Un asteroide es un cuerpo celeste rocoso mas pequeno que un planeta enano y mayor que un meteoroide ?generalmente no supera los 1.000 kilometros de largo?. La mayoria orbita entre Marte y Jupiter , en la region del sistema solar conocida como cinturon de asteroides ; ^{[ 1 ]} ​ otros se acumulan en los puntos de Lagrange de Jupiter, y la mayor parte del resto cruza las orbitas de los planetas. Habitualmente tienen forma irregular y dentada.

La palabra asteroide procede del griego , ?στεροειδ?? , y significa ≪de figura estelar ≫, ^{[ 2 ]} ​ en referencia al aspecto que presentan cuando son vistos con un telescopio . Fue acunada por William Herschel en 1802, aunque durante la mayor parte del siglo  XIX los astronomos los denominaron planetas. Hasta el 24 de marzo de 2006 a los asteroides se les llamaba tambien planetoides o planetas menores. Sin embargo, estos terminos han caido en desuso. ^{[ 3 ]} ​

Durante mas de dos siglos, Ceres fue considerado el primer asteroide descubierto. Tras la redefinicion de planeta de 2006 , que reclasifico a este cuerpo como planeta enano , tecnicamente es Palas , encontrado en 1802, el primer asteroide descubierto. En estos dos siglos el numero de asteroides conocidos no ha dejado de crecer, alcanzando valores de varios cientos de miles. No obstante, si se sumara toda su masa, el equivalente solo daria para un porcentaje del 5 % de toda la masa de la Luna . ^{[ 4 ]} ​

Los asteroides se clasifican en funcion de su ubicacion, composicion o agrupamiento. Para la ubicacion se toma como referencia la posicion relativa de estos cuerpos respecto al Sol y los planetas. Para la composicion se usan los datos extraidos de los espectros de absorcion . Los agrupamientos se basan en los valores nominales similares del semieje mayor , la excentricidad y la inclinacion de la orbita . Debido a su diminuto tamano y gran distancia de la Tierra, casi todo lo que sabemos de ellos procede de medidas astrometricas y radiometricas , curvas de luz y espectros de absorcion. Gaspra , en 1991, fue el primer asteroide visitado por una sonda espacial , mientras que dos anos despues Ida fue el primero en el que se confirmo la existencia de un satelite .

Origen del nombre ≪asteroide≫ [ editar ]

≪Asteroide≫ es una palabra de origen griego, ?στεροειδ?? , que se puede traducir al espanol como ≪de forma estelar≫. ^{[ 5 ]} ​ Hace alusion al aspecto que ofrecen estos cuerpos vistos a traves de un telescopio. Fue Herschel quien el 6 de mayo de 1802 propuso ante la Royal Society de Londres que tanto Ceres como Palas, unicos asteroides descubiertos hasta ese momento, eran un nuevo tipo de cuerpos, a los que llamo asteroides. ^{[ 6 ]} ​ Sin embargo, la mayoria de los astronomos de la epoca rechazo la propuesta de Herschel por considerarla indigna, ridicula o sin precedentes, y continuaron considerandolos planetas. Giuseppe Piazzi , descubridor de Ceres, empleo el vocablo ≪ planetoide ≫ y solo Heinrich Olbers secundo a Herschel. ^{[ 7 ]} ​ ≪Asteroide≫ no empezo a generalizarse hasta principios del siglo  XX .

En 2013 Clifford Cunningham , en un encuentro de la division planetaria de la Sociedad Astronomica Estadunidense , argumento que la propuesta original procedia del especialista en griego Charles Burney Jr. Segun Cunningham, Herschel pidio sugerencias a varios amigos entre los que estaban Joseph Banks y Charles Burney, quien habria consultado a su hijo. ^{[ 7 ]} ​ A su vez, Banks escribio a Stephen Weston, quien propuso el nombre ≪aorate≫, y Burney escribio a su hijo proponiendo nombres como ≪stellula≫ en clara alusion al diminuto tamano de estos cuerpos. Posteriormente, Burney escribiria a Frances Crewe : They are not allowed by Herschel to be either Planets or Comets, but asteroids, italick, a kind of star ?a name my son, the Grecian, furnished . ^{[ nota 1 ]} ​ Finalmente Herschel se decidio por ≪asteroide≫ por ser la mejor de un monton de malas ideas . ^{[ 8 ]} ​

Terminologia [ editar ]

Tradicionalmente, los cuerpos pequenos que orbitaban alrededor del Sol se clasificaban como cometas , asteroides o meteoroides , siendo estos ultimos todos lo que tenian menos de un metro de diametro. Un articulo de Beech y Steel de 1995 propuso una definicion de meteoroide que incluia limites de tamano. ^{[ 9 ]} ​ ^{[ 10 ]} ​ El termino ≪asteroide≫ nunca tuvo una definicion formal, y la Union Astronomica Internacional preferia la locucion mas amplia de ≪planeta menor≫.

Tras el descubrimiento de asteroides de menos de diez metros de tamano, un articulo de Rubin y Grossman de 2010 reviso la definicion anterior de meteoroide para incluir objetos de entre 10 μm y 1 metro de tamano, para mantener la distincion entre asteroides y meteoroides. ^{[ 11 ]} ​ Los asteroides mas pequenos ya descubiertos (basados ??en la magnitud absoluta H ) son 2008 TS ₂₆ con H =33.2 y 2011 CQ ₁ con H =32.1 , ambos con un tamano estimado de aproximadamente 1 metro. ^{[ 12 ]} ​

En 2006 tambien se introdujo la expresion ≪ cuerpo menor del sistema solar ≫ para cubrir tanto la mayoria de los planetas menores como los cometas. ^{[ 13 ]} ​ ^{[ 14 ]} ​ Otros idiomas prefieren ≪planetoide≫ (en griego, 'similar a un planeta'), y este termino se usa ocasionalmente en ingles, especialmente para planetas menores mas grandes, como los planetas enanos , asi como una alternativa para los asteroides dado que no son como una estrella. ^{[ 15 ]} ​ La palabra ≪ planetesimal ≫ tiene un significado similar, pero se refiere especificamente a los pequenos bloques de construccion de los planetas que existian cuando se estaba formando el Sistema Solar. El termino ≪planetulo≫ fue acunado por el geologo William Daniel Conybeare para describir planetas menores, ^{[ 16 ]} ​ pero no es de uso comun. Los tres objetos mas grandes del cinturon de asteroides, Ceres , Palas y Vesta , crecieron hasta la etapa de protoplanetas . Ceres es un planeta enano, el unico del sistema solar interior .

Cuando se encontraron, los asteroides se vieron como una clase de objetos distintos de los cometas, y no hubo una terminologia unificada para ambos hasta que se acuno ≪cuerpo menor del Sistema Solar≫ en 2006. La principal diferencia entre un asteroide y un cometa es que un cometa muestra una coma debido a la sublimacion de los hielos cercanos a la superficie por la radiacion solar. Unos pocos objetos han terminado listandose doblemente, porque primero se clasificaron como planetas menores, pero luego mostraron evidencia de actividad cometaria. Por el contrario, algunos cometas (quizas todos) finalmente pierden sus hielos hielos volatiles superficiales y se vuelven similares a asteroides. Otra distincion es que los cometas suelen tener orbitas mas excentricas que la mayoria de los asteroides; la mayoria de los ≪asteroides≫ con orbitas notablemente excentricas son probablemente cometas inactivos o extintos. ^{[ 17 ]} ​

Durante casi dos siglos, desde el descubrimiento de Ceres en 1801 hasta el descubrimiento del primer centauro , 2060 Quiron en 1977, todos los asteroides conocidos pasaron la mayor parte de su tiempo en la orbita de Jupiter o dentro de ella, aunque algunos, como Hidalgo , se aventuraron mucho mas alla de Jupiter durante parte de su orbita. Aquellos ubicados entre las orbitas de Marte y Jupiter fueron conocidos durante muchos anos simplemente como Los Asteroides. ^{[ 18 ]} ​ Cuando los astronomos comenzaron a encontrar mas cuerpos pequenos que residian permanentemente mas alla de Jupiter, ahora llamados centauros, los enumeraron entre los asteroides tradicionales, aunque hubo un debate sobre si deberian considerarse asteroides o como un nuevo tipo de objeto. Luego, cuando fue descubierto en 1992 el primer objeto transneptuniano (aparte de Pluton ), Albion , y, especialmente cuando comenzaron a aparecer muchos objetos similares, se idearon nuevos terminos para eludir el problema: objeto del cinturon de Kuiper , objeto transneptuniano, objeto de disco disperso , etc. Estos habitan en los confines frios del sistema solar, donde los hielos permanecen solidos y no se espera que los cuerpos similares a cometas muestren mucha actividad cometaria; si los centauros o los objetos transneptunianos se aventuraran cerca del Sol, sus hielos volatiles se sublimarian y los enfoques tradicionales los clasificarian como cometas y no como asteroides.

