(433) Eros



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(433) Eros
(433) Eros
Fotografía de (433) Eros
Características orbitales
Época (JJ 2453300.5)
Basado en 5,173 observaciones que cubren 18,788 días , U = 0
Semieje mayor ( a ) 218.155 × 10 6 km
(1.458 AU )
Perihelio ( q ) 169.548 x 10 6 km
(1.133 AU )
Afelia ( Q ) 266,762 × 10 6 km
(1,783 UA )
Excentricidad ( e ) 0.22290
Período de revolución ( P rev ) 643,219 d
(1,76  a )
Velocidad orbital media ( v orb ) 24,36 kilómetros por segundo
Inclinación ( i ) 10.82948 °
Longitud del nodo ascendente ( ) 304.401 °
Argumento del perihelio ( ) 178.664 °
Anomalía media ( M 0 ) 320,215 °
Categoría Amor
Características físicas
Dimensiones 33 × 13 × 13  km
Masa ( m ) 7,2 × 10 15 kg
Densidad ( ) 2400 kg / m 3
Gravedad ecuatorial en la superficie ( g ) 0,0059 m / s 2
Velocidad de liberación ( v lib ) 0,0103 km / s
Período de rotación ( P rot ) d
(5 h 16 min)
Clasificación espectral S
Magnitud absoluta ( H ) 11.16
Albedo ( A ) 0,16
Temperatura ( t ) ~ 312 K

Descubrimiento
Con fecha de 1898
Descubierto por Gustav Witt
Lleva el nombre de Eros (dios griego del amor)
Designacion 1898 DQ,
1956 PC

(433) Eros es un asteroide en el sistema solar . Fue descubierto enpor Auguste Charlois y Carl Gustav Witt , independientemente, y el nombre de la deidad del amor de la mitología griega .

Su órbita lo acerca periódicamente a la Tierra: tiene un perihelio de 1,1  AU y, por lo tanto, es un asteroide cercano a la Tierra , una categoría bastante grande que incluye asteroides cuyas órbitas se acercan o cruzan con las de la Tierra; más particularmente, Eros es típico de un asteroide Amor . Químicamente, está compuesto principalmente de silicatos , que lo clasifica como una de tipo S asteroides .

Eros tiene una forma irregular con dimensiones de 34,4 × 11,2 × 11,2  km . Tiene un característico estrechamiento central: visto desde sus polos, parece un plátano o un maní . Su masa es 6.687 × 10 15  kg , o aproximadamente una diez millonésima parte de la masa lunar . Su superficie, de color marrón dorado, parece fuertemente cráter  : los tramos de sus cráteres más grandes son de dimensiones comparables a las dimensiones del propio Eros. Las imágenes de alta definición revelan la presencia de una capa de regolito que cubre la totalidad de Eros en un espesor estimado de entre 10 y 100  m .

De los objetos del sistema solar de su tamaño, Eros fue el más observado. Históricamente, sus observaciones han sido fundamentales para calcular el paralaje solar (y, por tanto, para determinar el valor de la unidad astronómica ) y para calcular la masa del sistema Tierra-Luna . Es el primer asteroide alrededor del cual se puso en órbita una sonda espacial , la sonda NEAR Shoemaker de la NASA . Después de ponerse en órbita, el, la sonda aterrizó un año después, la , en la superficie del asteroide, y realiza un análisis químico del suelo allí.

Observación

Eros es un cuerpo pequeño, moderadamente brillante, que mantiene una magnitud aparente entre +12 y +15 durante períodos de varios años . Durante sus aproximaciones periódicas a la Tierra (unas diez veces por siglo), en contraste , puede alcanzar una magnitud tan alta como +8 o +9. Durante oposiciones más raras, que ocurren cada 81 años, la última fue en 1975 y la próxima será en 2056, Eros alcanza una magnitud de +7.1, volviéndose más brillante que Neptuno o los asteroides en el cinturón principal , con la excepción de (4) Vesta , o más raramente de (2) Pallas y (7) Iris .

En oposición, el asteroide parece detenerse, pero a diferencia de lo que sucede normalmente con cualquier cuerpo heliocéntrico en conjunción con la Tierra, su movimiento aparente nunca se vuelve retrógrado . En el momento de su descubrimiento, Eros era el único objeto, además de la Tierra, que mostraba este comportamiento, pero que luego se observó en otros asteroides cercanos a la Tierra. Su período sinódico , de 845 días terrestres, es uno de los más largos entre los observados en los cuerpos pequeños del Sistema Solar .

