una mayor acumulacion de asteroides se trata de las llamadas familias Cuando el numero de asteroides descubiertos comenzo a ser elevado los astronomos observaron que algunos de ellos compartian ciertas caracteristicas como la excentricidad o la inclinacion orbital Asi fue como el japones Kiyotsugu Hirayama propuso en 1918 la existencia de cinco familias de asteroides lista que con el paso del tiempo se ha ido dilatando 47 Aproximadamente un tercio de los asteroides del cinturon forma parte de una familia Las familias poseen elementos orbitales y espectros similares lo cual indica que tienen su origen en la fragmentacion de un objeto mas grande Existen 20 30 asociaciones que con certeza pueden considerarse familias de asteroides aunque hay muchas otras cuya denominacion de familia no esta tan clara Las asociaciones con menos miembros que las familias se denominan cumulos de asteroides 57 Algunas de las familias mas importantes son en orden de distancia Flora Eunomia Coronis Eos y Temis 58 La familia Flora una de las mas numerosas podria tener su origen en una colision acontecida hace menos de mil millones de anos 59 El asteroide mas grande que forma parte de una familia es 4 Vesta Se cree que la familia Vesta se origino debido a una colision sufrida sobre su superficie Como resultado de la misma colision tambien se formaron los llamados meteoritos HED 60 Se han encontrado tres bandas de polvo dentro del cinturon principal Es posible que esten asociadas a las familias Eos Koronis y Themis debido a que sus orbitas son similares a las de estas bandas 61 Periferia Editar Bordeando el limite interior del cinturon de asteroides se encuentra el grupo Hungaria entre 1 78 y 2 0 UA y con semiejes mayores en torno a 1 9 UA El asteroide que da nombre a esta familia compuesta por 52 asteroides conocidos es 434 Hungaria Esta agrupacion de asteroides se encuentra separada del cinturon principal por el hueco de Kirkwood correspondiente a la resonancia 4 1 y sus miembros poseen inclinaciones muy elevadas Algunos cruzan la orbita de Marte cuyas perturbaciones gravitacionales son probablemente la causa mas notable en la reduccion de la poblacion de este grupo 32 Otro grupo de asteroides con orbitas inclinadas en la parte interior del cinturon es la familia de Focea La gran mayoria de sus miembros son de tipo S a diferencia de la familia Hungaria posee algunos de tipo E con superficies de enstatita La familia Focea orbita entre 2 25 UA y 2 5 UA del Sol 62 En el limite exterior del cinturon se encuentra la familia de Cibeles orbitando entre 3 3 y 3 5 UA en la resonancia 7 4 con Jupiter El grupo de Hilda orbita entre 3 5 y 4 2 UA con orbitas bastante circulares y estables en la resonancia 3 2 de Jupiter Mas alla de 4 2 UA se encuentran muy pocos asteroides hasta la orbita de Jupiter 5 2 UA donde se encuentran los asteroides troyanos Los troyanos pueden dividirse en dos grupos segun el punto de Lagrange de Jupiter que ocupen los que se encuentran en el punto L4 y los que se situan en el lado contrario L5 63 Se desconoce la razon de que el punto L4 se encuentre mucho mas poblado 56 Nuevas familias Editar Algunas familias se han formado recientemente en tiempos astronomicos El cumulo Karin se formo hace 5 8 millones de anos como consecuencia de una colision sufrida por un asteroide de 16 km de radio 64 La familia de Veritas se formo hace 8 7 millones de anos 65 entre las evidencias se incluye polvo interplanetario recogido de los sedimentos oceanicos 66 Mucho mas reciente es el cumulo Datura que se formo hace 450 000 anos a partir de un asteroide del cinturon principal La estimacion de su antiguedad esta basada en la probabilidad estadistica de que sus miembros tengan las orbitas actuales y no en evidencias fisicas solidas Se cree que el cumulo Datura podria haber sido una fuente de polvo y material zodiacal 67 Otras formaciones recientes como el cumulo Iannini hace circa 5 millones de anos o el cumulo Seinajoki tambien podrian haber contribuido a la formacion de este polvo 68 Colisiones Editar Luz zodiacal creada en parte por polvo originado en colisiones entre asteroides Debido a la elevada poblacion del cinturon principal las colisiones entre asteroides suceden de manera frecuente en escalas de tiempo astronomicas Se estima que cada 10 millones de anos se produce una colision entre asteroides cuyos radios exceden de los 10 km 69 Las colisiones en ocasiones provocan la fragmentacion del asteroide en objetos mas pequenos formando una nueva familia de asteroides Tambien puede ocurrir que dos asteroides colisionen a velocidades muy bajas en cuyo caso quedan unidos Debido a estos procesos de colision los objetos que formaron el cinturon de asteroides primitivo apenas guardan relacion con los actuales Tycho un crater lunar originado por un meteorito del cinturon de asteroides Ademas de asteroides