Los mas internos de estos son los objetos del cinturon de Kuiper , llamados ≪objetos≫ en parte para evitar la necesidad de clasificarlos como asteroides o cometas. ^{[ 19 ]} ​ Se cree que tienen una composicion predominantemente similar a la de un cometa, aunque algunos pueden ser mas parecidos a los asteroides. ^{[ 20 ]} ​ Ademas, la mayoria no tiene las orbitas altamente excentricas asociadas con los cometas, y los descubiertos hasta ahora son mas grandes que los nucleos de los cometas tradicionales . (Se supone que la nube de Oort , mucho mas distante , es el principal reservorio de cometas durmientes). Otras observaciones recientes, como el analisis del polvo cometario recolectado por la sonda Stardust , estan borrando cada vez mas la distincion entre cometas y asteroides, ^{[ 21 ]} ​ sugiriendo ≪un continuo entre asteroides y cometas≫ en lugar de una linea divisoria nitida. ^{[ 22 ]} ​

Los planetas menores mas alla de la orbita de Jupiter a veces tambien se denominan ≪asteroides≫, especialmente en presentaciones populares. ^{[ 24 ]} ​ Sin embargo, cada vez es mas comun que el termino ≪asteroide≫ se restrinja a los planetas menores del sistema solar interior. ^{[ 19 ]} ​ Por ello este articulo se limitara en su mayor parte a los asteroides clasicos: objetos del cinturon de asteroides , troyanos de Jupiter y objetos proximos a la Tierra .

Cuando la IAU introdujo la clase de ≪cuerpos menores del sistema solar≫ en 2006 para incluir la mayoria de los objetos previamente clasificados como planetas menores y cometas, crearon la clase de ≪planetas enanos≫ para los planetas menores mayores ?aquellos que tienen suficiente masa para volverse elipsoidales bajo su propia gravedad. Segun la IAU: ≪el termino 'planeta menor' todavia se puede usar, pero en general, se preferira la expresion 'cuerpo menor del sistema solar≫. ^{[ 25 ]} ​ Actualmente, solo el objeto mayor del cinturon de asteroides, Ceres, con unos 975 km de ancho, ha sido colocado en la categoria de planeta enano.

Descubrimiento [ editar ]

Durante siglos, astronomos, fisicos y matematicos se preguntaron por el enorme vacio que habia entre las orbitas de Marte y Jupiter , pero no fue hasta el siglo  XIX que Piazzi dio una primera respuesta al descubrir Ceres . En el siglo siguiente, los astronomos ya conocian miles de asteroides, principalmente agrupados en el cinturon de asteroides . Con la llegada de las busquedas automatizadas a finales del siglo  XX y principios del XXI , el numero de asteroides conocido se disparo. En 2012 habia mas de seiscientas mil orbitas computadas. ^{[ 27 ]} ​

Planeta supuesto entre Marte y Jupiter [ editar ]

El primer investigador que se ocupo del hueco que habia entre las orbitas de Marte y Jupiter fue Johannes Kepler . Kepler formulo la hipotesis de que debia existir un planeta desconocido en ese espacio, aunque agrego que quiza no fuese suficiente con uno. Posteriormente otros cientificos retomaron la cuestion. Isaac Newton opinaba que tanto Jupiter como Saturno habian sido puestos por influencia divina en el exterior del sistema solar para no perturbar las orbitas de los planetas interiores. ^{[ cita requerida ]} El filosofo Immanuel Kant dijo que el espacio vacio estaba en proporcion a la masa de Jupiter. Johann Heinrich Lambert pensaba que el hueco era quiza el resultado de la expulsion de algun hipotetico planeta debido a la influencia gravitatoria de Jupiter y Saturno.

Ya en el siglo  XVIII varios astronomos estaban dispuestos a creer en la existencia de multiples planetas desconocidos en el sistema solar. Sin embargo, fue Johann Daniel Titius , en 1766, el primero en aportar la explicacion para la distancia entre las orbitas de Marte y Jupiter que con el tiempo se conoceria como ley de Titius-Bode . La relacion numerica atrajo la atencion de Johann Elert Bode , quien no dudo de su validez y la publico en 1772. El descubrimiento de Urano por William Herschel en 1781 a la distancia que vaticinaba la ley fue la confirmacion definitiva de su fiabilidad y reforzo la creencia en la existencia de un planeta entre Marte y Jupiter. ^{[ 28 ]} ​

Uno de los astronomos que mas interes se tomo en la localizacion del planeta fue el baron Franz Xaver von Zach , director del observatorio de Seeberg . Zach selecciono la region zodiacal, preparo una mapa de estrellas que le permitiera determinar la presencia de nuevos objetos y calculo incluso una hipotetica orbita para el desconocido planeta. En 1800, tras esteriles resultados, convencio a otros astronomos para que le ayudaran en la busqueda. El 20 de septiembre de 1800 se constituyo la Vereinigte Astronomische Gesellschaft, conocida como Sociedad de Lilienthal, con el proposito de cartografiar la region del Zodiaco hasta las mas debiles estrellas. Entre los miembros fundadores estaban Karl Ludwig Harding y Olbers, quienes mas adelante descubririan uno y dos asteroides respectivamente.

Para lograr sus fines, dividieron el Zodiaco en veinticuatro partes iguales y escogieron a otros astronomos hasta completar la cifra de las divisiones. A estos astronomos se les conoce como la policia celeste, aunque varios no llegaron a participar activamente en la busqueda. Entre los seleccionados estaban Herschel y Piazzi, quien no recibio una invitacion formal para unirse a la empresa, aunque a la postre fue el descubridor del nuevo planeta.

Ceres: el primer asteroide [ editar ]

La noche del 1 de enero de 1801, mientras trabajaba en la composicion de un catalogo de estrellas, Piazzi encontro un objeto en la constelacion del Toro . Observo, en las noches sucesivas, que el objeto se movia sobre el fondo estelar. Al principio penso que se trataba de un error, pero luego llego a la conclusion de que habia descubierto un cometa. El 4 de enero anuncio a la prensa el hallazgo, gracias a lo cual varios astronomos europeos, entre ellos Joseph Lalande quien pidio a Piazzi que le enviara sus observaciones, supieron la noticia a finales de febrero. Mas adelante compartio sus observaciones por sendas cartas con Bode y Barnaba Oriani en las que mencionaba la ausencia de nebulosidad alrededor del objeto.

Con los datos que le aportaba Piazzi en su carta, Bode calculo una orbita preliminar. El 26 de marzo comunico en la Academia Prusiana de las Ciencias que la orbita era consistente con el planeta que faltaba entre Marte y Jupiter y posteriormente informo a Zach para que lo publicase en Monatliche Correspondenz . Llego incluso a proponer el nombre de Juno para el nuevo planeta. Piazzi ya habia bautizado su descubrimiento como Cerere Ferdinandea en honor a la diosa patrona de Sicilia y al rey Fernando . A la larga, la comunidad astronomica acepto el nombre de Ceres para el nuevo objeto.

Lalande paso las observaciones de Piazzi a Johann Karl Burckhardt quien calculo una orbita eliptica con ellas y envio sus resultados a Zach a primeros de junio. A finales del mismo mes, la comunidad astronomica estaba convencida de que Ceres era un nuevo planeta. Sin embargo, la tardanza de Piazzi en proporcionar los datos de sus observaciones frustraron los intentos de recuperarlo. Zach, en carta enviada a Oriani el 6 de julio, critico a Piazzi por haber mantenido en secreto su trabajo. Para finales de agosto muchos astronomos, en especial en Francia, dudaban de la existencia del objeto.