Historial de observación

Descubrimiento

Carl Gustav Witt , descubridor de Eros.

El descubrimiento de Eros se ha atribuido al astrónomo alemán Carl Gustav Witt , quien lo fotografió la noche dedel observatorio de Berlín de la asociación astronómica Urania (Urania Sternwarte Berline), como un objeto de magnitud +11, mientras realizaba cálculos astrométricos de precisión sobre la posición del asteroide (185) Eunice , obteniendo tras una exposición de dos horas, una imagen de un área centrada en la estrella Aquarii . Sin embargo, las imágenes del asteroide también fueron recolectadas la misma noche por el astrónomo francés Auguste Charlois en el Observatoire de Nice , pero estos datos no fueron publicados por Charlois hasta solo unos días después de los de Witt: mientras que uno culpó a Charlois por la demora tomó en la publicación de sus resultados, de hecho fue criticado por no haber revisado las placas fotográficas en los días inmediatamente posteriores a la noche de su exposición - porque el cayó un domingo, y el al ser un día festivo, la causa del retraso probablemente se debió a un problema técnico con el telescopio, que no pudo cancelar el efecto del movimiento de la Tierra, produciendo así imágenes menos nítidas. La conciencia de estas circunstancias, en 2002, hace que el descubrimiento del astrónomo francés sea reconocido hoy como independiente.

En menos de dos semanas, Adolf Berberich calculó una órbita preliminar, que le permitió ver la singularidad del asteroide en comparación con todos los demás conocidos en ese momento: en el perihelio, el objeto estaba efectivamente al nivel de la órbita de Marte . Las observaciones posteriores, unidas a la detección de imágenes de predescubrimientos recopiladas por el Observatorio de la Universidad de Harvard que datan de 1893, permitieron determinar la órbita con mayor precisión y descubrir que el asteroide se había acercado a la Tierra en 1894 y que el primer casi Se descubrió un asteroide terrestre .

El nombre Eros fue elegido por Witt y Berberich en referencia al dios griego del amor, rompiendo la tradición que hasta entonces solo había visto nombres femeninos asignados a los asteroides.

Campañas de observación

Durante ciertas aproximaciones periódicas de Eros cerca de la Tierra, que constituyen condiciones de observación particularmente favorables, el asteroide ha sido objeto de campañas de observación específicas, incluso a escala internacional. El primero tuvo lugar durante el bienio 1900-1901. En esta ocasión, el Comité Internacional Permanente para la Ejecución Fotográfica de La Carte du Ciel elaboró un plan de trabajo -que contó con la colaboración de 58 observatorios de diferentes países- para medir la paralaje solar (y por tanto determinar la distancia media de la Tierra al Sol, es decir, la unidad astronómica ) a través de mediciones de la posición de Eros.

Aprovechando el hecho de que el asteroide estaba en oposición (a partir de), los astrónomos procedieron a medir el ángulo entre Eros y los distintos puntos de observación de la Tierra. La distancia del asteroide a la Tierra se determinó luego mediante simples cálculos trigonométricos : de hecho, las mediciones permitieron conocer los valores de los ángulos interiores del triángulo que tiene por vértices el asteroide y, por ejemplo, dos puntos en la Tierra (también se conocía la longitud de la distancia entre los dos puntos de la Tierra). Luego, los astrónomos examinaron el triángulo con los vértices de la Tierra, el Sol y el asteroide Eros: se midió la distancia Tierra-asteroide; luego, teniendo en cuenta el período orbital de Eros, la distancia Sol-asteroide puede deducirse de la segunda ley de Kepler  ; por tanto, podemos determinar la distancia media de la Tierra al Sol, lo que da un valor de 149.504.000  km (el valor obtenido mediante las modernas medidas de radar es de 149.597.870,66  km ). Les résultats ont été publiés par Arthur Robert Hinks en 1910. La méthode peut en principe être utilisée avec n'importe quel troisième corps, cependant, afin que les mesures angulaires soient les plus précises possibles, il est nécessaire que le troisième corps soit proche de la tierra. De ahí el interés en realizar estos cálculos aprovechando los datos obtenidos de la observación del asteroide Eros.