el cinturon tambien contiene bandas de polvo formados de particulas con radios de unos pocos cientos de micrometros Este material se produce al menos en parte por colisiones entre asteroides y por el impacto de micrometeoritos en los asteroides Ademas el efecto Poynting Robertson provoca que debido a la radiacion solar este polvo gire lentamente en espiral hacia del Sol 70 La combinacion de este polvo con el material eyectado de los cometas produce la luz zodiacal El brillo que produce aunque debil puede observarse por la noche en direccion hacia el Sol a lo largo de la ecliptica Las particulas que producen la luz zodiacal visible presentan en promedio radios de 40 micrometros El tiempo de vida caracteristico de estas particulas es del orden de 700 000 anos Por lo tanto para mantener las bandas de polvo deben crearse nuevas particulas a un ritmo constante en el cinturon de asteroides 70 Meteoritos Editar Los escombros que se originan en las colisiones pueden formar meteoroides que finalmente alcancen la atmosfera terrestre Un porcentaje mayor que el 99 8 de los 30 000 meteoritos hallados hasta la fecha en la Tierra se cree que se ha originado en el cinturon de asteroides En septiembre de 2007 se publico un estudio que sugeria que el asteroide 298 Baptistina sufrio una colision que provoco el envio de una cantidad considerable de fragmentos al interior del sistema solar Se cree que los impactos de estos fragmentos crearon los crateres Tycho y Chicxulub situados en la Luna y en Mexico respectivamente y este ultimo pudo provocar la extincion de los dinosaurios hace 65 millones de anos 71 Exploracion Editar Representacion artistica de la nave espacial de la mision Dawn con Vesta a la izquierda y Ceres a la derecha La primera nave espacial que atraveso el cinturon de asteroides fue la Pioneer 10 el 16 de julio de 1972 Por aquel entonces existia cierta preocupacion sobre si los escombros que alli habia supondrian un peligro para la nave pero hasta ahora han atravesado el cinturon sin incidentes una decena de naves distintas Las sondas Pioneer 11 Voyager 1 y 2 y Ulysses pasaron por el cinturon sin tomar imagenes La mision Galileo tomo imagenes de 951 Gaspra en 1991 y de 243 Ida y su satelite Dactyl en 1993 NEAR Shoemaker de 253 Matilde en 1997 y 433 Eros en 2000 Cassini Huygens de 2685 Masursky en 2000 Stardust de 5535 Annefrank en 2002 y New Horizons de 132524 APL en 2006 72 La mision Hayabusa que retorno a la Tierra en junio de 2010 73 fotografio y aterrizo sobre la superficie de 25143 Itokawa en 2005 durante dos meses La mision Dawn fue lanzada en 2007 el dia 18 de julio de 2011 se confirmo que la sonda entro en la orbita de Vesta y el 6 de marzo de 2015 entro en orbita alrededor de Ceres La mision WISE fue lanzada el 14 de diciembre de 2009 y buscara mediante deteccion de radiacion infrarroja todos los asteroides cuyo diametro sea mayor a 3 km El lanzamiento de otra mision OSIRIS REx esta previsto que tenga lugar en 2016 y traera a la Tierra muestras de material de la superficie de un asteroide 72 La mayoria de las fotografias tomadas de los asteroides fueron realizadas durante el breve paso por el cinturon de las sondas espaciales que se dirigian hacia otros objetivos a excepcion del NEAR y de la sonda Hayabusa que exploraron determinados asteroides cercanos NEA Solamente la mision Dawn tiene como objetivo primario el estudio de objetos del cinturon principal de asteroides y si estos se cumplen con exito es posible que se desarrolle una extension de la mision que permita exploraciones adicionales 74 Fuente futura de recursos Editar Los asteroides son los cuerpos mas accesibles del sistema solar Se ha sugerido que en un futuro el material de los asteroides cercanos a la Tierra NEA podria ser aprovechable Los materiales mas importantes economicamente son el agua la poseen los asteroides tipo C generalmente en forma de hielo y diversos metales como hierro niquel cobalto o platino asteroides tipos S y M Ya se ha especulado con los metodos posibles para hacerlo y los costes economicos implicados y se cree que por cada tonelada de material terrestre utilizado para la construccion de naves podran obtenerse hasta mil toneladas de material en los asteroides Esto abarataria el coste de los materiales en cuestion y podrian utilizarse para la construccion de estructuras necesarias en futuras exploraciones espaciales 75 76 Vease tambien EditarLista de asteroides Cinturon de Kuiper Disco disperso Nube de OortReferencias EditarNotas Editar Matt Williams 23 de agosto de 2015 What is the Asteroid Belt Universe Today Consultado el 30 de enero de 2016 a b Marvin 2006 p 45 Space Physics Center UCLA ed 2008 Dawn A Journey to the Beginning of the Solar System en ingles Archivado desde el original el 2 de octubre de 2009 Consultado el 6 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