En septiembre se publicaron todas las observaciones de Piazzi. Carl Friedrich Gauss calculo una nueva orbita eliptica que mejoraba mucho la anteriormente obtenida por Burckhardt, quien en realidad trabajo con pocas observaciones. El 7 de diciembre Zach llego a ver el planeta enano, pero el mal tiempo de los siguientes dias le impidio continuar con sus observaciones. Finalmente, el 31 de diciembre Zach y el 2 de enero Olbers observaron independientemente Ceres en la posicion predicha por los calculos de Gauss, con lo que se confirmaba la existencia del objeto.

Palas, Juno y Vesta [ editar ]

Unos meses despues de la recuperacion de Ceres, el 28 de marzo de 1802, Olbers encontraba otro objeto de caracteristicas parecidas, pero con inclinacion y excentricidad mayores. Dos dias despues estaba seguro de que se hallaba ante un nuevo planeta, al que denomino Palas , pues observo que se desplazaba respecto a las estrellas de fondo. El 4 de abril, Zach confirmo el descubrimiento de Olbers y extendio la noticia que fue enseguida aceptada por la mayoria de astronomos europeos. Para tratar de casar la ley de Bode-Titius, cuyo fundamento fisico, aunque desconocido, no habia sido puesto en duda, con la presencia de dos cuerpos en lugar de uno, Olbers propuso que Ceres y Palas eran trozos de un planeta mayor que se habia fragmentado por fuerzas internas o por un impacto.

La consecuencia inmediata de la teoria de Olbers fue que podrian existir mas objetos entre las orbitas de Marte y Jupiter aun por descubrir. Asi, Harding, tras constantes observaciones de la region del firmamento donde se cruzaban las orbitas de Ceres y Palas, termino por encontrar a Juno el 1 de septiembre de 1804. Dias despues, Hofrath Huth , en una carta enviada a Bode, aventuraba que no seria el ultimo descubrimiento y que estos cuerpos podrian haberse originado a la vez que el resto de planetas y de la misma forma, en contra de lo que postulaba Olbers.

Casi tres anos despues, Olbers descubrio un cuarto asteroide, Vesta , en la misma region del cielo y que ha resultado ser el mas brillante. El nombre fue propuesto por Gauss. Estos cuatro descubrimientos reforzaron la teoria olbersiana, a pesar de ser objetivamente pocos. Sin embargo, ya en 1812, Joseph-Louis de Lagrange la cuestionaba, afirmando que era extraordinaria, pero improbable.

Miles de asteroides [ editar ]

Tras los primeros descubrimientos, pasaron cerca de cuarenta anos hasta que Karl Ludwig Hencke encontro el quinto tras cinco lustros de intensa busqueda. Este largo lapso de tiempo se puede explicar por tres causas principales. En primer lugar, la mayoria de astronomos, influidos por la teoria de Olbers, hicieron sus busquedas en la misma region del espacio en las que se descubrieron los primeros cuerpos. En segundo, la busqueda sistematica de nuevos planetas no fue considerada una prioridad astronomica, puesto que los primeros cuerpos se encontraron por accidente. Por ultimo, la ausencia de buenas cartas celestes, donde se mostrase de forma inequivoca la posicion de las estrellas, desalento a los astronomos porque no se tenia certeza de hallarse ante un nuevo planeta o una estrella.

Con el acceso a un numero cada vez mayor de cartas celestes, los astronomos dispusieron de medios para emprender la tarea con suficientes garantias. Asi, en 1857 ya se habian descubierto cincuenta y el numero cien se catalogo en 1868. El 22 de diciembre de 1891, Maximilian Franz Wolf descubrio Brucia mediante la astrofotografia, tecnica que acelero el aumento de la nomina de asteroides.

Mientras aumentaba el numero de asteroides, los astronomos se cuestionaban su origen. Francois Arago observo que las orbitas no se intersecaban en la misma region del espacio, lo que ponia en duda la teoria de Olbers, aunque admitio que el entrelazamiento de las orbitas sugeria algun tipo de relacion. Mas adelante, en 1867, Daniel Kirkwood postulo que los asteroides se habian originado a partir de un anillo de materia que no llego a formar un planeta debido a la influencia gravitatoria de Jupiter. Esta teoria termino por convertirse en la dominante en los circulos astronomicos. El mismo Kirkwood encontro que no existian asteroides cuyos periodos de traslacion tuviesen una relacion de numeros enteros sencillos con Jupiter por lo que se producian huecos en la distribucion de los asteroides. En 1918 Kiyotsugu Hirayama encontro similitudes en los parametros orbitales de varios asteroides, concluyo que tenian un origen comun, probablemente tras colisiones catastroficas, y llamo a estas agrupaciones familias de asteroides .

Metodos manuales del siglo  XX e informes modernos [ editar ]

Hasta 1998 los asteroides se descubrian mediante un proceso de cuatro pasos. Primero, se fotografiaba una region del cielo con un telescopio de campo amplio o astrografo . Se tomaban pares de fotografias, generalmente con una hora de diferencia. Se pueden tomar varios pares durante una serie de dias. En segundo lugar, las dos peliculas o placas de la misma region se observaban bajo un estereoscopio . Cualquier cuerpo en orbita alrededor del Sol se moveria ligeramente entre el par de peliculas. Bajo el estereoscopio, la imagen del cuerpo parecia flotar ligeramente sobre el fondo de estrellas. En tercer lugar, una vez que se identificaba un cuerpo en movimiento, su ubicacion se media con precision utilizando un microscopio digitalizador. La ubicacion se media en relacion con las ubicaciones de estrellas conocidas. ^{[ 29 ]} ​

Estos tres primeros pasos no constituian el descubrimiento de un asteroide: el observador solo habia encontrado una aparicion, que recibia una designacion provisional , compuesta por el ano del descubrimiento, una letra que representa la quincena del descubrimiento y, finalmente, una letra y un numero que indicaba el numero secuencial del descubrimiento (ejemplo: 1998 FJ74).

El ultimo paso del descubrimiento era, desde 1947, enviar las ubicaciones y la hora de las observaciones al Centro de Planetas Menores , donde programas informaticos determinaban si una aparicion se unia a apariciones anteriores en una sola orbita. Si era asi, el objeto recibia un numero de catalogo y el observador de la primera aparicion con una orbita calculada era declarado descubridor y se le otorgaba el honor de nombrar al objeto sujeto a la aprobacion de la Union Astronomica Internacional .

Metodos informatizados [ editar ]

Hay un interes creciente en identificar asteroides cuyas orbitas se cruzan con la de la Tierra y que, con el tiempo suficiente, podrian colisionar con ella (ver asteroides que cruzan la Tierra ). Los tres grupos mas importantes de asteroide proximo a la Tierra son los Apolos , Amors y Atons . Se han propuesto varias estrategias de mitigacion de asteroides , ya en la decada de 1960.

El asteroide proximo a la Tierra 433 Eros ya se habia descubierto en 1898, y la decada de 1930 trajo una rafaga de objetos similares. En orden de descubrimiento, estos fueron: 1221 Amor , 1862 Apolo , 2101 Adonis y, finalmente, 69230 Hermes , que se acerco a 0,005 ua de la Tierra en 1937. Los astronomos comenzaron a darse cuenta de las posibilidades de un impacto con la Tierra.

Dos sucesos de decadas posteriores aumentaron la alarma: la creciente aceptacion de la hipotesis de Alvarez de que un impacto astronomico produjo la Extincion masiva del Cretacico-Paleogeno , y la observacion en 1994 del cometa Shoemaker-Levy 9 chocando contra Jupiter. El ejercito de EE. UU. tambien desclasifico la informacion de que sus satelites militares , construidos para detectar explosiones nucleares , habian detectado cientos de impactos en la atmosfera superior de objetos de entre uno y diez metros de diametro.