Una segunda campaña internacional para lograr una mejor aproximación del paralaje solar fue organizada en 1930-1931 por la Comisión de Paralaje Solar de la Unión Astronómica Internacional . En esta ocasión, el asteroide alcanzó una distancia de aproximadamente 0,178 UA de la Tierra, mucho menor que la vez anterior. Los resultados fueron publicados en los años 1941 por Harold Spencer Jones .

En 1901, el astrónomo francés Charles André también había registrado variaciones periódicas en la luminosidad de Eros y había propuesto que el objeto podría constar de dos núcleos en forma de "  mancuerna  ". En 1931, los astrónomos sudafricanos van den Bos y Finsen describieron la forma del asteroide "como un ocho", midieron el período de revolución en 5 horas y 17 minutos y estimaron el diámetro en 23  km (bastante cercano al valor actual de 21  km ). En este momento, también se analizaron las curvas de luz de Eros con el fin de determinar el período de rotación y la dirección del eje de rotación del asteroide.

La órbita seguida por el asteroide lo hace especialmente adecuado para determinar la masa del sistema Tierra-Luna , mediante la evaluación de los cambios producidos en su movimiento durante los encuentros cercanos con dicho sistema. De hecho, la órbita de cada objeto que se mueve alrededor del Sol se ve perturbada por la acción gravitacional de los planetas principales. Debido a que es posible determinar la masa de un planeta comparando la órbita real de un objeto dado con la predicha para el mismo objeto por la mecánica kepleriana , la órbita atravesada por el objeto debe conocerse con suficiente precisión y las perturbaciones generadas por el mismo. La acción gravitacional del planeta debe ser de una intensidad apreciable. De hecho, teniendo en cuenta el hecho de que estas perturbaciones son inversamente proporcionales al cuadrado de la distancia, es necesario que el objeto se acerque suficientemente al planeta para el que se desea determinar la masa. Eros cumple ambos requisitos, ya que entre los objetos del Sistema Solar de su tamaño ha sido el más estudiado. Es observable desde la Tierra en todos los puntos de su órbita y se acerca periódicamente a nuestro planeta.

Eduard Noteboom, en 1921, fue el primero en hacer tales cálculos, basándose en las observaciones realizadas durante el período 1893-1914; Witt los repitió en 1933, a partir de observaciones durante un período más largo, desde 1893 hasta 1931. Finalmente, Eugene Rabe propuso un tercer valor en 1950, utilizando las observaciones recibidas durante el período 1926-1945, y que fue revisado en 1967 por El mismo Rabe y Mary Parmenter Francis. Posteriormente, para mejorar aún más la estimación de la masa del sistema Tierra-Luna, fue más fácil utilizar sondas espaciales.

El asteroide fue objeto de una tercera campaña de observaciones durante el período 1974-1975, con motivo de una aproximación particularmente interesante a la Tierra, cuyos resultados se publicaron en mayo de 1976 en la revista Icarus . Eros se ha observado en infrarrojos, radar y visible; Los astrónomos pudieron así estimar su albedo (0,19 ± 0,01), su tamaño (13 × 15 × 36  km ), su período de rotación (5 horas 16 minutos y 13,4 segundos) y la dirección del eje de rotación. Pudieron obtener pistas precisas sobre su composición, mientras que las observaciones en el infrarrojo revelaron la presencia en la superficie de un compuesto similar al del regolito lunar.

La También se observó desde Estados Unidos la ocultación por parte de Eros de la estrella Geminorum (de magnitud 3,73), la única de la que tenemos registro histórico.

En las décadas de 1980 y 1990, Eros fue objeto de observaciones de radar destinadas a determinar con mayor precisión su tamaño, forma y, de manera más general, recopilar la mayor cantidad de información posible en la perspectiva de la misión Near de la NASA. Earth Asteroid Rendezvous que estaba programado para lanzamiento en 1996.

En Eros pasó de nuevo en las proximidades de la Tierra, alcanzando una distancia comparable a la observada en 1931, y fue objeto de nuevas observaciones en esta ocasión.

Misiones espaciales

En 1996, la NASA lanzó Near Earth Asteroid Rendezvous , luego renombrado NEAR Shoemaker , que fue desarrollado para llevar a cabo el estudio en profundidad de un asteroide cercano a la Tierra . De acuerdo con las especificaciones de diseño, las limitaciones de del cohete delta-v imponen maniobras orbitales que coloca sobrevuelo de Eros en el límite de viabilidad, por lo que otros blancos cerca de la Tierra en un momento fueron preferido. Como (1943) Anteros , (3361 ) Orfeo o (4660) Nereo . La visita a Eros se consideró más interesante y, por lo tanto, se logró gracias al establecimiento de un plan de vuelo adecuado, calculado por Robert W. Farquhar  , y que preveía una maniobra de honda gravitacional con la Tierra y el sobrevuelo del asteroide (253) Mathilde de el cinturón principal.