Todas estas consideraciones ayudaron a impulsar el lanzamiento de campanas de reconocimiento altamente eficientes que consisten en camaras con dispositivo de carga acoplada (CCD) y computadoras conectadas directamente a los telescopios. En 2011, se estimo que se habian descubierto entre el 89 % y el 96 % de los asteroides cercanos a la Tierra de un kilometro o mas de diametro. ^{[ 30 ]} ​ Una lista de equipos que usan tales sistemas son: ^{[ 31 ]} ​ ^{[ 32 ]} ​

• Lincoln Near-Earth Asteroid Research (LINEAR)
• Near Earth Asteroid Tracking (NEAT)
• Spacewatch
• Lowell Observatory Near-Earth-Object Search (LONEOS)
• Catalina Sky Survey (CSS)
• Pan-STARRS
• NEOWISE
• Asteroid Terrestrial-impact Last Alert System (ATLAS)
• Campo Imperatore Near-Earth Object Survey (CINEOS)
• Japanese Spaceguard Association
• Asiago-DLR Asteroid Survey (ADAS)

A fecha de 29 de octubre de 2018, solo el sistema LINEAR habia descubierto 147 132 asteroides . ^{[ 33 ]} ​ Entre todos las campanas, se han descubierto 19 266 asteroides cercanos a la Tierra, ^{[ 34 ]} ​ incluidos casi 900 de mas de 1 kilometro de diametro. ^{[ 35 ]} ​

Caracteristicas [ editar ]

Los asteroides son cuerpos menores, rocosos y que orbitan alrededor del Sol a distancias inferiores a la de Neptuno. La mayoria esta situada entre las orbitas de Marte y Jupiter. Tienen tamanos reducidos y formas irregulares, salvo algunos de mayor tamano como Palas , Vesta o Higia que tienen formas ligeramente redondeadas.

Se originaron a partir de la colision de cuerpos mayores que no llegaron a conformar un planeta por la influencia gravitatoria de Jupiter. ^{[ 39 ]} ​

Formas, tamanos y distribucion de masas [ editar ]

El tamano de los asteroides varia entre los 1000 km del mas grande hasta rocas de apenas una decena de metros. Los tres mas grandes son similares a planetas en miniatura: Son mas o menos esfericos, su interior esta parcialmente diferenciado y se cree que son protoplanetas. Sin embargo, la gran mayoria son mucho mas pequenos, de forma irregular y, o bien son restos supervivientes de los primitivos planetesimos , o bien fragmentos de cuerpos mas grandes producidos tras colisiones catastroficas.

Ceres antes considerado el mas grande asteroide, ha ingresado en la categoria de planeta enano. Por tanto, ahora los de mayor tamano son Palas y Vesta, ambos con diametros poco mayores de 500 km. Vesta, ademas, es el unico asteroide del cinturon principal que, en ocasiones, puede verse a simple vista . En contadas ocasiones, asteroides cercanos a la Tierra como Apofis pueden verse con el ojo desnudo.

La masa de todos los asteroides del cinturon principal esta estimada entre 2,8 y 3,2×10 ²¹  kg; o, lo que es igual, un 4 % de la masa de la Luna. Ceres, con 9,5×10 ²⁰  kg, representa la tercera parte del total. Junto a Vesta (9 %), Palas (7 %) e Higia (3 %) alcanza a mas de la mitad de la masa. Los siguientes tres asteroides Davida (1,2 %), Interamnia (1 %) y Europa (0,9 %) solo anaden otro 3 % a la masa total. A partir de aqui, el numero de asteroides aumenta rapidamente al tiempo que sus masas individuales disminuyen.

El numero de asteroides disminuye notablemente conforme aumenta el tamano. Aunque esto sigue una distribucion de potencias, hay saltos para los 5 y 100 km donde se encuentran mas asteroides de lo esperado segun una distribucion logaritmica .

En la figura de la derecha se comparan los tamanos relativos entre un plantea, un planetesimal, cometas, asteroides, meteoroides y granos de polvo. En esta diagrama se compara con el asteroide Chicxulub, que segun las simulaciones mas recientes han acotado su tamano entre 10 y 15 km. ^{[ 40 ]} ​

Distribucion en el sistema solar [ editar ]

Asteroides proximos a la Tierra [ editar ]

Esta seccion es un extracto de Asteroide proximo a la Tierra . [ editar ]

Un asteroide proximo a la Tierra o NEA ?acronimo ingles de near-Earth asteroid ? es un objeto astronomico no cometario ni meteoritico que se caracteriza por tener una trayectoria que lo lleva a acercase a mas de 1,3 ua del Sol y a menos de 0,3 ua de la Tierra. ^{[ 41 ]} ​ Eros fue el primer asteroide de este grupo en ser descubierto.

Hay mas de 10 000 asteroides conocidos con estas caracteristicas, con diametros que varian desde un metro a los aproximadamente 32 km de Ganimedes . ^{[ 42 ]} ​ Los que superan el kilometro se acercan a los 1000. ^{[ 43 ]} ​ Probablemente existen decenas de miles de NEA de tamanos entre 1?2000 m .

Parte de estos cuerpos son residuos de cometas extinguidos y su composicion es comparable a la de los asteroides del cinturon principal o a la de los cometas de periodo corto. ^{[ 44 ]} ​ Otros NEA se cree que se originan en el cinturon de asteroides donde la influencia gravitatoria de Jupiter expulsa al sistema solar interior a los asteroides que caen en los huecos de Kirkwood . ^{[ 45 ]} ​

Los NEA solamente sobreviven en su orbita de 10 a 100 millones de anos. ^{[ 46 ]} ​ Al final, son eliminados por decaimiento y crecimiento de su orbita causados por el Sol, por colisiones con los planetas internos, por perturbaciones gravitacionales con otros cuerpos o al ser expulsados del sistema solar por alteraciones de su trayectoria al pasar cerca de los planetas. Tales procesos han debido eliminar muchos de ellos desde hace mucho tiempo, pero tambien han sido reemplazados con regularidad por la migracion orbital de otros, procedentes del cinturon de asteroides . El efecto Yarkovsky contribuye a que el suministro de asteroides a las resonancias jovianas sea continuo. ^{[ 47 ]} ​

Algunas de las orbitas de los NEA suponen un peligro de colision para la Tierra. Por otra parte, los NEA son mas facilmente observables desde naves espaciales que desde la Tierra misma; de hecho algunos pueden ser alcanzados con mucho menos Delta-v que lo que lleva alcanzar a la Luna . Dos NEA han sido visitados por naves espaciales:

• Eros por la sonda espacial NEAR Shoemaker de la NASA y
• Itokawa , por la sonda Hayabusa , mision dirigida por la JAXA (Agencia Japonesa de Exploracion Aeroespacial).

Los NEA se dividen en tres grupos principales atendiendo al semieje mayor , perihelio y afelio : asteroides Aton , asteroides Apolo y asteroides Amor . ^{[ 48 ]} ​

Asteroides Aton [ editar ]

Esta seccion es un extracto de Asteroide Aton . [ editar ]

Un asteroide Aton es cualquiera de los asteroides con una orbita cuyo semieje mayor sea menor que el de la Tierra (1  ua ). ^{[ 49 ]} ​ Esta clasificacion lleva el nombre del asteroide Aton , que da nombre al grupo.

El hecho de que el semieje mayor de los asteroides Aton sea menor que el de la Tierra no quiere decir que esten totalmente contenidos en su orbita, ya que con la suficiente excentricidad pueden cruzarla. De hecho, la gran mayoria de estos asteroides cruzan la orbita terrestre. Los asteroides Aton que no cruzan la orbita de la Tierra forman el subgrupo de asteroides Aton denominado asteroides Apohele .

Los asteroides Aton conforman uno de los tres grupos de asteroides que son objetos proximos a la Tierra , a excepcion del subgrupo de los asteroides Apohele que no son considerados asi al no cruzar la orbita terrestre.

Ejemplos de asteroides Aton son, ademas del propio Aton, Hathor , Keops , Apofis , 1999 KW4 , 2017 BM3 , 2018 DV1 , 2002 AA ₂₉ y 2010 TK ₇ , en el punto L ₄ de la orbita de la Tierra. ^{[ 50 ]} ​ Algunos asteroides de este grupo, como Cruithne , tienen orbitas similares a la terrestre.

Son aquellos que tienen un semieje mayor inferior a 1 ua . El asteroide Aton da nombre al grupo. Si ademas no cruzan la orbita terrestre se les denomina asteroides Apohele , asteroides Atira u objetos interiores a la Tierra. ^{[ 51 ]} ​

Asteroides Apolo [ editar ]

Esta seccion es un extracto de Asteroide Apolo . [ editar ]

Los asteroides Apolo son un grupo de asteroides cercanos a la Tierra que llevan el nombre del asteroide Apolo , descubierto por el astronomo aleman Karl Reinmuth en la decada de 1930. Son Asteroides que cruzan la orbita de la Tierra y tienen un semieje mayor orbital mayor que el de la Tierra (a > ua ) pero distancias de perihelio menores que la distancia del afelio de la Tierra (q < 1,017 ua). ^{[ 52 ]} ​ ^{[ 53 ]} ​ Se estima que hay unos 70 millones con tamanos similares a una casa. Hermes e Icaro son ejemplos de asteroides Apolo. De los asteroides Apolo conocidos el mayor es Sisifo , con un diametro de alrededor de 10 km , aproximadamente el mismo tamano que tenia el objeto cuyo impacto creo el crater de Chicxulub , que se piensa fue el causante de la extincion de los dinosaurios . Otro asteroide Apolo mayor es Geografo , de 5,1 km de largo por 1,8 km de ancho.

En diciembre de 2018, el numero de asteroides Apolo conocidos era de 10 485 , lo que convierte a la clase en el grupo mas poblado de objetos cercanos a la Tierra (comparese con los asteroides Aton , Amor y Atira ), ^{[ 54 ]} ​ de los que 1409 estan numerados ?los asteroides no se numeran hasta ser observados en dos o mas oposiciones?, y 1648 estan identificados como asteroides potencialmente peligrosos . ^{[ 55 ]} ​ ^{[ 56 ]} ​ Un acercamiento peligroso es aquel en el que el asteroide y la Tierra se encuentran a una distancia igual o menor a un millon de kilometros (para ilustrar, la distancia promedio entre la Tierra y la Luna es de 384 400 km . Tres de ellos ( 1994 XM ₁ , 1993 KA ₂ y 1994 ES ₁ ) pasan entre los 100 000?200 000 km (dentro de la orbita de la Luna ). El meteorito de Cheliabinsk del 15 de febrero de 2013 que exploto sobre la ciudad de Cheliabinsk en la region sur de los Urales de Rusia, hiriendo a unas 1500 personas con los vidrios caidos de las ventanas rotas, era un asteroide de clase Apolo. ^{[ 57 ]} ​ ^{[ 58 ]} ​

Cuanto mas cerca este su semieje mayor del de la Tierra, menos excentricidad se necesita para que las orbitas se crucen. Los asteroides Apolo solo podrian dejar de cruzar la orbita de la Tierra si su perihelio fuese mayor que el de la Tierra (0,983 ua), si los perihelios del asteroide y de la Tierra estuviesen casi alineados con el Sol, y si la excentricidad del asteroide fuese muy similar a la terrestre. El margen para que ocurra eso es minimo y en la practica no sucede; es decir, todos los asteroides Apolo cruzan la orbita de la Tierra.

Asteroides Amor [ editar ]

Esta seccion es un extracto de Asteroide Amor . [ editar ]

Un asteroide Amor es cualquiera de los asteroides con una orbita que contenga totalmente a la terrestre y que tenga un perihelio menor de 1,3  ua ; es decir, con un perihelio entre el afelio de la Tierra (1,017 ua) y el extremo exterior suficiente para ser NEA ?siglas de near-Earth asteroid , asteroides proximos a la Tierra ? (1,3 ua), sin limite superior para el afelio y el semieje mayor .

Con ello, los asteroides Amor son asteroides que llegan desde fuera de la orbita de la Tierra hasta sus cercanias (1,017-1,3 ua) pero pueden cruzar la orbita de Marte e incluso la de Jupiter . Este grupo de asteroides lleva el nombre del asteroide Amor , aunque el primero en ser descubierto fuera Eros . Es uno de los tres grupos de asteroides que son NEA.

En 2019 se conocian 7427 asteroides Amor, 153 estaban numerados y 75 nombrados. ^{[ 59 ]} ​ ^{[ 60 ]} ​

Aproximadamente una decima parte de los asteroides potencialmente peligrosos (PHA) son asteroides Amor, que deben tener un perihelio de menos de 1,05 ua. Aproximadamente, el 20% de los Amor conocidos cumplen con este requisito, y alrededor de una quinta parte de ellos son PHA. Entre los cincuenta Amor conocidos que son potencialmente destacan (2061) Anza , (3122) Florence , (3908) Nyx y (3671) Dionysus .

Un asteroide pacedor de la Tierra exterior ( Outer Earth-grazer asteroids ) es un asteroide que normalmente esta mas alla de la orbita de la Tierra, pero que puede acercarse al Sol mas que el afelio de la Tierra (1,0167 ua) y no mas cerca que el perihelio de la Tierra (0,9833 ua); es decir, el perihelio del asteroide se encuentra entre el perihelio y el afelio de la Tierra. Los asteroides que rozan la Tierra exterior se dividen entre los asteroides Amor y Apolo : usando la definicion de asteroides Amor, los ≪pacedores de la Tierra≫ que nunca se acercan mas al Sol que la Tierra (en cualquier punto a lo largo de su orbita) son Amor, mientras que los que lo hacen son Apolos.

Asteroides potencialmente peligrosos [ editar ]

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Este articulo o seccion tiene referencias , pero necesita mas para complementar su verificabilidad . Busca fuentes: ≪Asteroide≫ – noticias  · libros  · academico  · imagenes Este aviso fue puesto el 30 de octubre de 2015.

Se denomina asteroide potencialmente peligroso o PHA (por sus siglas en ingles : Potentially Hazardous Asteroid ) a los asteroides cercanos a la Tierra (NEA) cuya distancia minima de interseccion orbital con la terrestre es de 0,05  ua o menor, con una magnitud absoluta de 22 o mas brillante. ^{[ 61 ]} ​ Esta distancia es aproximadamente una vigesima parte de la distancia media entre la Tierra y el Sol , y se cree que es la mayor magnitud posible de perturbacion orbital dentro de una escala de tiempo de 100 anos que podria resultar en una colision. Los PHA constituyen alrededor del 20 % de los asteroides cercanos a la Tierra. ^{[ 62 ]} ​ El mayor de estos cuerpos es Toutatis .

Se considera que estos objetos entranan cierto riesgo de colisionar con la Tierra causando danos que pueden oscilar entre pequenas destrucciones locales y grandes extinciones . El sistema de vigilancia estadounidense Sentry detecta y monitorea todos los PHA conocidos, pero tambien todos los demas objetos potencialmente peligrosos para la Tierra.

La caida de asteroides de roca o hierro mayores de 50  m de diametro sucede con un intervalo medio de cien anos, lo que puede producir catastrofes locales y maremotos . Cada varios cientos de miles de anos, asteroides de mas de un kilometro causan catastrofes globales. En este ultimo caso, los restos del impacto se esparcen por la atmosfera terrestre de tal modo que la vida vegetal sufre lluvia acida , interrupcion parcial de la luz solar y grandes incendios causados por los fragmentos de alta temperatura que caen al suelo tras la colision ( invierno nuclear ). Estos impactos han ocurrido muchas veces en el pasado y seguiran ocurriendo en el futuro. A algunos de ellos se les atribuye la causa de grandes extinciones, como la extincion K-T que mato a los dinosaurios o la gigante del Permico que mato a mas del 90 % de las especies y seres vivos. Por tanto, descubrir estos objetos y estudiarlos para determinar su tamano, composicion, estructura y trayectoria es una actividad prudente.

Asteroides del cinturon principal [ editar ]

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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 el 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 . ^{[ 63 ]} ​

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 . El mas masivo de todos es Ceres, 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.

El cinturon de asteroides esta dividido en varias regiones segun los limites que marcan las resonancias jovianas . Sin embargo, no todos los autores se ponen de acuerdo. Para la mayoria se divide en interior, exterior y medio o principal propiamente dicho, cuyos limites son las resonancias 4:1 y 2:1. A su vez, el cinturon principal se divide en tres zonas designadas con numeros romanos y limitadas por las resonancias 3:1 y 5:2. Una ultima resonancia, 7:3, marca una interrupcion en la zona III. Algunos asteroides tienen orbitas tan excentricas que llegan a cruzar la orbita de Marte (en ingles, Mars-crossing asteroids ).