Sin embargo, la misión corría el riesgo de fallar, cuando en el momento de la primera maniobra de encuentro, una vez llegado a destino, cerca de Eros, se produjo una falla en el control de actitud de la sonda que provocó una pérdida de contacto durante 27 horas. Esto tuvo la consecuencia de retrasar la reunión con Eros en aproximadamente 1 año, inicialmente programada para, la fecha en la que la nave espacial entraría en órbita alrededor del asteroide.

NEAR Shoemaker gravitó alrededor de Eros, describiendo progresivamente órbitas cada vez más cercanas, hasta dar vueltas en círculos de 35  km de radio, tanto en el plano polar del asteroide como en los planos ecuatoriales, los sobrevuelos y terrones alcanzando una distancia mínima de 2 a 3  km de la superficie. . El mapeo de la superficie y la identificación de las formaciones geológicas permite mediciones gravimétricas y el análisis de la composición del asteroide por infrarrojos y de rayos X espectrómetros . La, es decir dos días antes del final de la misión inicialmente prevista, se intentó un descenso controlado en superficie, que finalizó con el aterrizaje de la sonda en las inmediaciones del cráter Himéros - ubicado cerca de la "silla" del ' asteroide. Para sorpresa de los controladores de la misión, la sonda estuvo operativa durante los siguientes dieciséis días y pudieron realizar mediciones de la composición del suelo del lugar de aterrizaje con el espectrómetro de rayos gamma , mediciones ineficientes en las observaciones realizadas en órbita. La misión terminó el Próximo.

Parámetros de órbita y rotación

El asteroide Eros orbita a una distancia media del sol de 217,5 millones de km, lo que equivale a aproximadamente 1,5 AU y completa una revolución completa alrededor de nuestra estrella en 643 246 días, o 1,76 años. La órbita está inclinada 10,830 ° con respecto al plano de la eclíptica  ; debido a su excentricidad igual a 0,223, la distancia entre el planeta y el Sol varía aproximadamente 276.000.000  km entre los dos ábsides: el perihelio , es decir, el punto de la órbita más cercano al Sol, está a 1,113 UA de nuestra estrella, mientras que afelia , el punto de la órbita de máxima distancia del Sol es 1,783 UA . Por lo tanto, la órbita de Eros siempre está fuera de la órbita de la Tierra, lo que describe la órbita típica de un asteroide Amor, también se cruza con la órbita de Marte. La distancia mínima entre la órbita de Eros y la de la Tierra (en inglés, Distancia mínima de intersección de la órbita o MOID ) es igual a 0,148532 AU. Este valor se llevó a cabo en 1975 y se volverá a calcular en 2056 durante la próxima aproximación de Eros a nuestro planeta.

Un objeto puede permanecer en la órbita que recorre Eros durante diez millones de años, antes de que sea perturbado por interacciones gravitacionales con los planetas del sistema solar . Las simulaciones realizadas por Patrick Michel y sus colegas sugieren que Eros puede convertirse en un asteroide cercano a la Tierra de tipo Aton o Apolo (que cruza la órbita de la Tierra) en dos millones de años y se ha calculado una probabilidad distinta de cero. De que Eros finalmente colisione con nuestro planeta. .

Eros completa una rotación en 5.27 horas; su eje de rotación inclinado en 89 ° con respecto al plano de su órbita está sometido a un movimiento de nutación que genera oscilaciones que alcanzan los 55 "(a modo de comparación, la amplitud de la nutación de la Tierra es del orden de 2") en la dirección perpendicular al plano orbital; el movimiento de precesión al que está sujeto es, sin embargo, de 2,84 "por año.

Capacitación

Varias pistas indican que Eros es el fragmento de un cuerpo celeste preexistente. También es poco probable que se haya formado en las proximidades de su órbita, ya que la población de objetos cercanos a la Tierra (NEO) es inestable durante períodos de más de diez millones de años. Sin embargo, según los modelos de formación del sistema solar , podría haberse formado en la parte interior del Cinturón Principal , dominado por asteroides tipo S , que comparten su composición. Eros pudo haber abandonado el cinturón principal hace unos 16 millones de años. Algunos astrónomos italianos creen haber identificado, a partir del estudio de la dinámica orbital y los análisis espectroscópicos, la familia de María que estaría formada por los otros fragmentos del cuerpo parental de Eros.

En Eros, no se detectó la presencia de un campo magnético ; si existe, debe ser menor que el límite de sensibilidad del magnetómetro a bordo de la sonda NEAR Shoemaker  : 4  nT . Esto podría explicarse por el hecho de que el asteroide, en su proceso de formación, nunca habría pasado por una fase líquida.

Características físicas y químicas

Masa y tamaño

El asteroide Eros es el segundo NEO en tamaño después de (1036) Ganímedes . Tiene una forma irregular y parece un plátano enorme que es la continuación de sus polos, o un maní, debido al estrechamiento de la zona central, denominada "silla de montar" ( saddle en inglés). Puede describirse a grandes rasgos mediante un elipsoide de dimensiones 34,4  km × 11,2  km × 11,2  km , que corresponde a un diámetro medio de 16,84 ± 0,06  km . Ocupa un volumen aproximado de 2.500  km 3 y su superficie cubre aproximadamente 1.125  km 2 .

De las mediciones radiométricas realizadas durante la misión, NEAR Shoemaker ayudó a determinar la masa precisa de Eros, igual a 6,687 ± 0,003 x 10 15 kg, aproximadamente una diez millonésima parte de la masa lunar. Comparando este valor con su volumen, obtenemos una densidad de 2670 ± 30 kg / m 3 , cercana a la de la corteza terrestre. Debido a que el objeto no tiene forma esférica, la gravedad en su superficie varía de un punto a otro de 2,1 a 5,5 mm / s 2  ; De hecho, depende de la distancia desde el punto local al centro de gravedad del asteroide. La velocidad de escape de la superficie, relacionada con el valor de la aceleración de la gravedad y con el valor local de la aceleración centrípeta en función del movimiento de rotación del asteroide, puede variar de 3,1 a 17,2  m / s .

Composición

Espectroscópicamente , Eros puede clasificarse como un asteroide de tipo S (IV), donde el IV es un indicador (en una escala de I a VII presentada por Gaffey et al. En 1993) del contenido de olivino y ortopiroxeno presentes en la superficie. . En particular, los asteroides del Grupo IV tienen una gran variabilidad en la relación entre el olivino y el ortopiroxeno (silicato de hierro) pobre en calcio, y están asociados con condritas ordinarias. En el caso específico de Eros, las observaciones infrarrojas realizadas desde la Tierra sugirieron que la composición del asteroide era bastante rica en olivino y exhibía características tomadas de los asteroides de tipo S (II), mientras que se dice que otra parte del asteroide es rica en piroxeno . con características similares a las de los asteroides tipo S (V). Por tanto, la clasificación espectral de Eros mostraría un equilibrio entre los dos tipos de superficie.

Las observaciones realizadas con el espectrógrafo infrarrojo (NIS) a bordo de la sonda NEAR Shoemaker detectaron una mayor uniformidad en la composición de la superficie, con algunas excepciones, especialmente alrededor de áreas cercanas a los cráteres de impacto. El espectro recogido por el instrumento muestra dos bandas de absorción principales en las cercanías de 1 y 2 m, que se han asociado con la presencia de minerales máficos como olivino y piroxeno , con abundancia medida como la relación entre ortopiroxeno (opx) y olivino más ortopiroxeno (ol + opx) de 42 ± 4%. Los investigadores, sin embargo, creen que pueden distinguir la presencia de al menos otros tres elementos minerales, de los cuales solo uno se caracteriza por tener suficientes datos para ser identificado. Se ha sugerido la presencia de clinopiroxeno rico en calcio, en forma de diópsido o augita , que también se encuentra en condritas de tipo H, L y LL con porcentajes del 12, 17 y 19% respectivamente. Una mejora en el conocimiento de la composición de Eros irá de la mano de una mejor comprensión del funcionamiento del instrumento utilizado y, en consecuencia, una mejor calibración de los datos recogidos.