Hungarias [ editar ]

Los hungarias o asteroides del grupo de Hungaria son cuerpos menores situados entre 1,78 y 2,06 ua, con inclinaciones orbitales elevadas y excentricidad menor de 0,18. Son el resultado de una colision catastrofica producida hace menos de quinientos millones de anos y cuyo fragmento mayor es Hungaria , que da nombre al grupo, la region y la familia. La mayoria de los cuerpos de este conjunto pertenecen al grupo asteroidal de Hungaria . Son objetos muy brillantes, con magnitudes absolutas inferiores a 18 y pertenecen a los tipos espectrales E y X. ^{[ 64 ]} ​

Hildas [ editar ]

Los hildas o asteroides del grupo de Hilda son cuerpos menores que tienen resonancia orbital 3:2 con Jupiter ^{[ nota 2 ]} ​ y un semieje mayor comprendido entre 3,8 y 4,1 ua aproximadamente. Los miembros centrales del grupo tienen una alta estabilidad orbital y pertenecen a los tipos espectrales D y P. La mayoria esta agrupado en las familias de Hilda y de Schubart. ^{[ 65 ]} ​

Asteroides troyanos [ editar ]

Esta seccion es un extracto de Asteroide troyano . [ editar ]

Los asteroides troyanos son asteroides que comparten orbita con un planeta en torno a los puntos de Lagrange estables L ₄ y L ₅ , los cuales estan situados 60° delante y 60° detras del planeta en su orbita. Los asteroides troyanos se encuentran distribuidos en dos regiones alargadas y curvadas alrededor de esos puntos y, en el caso de Jupiter, con un semieje mayor de 5,2  UA . La Tierra tambien posee un asteroide troyano, que lo acompana en su viaje alrededor del Sol, el cual mide alrededor de 300 metros de diametro y ha sido bautizado con el nombre de 2010 TK ₇ .

Tradicionalmente el termino se ha referido a los asteroides troyanos de Jupiter , los primeros en ser descubiertos y los mas numerosos hasta la fecha con diferencia. Sin embargo, con el descubrimiento de asteroides en los puntos de Lagrange de otros planetas ?orbitas de Marte y de Neptuno , Tierra y Urano. ^{[ 66 ]} ​?, el termino se ha extendido para englobarlos a todos. Solo Saturno y los planetas interiores a la Tierra no tienen asteroides troyanos confirmados. El nombre ≪troyano≫ se debe a que se establecio la convencion de bautizar a los asteroides que ocupaban dichos puntos de la orbita de Jupiter con el nombre de los personajes de la guerra de Troya : los que anteceden al planeta pertenecen al grupo del campo griego y los que siguen al planeta al grupo del campo troyano. En abril de 2010, el numero de troyanos conocidos superaba los 4000, y de ellos solo diez no pertenecian a Jupiter. ^{[ 67 ]} ​

El primer troyano, Aquiles , lo descubrio el 22 de febrero de 1906 el astronomo aleman Max Wolf en el punto L ₄ de la orbita joviana. Hubo de transcurrir casi un siglo para descubrir troyanos de otros planetas. El 20 de junio de 1990 se encontro Eureka , primer troyano de Marte, y el 21 de agosto de 2001 se hallo a 2001 QR ₃₂₂ , el primero de Neptuno . Mas tarde se descubrieron sendos troyanos en las orbitas de la Tierra y Urano . Se cree que el numero total de troyanos de Jupiter mayores de 1 km ronda el millon, una cantidad similar al numero de asteroides del cinturon principal del mismo tamano. Como en aquel, los troyanos forman familias de asteroides .

Hay dos teorias para explicar su origen y ubicacion. La primera indica que se formarian durante la ultima etapa de acrecion planetaria en la misma region en la que se encuentran. La segunda establece que, durante la migracion planetaria, el primitivo cinturon de Kuiper se desestabilizo y millones de objetos fueron expulsados al interior del sistema solar donde se incorporaron a los puntos de Lagrange de los planetas gaseosos.

Los troyanos son cuerpos oscuros cuyo espectro de emision es ligeramente rojizo y carente de peculiaridades. No existen evidencias solidas de la presencia de agua o materia organica en su interior. Sus densidades varian entre 0,8 y 2,5 g/cm³. Se cree que fueron capturados en sus orbitas durante los primeros estadios de la formacion del sistema solar , durante la migracion de los planetas gigantes .

Centauros [ editar ]

Esta seccion es un extracto de Centauro (astronomia) . [ editar ]

En astronomia planetaria , un centauro es un cuerpo menor del sistema solar con un perihelio o un semieje mayor entre aquellos de los planetas exteriores . Los centauros generalmente tienen orbitas inestables porque cruzan, o han cruzado, las orbitas de uno o mas de los planetas gigantes ; casi todas sus orbitas tienen vidas dinamicas de solo unos pocos millones de anos, ^{[ 68 ]} ​ pero hay un centauro conocido, (514107) Ka?epaoka?awela , que puede estar en una orbita estable (aunque retrograda) . ^{[ 69 ]} ​ ^{[ 70 ]} ​ Los centauros suelen mostrar las caracteristicas tanto de los asteroides como de los cometas . Reciben su nombre de los centauros mitologicos que eran una mezcla de caballo y humano. El sesgo de observacion hacia objetos grandes dificulta la determinacion de la poblacion total de centauros. Las estimaciones del numero de centauros en el Sistema Solar de mas de 1 km de diametro oscilan entre 44 000 . ^{[ 68 ]} ​ y mas de 10 000 000. ^{[ 71 ]} ​ ^{[ 72 ]} ​

El primer centauro que se descubrio, segun la definicion del Jet Propulsion Laboratory y la que se usa aqui, fue 944 Hidalgo en 1920. Sin embargo, no fueron reconocidos como una poblacion distinta hasta el descubrimiento de (2060) Quiron en 1977. El centauro mas grande confirmado es (10199) Chariklo , que con 260 kilometros de diametro es tan grande como un asteroide mediano del cinturon principal , y se sabe que tiene un sistema de anillos . Fue descubierto en 1997.

Ningun centauro ha sido fotografiado de cerca mediante alguna sonda espacial, aunque hay evidencia de que la luna Febe de Saturno , fotografiada por la sonda Cassini en 2004, pudiera ser un centauro capturado que se habria originado en el cinturon de Kuiper . ^{[ 73 ]} ​ Ademas, el telescopio espacial Hubble ha obtenido informacion sobre las caracteristicas de la superficie de (8405) Asbolo .

Ceres puede haberse originado en la region de los planetas exteriores, ^{[ 74 ]} ​ y, de ser asi, podria considerarse un antiguo centauro, pero todos los centauros que se ven hoy en dia se originaron en otros lugares.

De los objetos que se sabe que ocupan orbitas similares a las de los centauros, se ha encontrado que aproximadamente 30 muestran comas de polvo similares a los de un cometa, siendo tres ?Quiron, (60558) Echeclus y 29P/Schwassmann-Wachmann 1?, los que tienen niveles detectables de produccion volatil en orbitas completamente mas alla de Jupiter. ^{[ 75 ]} ​ Por lo tanto, Quiron y Echeclus se clasifican como centauros y cometas, mientras que Schwassmann-Wachmann 1 siempre ha tenido la designacion de cometa. Se sospecha que otros centauros, como (52872) Okyrhoe , han mostrado comas. Se espera que cualquier centauro que sea perturbado lo suficientemente cerca del Sol se convierta en un cometa.

Clasificacion de los asteroides segun tipos espectrales [ editar ]

El estudio de la luz reflejada por los asteroides proporciona indicios de sus composiciones superficiales. El analisis de los espectros de absorcion de cientos de asteroides ha permitido clasificarlos en diferentes tipos atendiendo a diversos criterios, siendo los principales tipos “S”, “C”, “M”, “V” y “D”. Sin embargo, distintos materiales pueden tener similares espectros de absorcion que, a su vez, pueden estar afectados por el estado de la superficie: si es porosa o compacta; si las rocas estan mas o menos fragmentadas; si esta cubierta de polvo; o si ha sufrido una larga exposicion a las radiaciones solar y cosmica . ^{[ 76 ]} ​ Los principales modelos de clasificacion espectral son Tholen y SMASS.

Tipo espectral S [ editar ]

Los asteroides del tipo S representan alrededor del 17 % de los asteroides conocidos y tienen un albedo promedio de 0,14. Contienen metales en su composicion y estan formados fundamentalmente por silicio . Abundan en la parte interna del Cinturon.