Composición elemental
Informe de
abundancia
XRS GRS Condrita
ordinaria
Mg / Si 0,85 ± 0,11 0,75 0,80
Al / Si 0,068 ± 0,022 - 0,064
S / Si <0.05 - 0,11
Ca / Si 0,077 ± 0,006 - 0.071
Fe / Si 1,65 ± 0,27 0,80 1.0 (LL)
1.2 (L)
1.6 (H)
Fe / O - 0,28 0,5 ÷ 0,8
Si / O - 0,61 0,5
K (% en peso) - 0,07 0,08

NEAR Shoemaker también recopiló datos sobre la composición elemental de Eros a través de espectrómetros de rayos X y gamma. Estimada como la relación elemental con respecto al silicio, las mediciones realizadas en toda la superficie a través del espectrómetro de rayos X (PAE) dieron resultados similares en algunos aspectos a la composición de las condritas ordinarias (en Fe / Si, Al / Si y Mg / Si). , pero con una pequeña cantidad de azufre. No podemos saber si esto se limita al estudio en una docena de m por debajo de la superficie (correspondiente al poder de penetración del instrumento) o si aún quedan algunos dentro del asteroide. El espectrómetro de rayos gamma (GRS) proporcionó datos solo válidos cuando la sonda se colocó en la superficie, después de que se sobreestimó su rango. Por lo tanto, las medidas se limitan a aproximadamente un metro cúbico de Eros. El instrumento detecta valores de abundancia de potasio y relaciones Mg / Si y Si / O comparables a las medidas en condritas, pero con un bajo contenido de hierro en la relación Fe / Si y Fe / O.

Un primer problema que plantean estos datos está relacionado con la insuficiencia de azufre en la superficie. Se han propuesto al menos tres mecanismos que pueden justificarlo, el más probable es que el elemento se hubiera perdido en el espacio debido al bombardeo en radiación y micrometeoritos sufridos en su superficie ( meteorización espacial ). La otra pregunta abierta es la diferencia en la relación Fe / Si medida por los dos instrumentos; la hipótesis más probable es que surja de una separación del hierro de los silicatos en el regolito. En general, finalmente, las observaciones no permiten que Eros se asocie con una subclase específica de condritas ordinarias y quedan dudas sobre la representación efectiva del regolito en la composición general del asteroide.

Se ha especulado que Eros puede contener cantidades más altas de oro, plata, zinc, aluminio y otros metales que las detectadas, incluso más altas que las que podrían extraerse de las capas más externas de la corteza terrestre.

Estructura interna

Eros es un cuerpo de estructura interna sustancialmente uniforme, como sugiere la distribución de su campo de gravedad y el hecho de que su centro de gravedad prácticamente coincida con el centro de su volumen. Sin embargo, exhibe una densidad ligeramente menor que la de la condrita ordinaria (CO) - con un promedio de 3.400 kg / m 3  - y esto sugiere que exhibe una porosidad macroscópica significativa, estimada entre el 21% y el 33%. Esto sería consistente con una historia de impactos que habrían fracturado severamente el asteroide sin destruirlo. En la superficie, es posible identificar estructuras que muestran una alta densidad de materia; las piezas habrían permanecido entonces en gran parte en su lugar o habrían sufrido solo leves desplazamientos que podrían haber llevado a la creación de cavidades internas.

Buczkowski y sus colegas argumentaron en 2008 que era posible leer una historia diferente de los elementos de la superficie en ambos extremos de Eros y sugirieron que el asteroide estaba formado por dos partes en contacto. La creación de una base de datos detallada de las características de la superficie de Eros llevó a los autores a revisar sus hipótesis en 2009, habiendo identificado el objeto estructuras presentes en ambos extremos del asteroide, sería relevante sustentar la idea de que Eros es un compacto objeto.

Finalmente, R. Greenberg cree que es posible identificar paralelamente a la formación Hinks Dorsum - previamente reconocida como falla compresiva - una veta de rocas que sería un punto fuerte de la estructura interna del asteroide, que puede tener su origen en el cuerpo padre de Eros que entonces se habría mantenido, resistente a la acción erosiva de los impactos. Tal estructura podría estar en el origen de la forma alargada del asteroide.

Área

Las formas prominentes en la superficie de Eros son tres cráteres de impacto. El más grande, Himeros, tiene un diámetro de unos 11  km y una profundidad de 1,5  km y se encuentra en el lado convexo del asteroide. En su borde suroeste, cubre el cráter Charlois, que tiene unos 7  km de diámetro y unos cientos de metros de profundidad, mucho más joven que el primer cráter. En el interior hay una capa de regolito relativamente profunda y no consolidada. Finalmente, en el lado cóncavo se encuentra el cráter Psyche de unos 5  km de diámetro y 1  km de profundidad. El cráter es antiguo porque en su cresta hay cuatro cráteres de aproximadamente 1  km de diámetro cada uno y, debido a que contiene material eyectado por el impacto que generó la formación Charlois Regio , es necesariamente anterior a éste. Sin embargo, no se puede determinar si es temporalmente anterior o posterior a Himeros, porque sus superficies no tienen un tamaño suficientemente representativo para constituir una muestra estadísticamente significativa.

Al profundizar el levantamiento a una resolución más alta (entre 1  km y 100  m ), se distingue en la superficie de los cráteres crestas y estrías superpuestas. La formación Hinks Dorsum , en particular, se extiende por 18  km en el hemisferio norte y podría ser la manifestación de una falla muy grande que encuentra una extensión en la formación Callisto Fossae , en el lado opuesto del asteroide. Como ya se mencionó, R. Greenberg interpreta esto como la característica de una fuerza cohesiva del cuerpo y no como una debilidad del asteroide.

El número de pequeños cráteres (menos de 100-200  m ) es significativamente menor de lo que se espera teóricamente, similar a lo que se encuentra en la luna de Marte, Fobos y en las tierras altas lunares. Se ha sugerido que esto podría ser el resultado del movimiento del regolito , causado por la inclinación de la superficie o por ondas sísmicas generadas por eventos de impacto, que borrarían los rastros de pequeños impactos. Se cree, en particular, haber identificado el impacto que dio origen a la formación Charlois Regio como la causa de la ausencia de pequeños cráteres (con diámetros menores a 500  m ) en diferentes zonas correspondientes al 40% de la superficie total. del asteroide. Se cree que la degradación de la superficie fue causada por la energía sísmica, creada por el impacto y diseminada por todo el cuerpo del asteroide a través de ondas sísmicas. Estas perturbaciones son responsables de la caída de la pequeña estructura existente a 9  km en línea directa desde el punto de impacto. La gran extensión de la superficie aparentemente afectada por este fenómeno también se explica por la forma irregular del asteroide que amplifica el efecto ya consecuente para un objeto esférico: los puntos de la superficie, incluso diametralmente opuestos, con una distancia calculada en área mucho mayor de 9  km , puede estar, en distancia lineal, por debajo de este límite. El resultado general es una distribución no homogénea de la densidad del cráter en la superficie. El mismo impacto debería haber generado la mayoría de las rocas esparcidas en la superficie del asteroide. Esta generación se explicó por la ubicación particular del impacto, que ocurrió en el borde de otro gran cráter y pudo haber alcanzado las capas más profundas del asteroide.

Finalmente, por debajo de los 50  m , las rocas y estructuras asociadas al transporte de regolito dominan la morfología de la superficie. Sin embargo, no permiten detectar el menor rastro de afloramiento de las rocas del sustrato interno.

Regolito en (433) Eros, fotografiado durante la fase final del aterrizaje de la sonda NEAR Shoemaker en el asteroide.

La capa de regolito en la superficie parecería notablemente uniforme y de color marrón dorado para el ojo humano. Las principales anomalías de color estarían representadas por dos tipos de depósitos, cada uno caracterizado por altos valores de albedo, identificados en las paredes escarpadas de ciertos cráteres grandes e interpretados como afloramientos del material que compone el sustrato interno menos afectado por el desgaste. espacio (expuesto como resultado de fenómenos de deslizamiento de la capa superficial); el otro, dicho estanque (estanques), horizontal y de superficie pulida, presentando un componente de color azulado más intenso que el terreno circundante. Este último se produciría a partir de materiales finos que habrían venido a rellenar los cráteres existentes, para estabilizarse de manera equipotente en la superficie. Se necesitaría una profundidad de 20  cm para dar las características observadas. El color azul puede ser el resultado del tamaño de grano, pero también de la separación del hierro de los silicatos. El estanque estaría compuesto principalmente por silicatos, mientras que el hierro habría alcanzado una posición de equilibrio a mayor profundidad. Esto también podría explicar los hallazgos del GRS, ya que NEAR Shoemaker aterrizó justo al lado de un estanque. Se ha sugerido que el material que forma el estanque provendría del interior del asteroide o, según la hipótesis más reciente, podría derivarse del desgaste de las rocas causado por los ciclos térmicos. Es posible que en áreas iluminadas directamente por la luz solar, el suelo en el perihelio alcance una temperatura superficial de 100  ° C  ; mientras que las mediciones tomadas durante las horas nocturnas indicaron una temperatura próxima a -150  ° C . El rango de temperatura diaria se encuentra entre 10 y 100  ° C .