Tipo espectral C [ editar ]

Los asteroides del tipo C tienen un albedo menor que 0,04 y constituyen mas de la mitad de los asteroides conocidos. Son extremadamente oscuros y semejantes a meteoritos. Contienen rocas con un elevado porcentaje de carbono .

Tipo espectral M [ editar ]

Los asteroides del tipo M son brillantes (albedos entre 0,10 y 0,18), ricos en metales (principalmente niquel y hierro ) y parecen proceder del nucleo de asteroides diferenciados.

Tipo espectral V [ editar ]

Estos asteroides, tambien llamados vestoides, son objetos astronomicos cuyo espectro es muy similar al de Vesta , el mas grande con diferencia. La mayoria tiene valores de excentricidad e inclinacion de la orbita parecidos a los de Vesta y un rango del semieje mayor entre 2,18 y 2,5 unidades astronomicas (hueco de Kirkwood 3:1). Esto permite suponer un origen comun tras un gran impacto sobre Vesta. Son relativamente brillantes y en composicion estan equiparados a los asteroides del tipo S, pero contienen mas piroxeno. Estan relacionados con los meteoritos HED .

Tipo espectral D [ editar ]

Los asteroides del tipo D tienen un albedo muy bajo (comprendido entre 0,02 y 0,05). Son muy rojos en longitudes de onda largas, debido quizas a la presencia de materiales con gran cantidad de carbono. Son muy raros en el cinturon principal y se les encuentra con mayor frecuencia en distancias superiores a 3,3 unidades astronomicas del Sol, donde su periodo orbital es del orden de la mitad del de Jupiter; es decir, estan en las proximidades de la resonancia 2:1.

Familias de asteroides [ editar ]

Las familias de asteroides son agrupaciones de asteroides que comparten similares valores de semieje mayor, excentricidad e inclinacion orbital. Generalmente, se nombran a partir del asteroide con menor numero que forma parte de la familia. Fueron definidas por primera vez en 1918 por Kiyotsugu Hirayama ^{[ 77 ]} ​ quien identifico las cinco familias que aun se llaman familias de Hirayama: la familia de Coronis , la familia de Eos , la familia de Temis , la familia de Flora y la familia de Maria . ^{[ 78 ]} ​

Se originan por las colisiones entre los asteroides. La edad media de las familias de asteroides es del orden de mil millones de anos.

Satelites asteroidales [ editar ]

Algunos asteroides tienen satelites a su alrededor como Ida y su satelite Dactyl; o Silvia y sus dos satelites, Romulo y Remo. Romulo, descubierto el 18 de febrero de 2001 en el telescopio W. M. Keck II de 10 m en Mauna Kea , tiene 18 km de diametro y su orbita, a una distancia de 1370 km de Silvia, tarda en completarse 87,6 horas. Remo, la segunda luna, tiene 7 km de diametro y gira a una distancia de 710 km , tardando 33 horas en completar una orbita alrededor de Silvia.

Riesgo de impacto con la Tierra [ editar ]

Los Asteroides Cercanos a la Tierra ( Near Earth Asteroids o NEA ) se dividen en tres categorias: Atones, Apolos y Amores, siguiendo el nombre de cada prototipo ( Aton , Apolo y Amor ). Bajo ciertas condiciones seria posible un impacto con nuestro planeta. Si ademas consideramos a los cometas, generalmente menos masivos pero igualmente con gran poder destructor, el grupo que los incluye a todos se llama Objetos Cercanos a la Tierra, en ingles Near Earth Objects ( NEO ).

Actualmente existen unos 4000 objetos catalogados como NEO, segun ≪NeoDys≫ ( Near Earth Objects - Dynamic Site ), un proyecto de la Universidad de Pisa que proporciona informacion actualizada de este tipo de astros. Finalmente, si un NEA se aproxima a menos de 0,05 unidades astronomicas (7 millones y medio de kilometros) de la Tierra, se le denomina PHA (asteroide potencialmente peligroso, por sus siglas en ingles). De ellos hay clasificados unos 800 en la actualidad y son los que representan un peligro para la civilizacion si en verdad alguno llegara a chocar contra nuestro planeta, ya que afectaria de manera global al mismo. Sin embargo, los calculos de las trayectorias y de cada aproximacion a la Tierra tienen grandes incertidumbres, debido a que los elementos orbitales (semiejes mayor y menor, distancia minima al Sol, excentricidad, entre otros) no se conocen con total precision, de manera que cualquier prediccion esta sujeta a un margen de error considerable.

De hecho, el PHA que durante los pasados anos ha representado el mayor peligro, denominado 1950 DA, ya no se clasifica como tal y dejo recientemente de ser un PHA. Hasta hace poco se pensaba que existia cierta posibilidad de que impactara contra nuestro planeta el ano 2880; sin embargo, el refinamiento de los elementos orbitales ha permitido que nos demos cuenta de que tal suceso no ocurrira. Otros PHA conocidos poseen probabilidades muy bajas de llegar a chocar con la Tierra. De hecho ninguno esta por encima del umbral de ruido (esto es, la posibilidad no es significativa). Lo que no quiere decir que en cualquier momento un calculo mas preciso de la trayectoria de uno de ellos, lo cual requiere observaciones precisas y continuadas, o el descubrimiento de un nuevo PHA, indique que el impacto llegue a ocurrir. De ahi la importancia de los grandes proyectos que coordinen observaciones sistematicas del cielo y el mantenimiento de bases de datos actualizadas.

En Espana existe un centro dedicado casi exclusivamente a este tema que esta ubicado en el Observatorio Astronomico de La Sagra , situado en plena montana (a una altitud de 1580 m) cerca de Puebla de Don Fadrique , en la provincia de Granada , miembro de la asociacion internacional Spaceguard Foundation .

Por otro lado, dependiendo de la distancia relativa entre la superficie de la Tierra y la roca espacial (asteroide o comenta o meteoroide) tienen diferentes nombres. En la Figura se muestra que a los restos de la roca que quedaron despues de quemarse en la atmosfera y chocar con la superficie se llama meteorito. Si la roca esta en la atmosfera se llama Meteoro o lluvia de estrellas o Bolido cuando es muy brillante.

Exploracion [ editar ]

Hasta la llegada de los viajes espaciales, los objetos del cinturon de asteroides no eran mas que simples puntos de luz, incluso para los mas grandes telescopios, y sus formas y composicion eran meramente especulativas. Los mejores telescopios terrestres y el telescopio espacial Hubble , en orbita terrestre, son capaces de resolver unos pocos detalles de las superficies de los asteroides mas grandes, pero aun en este caso la mayoria de esos detalles solo son manchas borrosas. Algo mas de informacion sobre la composicion y la forma se consigue deducir de la curva de luz y de las caracteristicas espectrales. El tamano del asteroide se puede saber midiendo el tiempo que duran las ocultaciones estelares ?cuando un asteroide pasa delante de una estrella? y calculando la distancia del asteroide a la Tierra . Las imagenes de radar proporcionan excelentes datos de las formas y los parametros orbitales y rotacionales, especialmente de los asteroides cercanos a la Tierra. En cuanto a los requisitos de delta-v y propulsion, los NEO son cuerpos mas accesibles que la Luna . ^{[ 79 ]} ​

Asteroides visitados por sondas espaciales [ editar ]

Las primeras imagenes en primer plano de objetos similares a los asteroides se tomaron en 1971 cuando la sonda espacial Mariner 9 saco fotografias de Fobos y Deimos , los dos pequenos satelites de Marte , que son probablemente asteroides capturados. ^{[ 80 ]} ​ Estas imagenes, al igual que las obtenidas por las Voyager de los pequenos satelites de los gigantes gaseosos, revelaron la forma irregular de estos cuerpos.

La sonda Galileo en ruta hacia Jupiter tomo las primeras fotografias cercanas a un asteroide el 29 de octubre de 1991 durante el sobrevuelo del asteroide Gaspra . Posteriormente, el 28 de marzo de 1993, hizo lo propio con Ida donde ademas descubrio Dactilo , el primer satelite asteroidal confirmado. La primera sonda espacial dedicada exclusivamente a la exploracion asteroidal fue la NEAR Shoemaker . Sobrevolo el 27 de junio de 1997 Matilde y entro en orbita de Eros el 14 de febrero de 2000 para aterrizar en su superficie un ano mas tarde, el 12 de febrero de 2001. Otros asteroides visitados por sondas de camino a sus objetivos han sido Braille por la Deep Space 1 el 28 de julio de 1999, Annefrank por la Stardust el 2 de noviembre de 2002, ?teins y Lutecia por la Rosetta el 5 de septiembre de 2008 y el 10 de julio de 2010 respectivamente y Tutatis el 13 de diciembre de 2012 por la Chang'e 2 .