La capa de regolito alcanza un espesor mayor de al menos 10  m , pero en algunos puntos puede llegar hasta los 100  m . Esto supone que existe una interfaz clara entre el regolito en sí y una capa más profunda hecha de roca compacta.

Eros en la cultura

Cuando se descubrió Eros, ya se había introducido la distinción entre planetas y asteroides ( planetas menores o planetoides ). Sin embargo, sus peculiaridades han llamado la atención de la comunidad científica y del público: de hecho, Eros no solo fue el primer objeto descubierto entre la Tierra y Marte, sino que sus acercamientos a la Tierra fueron periódicamente como cometas .

Es probable que Eros sea, después de Ceres , el segundo asteroide más mencionado en las obras de ficción científica y literaria.

El asteroide aparece por primera vez en una obra de ficción en la novela en inglés Our Distant Cousins (1929) del autor irlandés Lord Dunsany , en la que la aventura de un aviador termina en el asteroide después de un error de navegación durante su viaje de regreso desde Marte; Eros es un mundo vivo, cubierto de bosques y habitado por animales similares a los de la Tierra, pero de tamaño muy reducido. La ubicación de acción del cómic On the Planetoid Eros de la serie Buck Rogers es Eros, se publicó por primera vez entre los y el , en los Estados Unidos .

En 1933, el futuro físico Freeman Dyson , entonces de nueve años, escribió la historia inconclusa de la Colisión Erolunar de Sir Phillip Robert , en la que imagina una expedición a la Luna para observar la colisión del asteroide Eros con el satélite. El tema de la colisión puede repetirse más tarde. Así, es en el episodio Visitantes del espacio exterior de la serie Space Angel  (en) , que Eros aparece por primera vez en televisión en 1962; luego se encuentra en Superman vs The Flash LCE lanzado entre octubre ypor DC Comics  ; en la película para televisión Asteroid de 1997 , dirigida por Bradford May, y en la novela Evolution de Stephen Baxter de 2003.

También encontramos la situación, común a otros asteroides, donde Eros es una nave espacial extraterrestre - esto sucede en la serie de seis novelas Dig Allen Space Explorer (1959-1962) de Joseph Greene  - donde Eros se convierte en una nave espacial. Espacial, como en la novela La ciudad de los aztecas (Captive Universe, 1969) de Harry Harrison donde el asteroide se transforma en una nave generacional.

En el episodio The Daughter of Eros (1969), el cómic británico de Jeff Hawke , el asteroide es el asiento de un puesto de avanzada de invasores potencialmente hostiles que, para permanecer de incógnito , logran con métodos clandestinos cancelar una misión terrestre.

En la novela The Strategy Ender (1985) de Orson Scott Card , la escuela de mando está ubicada en Eros, transformada por los extraterrestres llamados Colorado Beetles contra los cuales la humanidad ha estado en guerra durante mucho tiempo; mientras que en la trama Wetware (Vacuum Flowers, 1987) de Michael Swanwick , Eros está rodeado por un enjambre de estaciones espaciales.

Eros aparece en la serie de televisión estadounidense The Expanse . Es una colonia humana habitada por los "Belturianos", humanos que viven en el cinturón de asteroides .

Notas y referencias

Notas

  1. Antes de explotar los datos de Eros, el método se probó con (7) Iris , (12) Victoria y (80) Sappho ( Gino Cecchini 1952 , p.  379-380).
  2. Razón de abundancia evaluada con base en el peso cuantitativo actual del elemento individual.
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enlaces externos


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Opiniones de nuestros usuarios

Alejandra Campos Maldonado

Por fin un artículo sobre (433) Eros que se hace fácil de leer.

Jorge Andres Blanco

Esta entrada sobre (433) Eros me ha ayudado a completar mi trabajo para mañana en el último momento. Ya me veía tirando otra vez de Wikipedia, algo que la profesora nos tiene prohibido. Gracias por salvarme.

Borja Barroso Casado

El artículo sobre (433) Eros es completo y está bien explicado. No le quitaría ni le añadiría una coma.

Jose Miguel Hurtado Guerrero

Me ha llamado la atención este artículo sobre (433) Eros , me resulta curioso lo bien medidas que están las palabras, es como…elegante.