El 13 de junio de 2010 la sonda Hayabusa trajo a la Tierra material del asteroide Itokawa , lo que permitio establecer un vinculo entre los meteoritos condriticos y los asteroides de tipo S . ^{[ 81 ]} ​ Esta fue la primera vez que una mision espacial traia a la Tierra materiales de un asteroide. Anteriormente, los meteoritos habian sido la unica fuente de muestras procedentes de los asteroides.

La sonda Dawn fue lanzada el 27 de septiembre de 2007 con destino Vesta y Ceres . Estuvo en orbita alrededor de Vesta entre el 16 de julio de 2011 y el 5 de septiembre de 2012. En este periodo descubrio un enorme crater en el hemisferio sur cuyo pico central es una de las montanas conocidas mas altas del sistema solar . Tras abandonar Vesta, emprendio viaje a Ceres. El 6 de marzo de 2015 entro en orbita alrededor del planeta enano. Esta previsto que la mision primaria concluya en julio del mismo ano. ^{[ 82 ]} ​

Misiones en curso y previstas [ editar ]

La Agencia Japonesa de Exploracion Aeroespacial (JAXA) lanzo el 3 de diciembre de 2014 la sonda Hayabusa 2 ^{[ 83 ]} ​ con el objetivo de traer a la Tierra una muestra de material del asteroide Ryugu , ^{[ nota 3 ]} ​ un objeto perteneciente a la clase de los asteroides de tipo C y considerado por el Centro de Planetas Menores como un asteroide potencialmente peligroso . ^{[ 84 ]} ​ Esta previsto que alcance el asteroide en 2018, que abandone la orbita asteroidal un ano mas tarde y que retorne a la Tierra en 2020. ^{[ 85 ]} ​ Esta sera la segunda vez que una sonda espacial retorna con muestras materiales de un asteroide.

A finales de 2016 esta previsto el lanzamiento de la sonda OSIRIS-REx de la NASA con destino al asteroide Bennu , ^{[ nota 4 ]} ​ perteneciente al grupo de los asteroides Apolo . El objetivo de la mision es ampliar los conocimientos cientificos en formacion planetaria y origen de la vida, asi como traer material superficial para mejorar la comprension de los asteroides que podrian impactar contra la Tierra. La llegada de la sonda al asteroide y su insercion en orbita estan previstas para finales de 2018 y el regreso a la Tierra para 2023. ^{[ 87 ]} ​ Esta sera la tercera vez que una sonda espacial retorna con muestras materiales de un asteroide.

Proceso de denominacion de los asteroides [ editar ]

En principio, cuando un asteroide es descubierto recibe del ≪Centro de Planetas Menores≫ ( Centro de Planetas Menores (MPC) un nombre provisional compuesto de una clave que indica el ano, el mes y orden del descubrimiento. Esta denominacion consta de un numero, que es el ano, y de dos letras : la primera indicando la quincena en que acontecio el avistamiento y la segunda reflejando la secuencia dentro de la quincena. De este modo, 1989 AC indica que fue descubierto en la primera quincena de enero (A) de 1989, y que fue el tercero (C) descubierto en ese periodo.

Una vez que la orbita se ha establecido con la suficiente precision como para poder predecir su futura trayectoria, se le asigna un numero (no necesariamente el del orden en que fue descubierto) y, mas tarde, un nombre permanente elegido por el descubridor y aprobado por un comite de la Union Astronomica Internacional (International Astronomical Union ( IAU ). Inicialmente, todos los nombres con los que se bautizaba a los asteroides eran de personajes femeninos de la mitologia griega y romana pero pronto se opto por formas mas modernas. El primer asteroide que recibio un nombre no mitologico fue el numero 125 de la serie, Liberatrix ( liberadora en latin ) que le fue otorgado en honor a Juana de Arco , aunque tambien se especula con que tal nombre es un homenaje al primer presidente de la Republica Francesa , Adolphe Thiers . Por su parte, el primer nombre masculino, lo recibio el numero 433, Eros . Hoy en dia, las denominaciones son mucho menos restringidas y van desde nombres de ciudades y paises como Barcelona (945), Hiroshima (2247), Austria (132), China (1125) y Uganda (1279) hasta nombres de personas famosas como Zamenhof (1462) o Piazzia (1000) en honor a Piazzi, personajes de ficcion como Mr. Spock (2309) y otros conceptos como razas, genero generos de animales y plantas, etc. Sin embargo se ha acordado que hay ciertos nombres y temas que estan prohibidos: por ejemplo el de militares, personajes o lugares de la II Guerra Mundial ya que la referencia a los mismos puede ser molesta o incluso insultante para los demas. Actualmente con la propuesta del nombre se acompana una corta nota que informa a la comunidad internacional del porque de dicha denominacion: p. ej. ≪Snoopy: nombre de un personaje de ficcion, concretamente un perro blanco de orejas colgantes, que acompana a Charlie Brown y suele reflexionar sobre el tejado de la caseta en la que vive≫.

Las efemerides de los asteroides se recogen anualmente en un volumen titulado Ephemerides of Minor Planets , que publica el Institute of Theoretical Astronomy, Russian Academy of Sciences, Naberezhnaya Kutuzova 10, 191187 San Petersburgo, Rusia.

En ocasiones una serie de asteroides numerados consecutivamente se nombran siguiendo un patron o en recuerdo de un acontecimiento. Asi, las iniciales de los numerados del (1227) al (1234) forman el apellido de Gustav Stracke y las del (8585) al (8600) la frase latina ≪ per aspera ad astra ≫. Los asteroides numerados del (3350) al (3356) y los del (51823) al (51829) se nombraron en recuerdo de los astronautas fallecidos en los accidentes del Challenger y el Columbia respectivamente.

Vease tambien [ editar ]

• Lista de asteroides
• Portal:Asteroides
• Cuerpo menor del sistema solar
• Estrategias de mitigacion de asteroides
• Mineria de asteroides
• Objeto proximo a la Tierra
• Panspermia
• Planeta menor
• Anexo:Designaciones provisionales de los objetos astronomicos del sistema solar

Referencias [ editar ]

Notas [ editar ]

Citas [ editar ]

Bibliografia [ editar ]

• Fodera Serio, G.; Manara, A.; Sicoli, P. (2002). ≪Giuseppe Piazzi and the Discovery of Ceres≫ . En Bottke, William; Cellino, Alberto; Paolicchi, Paolo et al. , eds. Asteroids III (en ingles) (1.ª edicion). The University of Arizona Press. pp. 17-24. ISBN   978-0-8165-2281-1 . Consultado el 22 de mayo de 2015 .   Se sugiere usar |numero-editores= ( ayuda )
• Hoskin, Michael. ≪Bode's Law and the Discovery of Ceres≫ . Physics of Solar and Stellar Coronae: G.S. Vaiana Memorial Symposium, Palermo, Italy, 22-26 June 1992 (en ingles) . Consultado el 30 de mayo de 2015 .  
• http://d-nb.info/gnd/100234488 . Europeana, ed. ≪Corrispondenza astronomica fra Giuseppe Piazzi e Barnaba Oriani≫ (en italiano) . Consultado el 26 de mayo de 2015 .  
• Zach, Franz Xaver von. Monatliche Correspondenz zur Beforderung der Erd- und Himmelskunde (en aleman) . Consultado el 26 de mayo de 2015 .   ( enlace roto disponible en Internet Archive ; vease el historial , la primera version y la ultima ).

Enlaces externos [ editar ]

• Wikimedia Commons alberga una categoria multimedia sobre Asteroide .
• Wikcionario tiene definiciones y otra informacion sobre asteroide .
• ≪Minor Planet Names: Alphabetical List≫ (en ingles) . Minor Planet Center . Consultado el 30 de junio de 2015 .  
• ≪Mission to Bennu≫ (en ingles) . NASA . Consultado el 30 de junio de 2015 .