Cinturón de asteróides

Cinturón de asteroides principal
Imagen ilustrativa del artículo Asteroid Belt
Diagrama del sistema solar interno , hasta la órbita de Júpiter que muestra las órbitas de los planetas internos y la posición aproximada del corazón del cinturón de asteroides; los asteroides troyanos también están representados.
apellido sol
Tipo espectral G2 V
Magnitud aparente -26,74
Disco
Tipo Disco de escombros
Características orbitales
Semieje mayor (a) 1,7 - 4,5   AU  
(límites amplios)
Características físicas
Masa 3,03,6 × 10 21  kg  
( 0,04  M Luna )
Descubrimiento
Con fecha de Primera rama ( (1) Cérès ) descubierta en 1801
informaciones suplementarias

El Cinturón Principal de Asteroides (a veces solo el cinturón de asteroides o el cinturón principal ) es una región del Sistema Solar ubicada entre las órbitas de Marte y Júpiter . Contiene una gran cantidad de asteroides .

Terminología

El cinturón de asteroides a veces se conoce como el "cinturón de asteroides principal" cuando se trata de distinguirlo de otros cinturones similares en el Sistema Solar. Todos los asteroides de este cinturón son pequeños cuerpos del Sistema Solar , con la excepción de Ceres , que es un planeta enano .

La designación es antigua y se remonta a la época en que solo se conocía el llamado cinturón principal; Desde entonces se ha descubierto el cinturón de Kuiper , es mucho más grande en masa y extensión, pero actualmente no hay planes para cambiar la terminología.

Caracteristicas

Número

El cinturón de asteroides contiene varios cientos de miles de asteroides conocidos, y posiblemente varios millones, que varían en tamaño desde una mota de polvo hasta un planetoide de unos pocos cientos de kilómetros de diámetro.

A finales de 2005, más de 100.000  asteroides numerados (de aproximadamente 120.000) pertenecían al cinturón de asteroides. Se enumeraron otros 200.000, pero no se enumeraron. Se estimó que más de 500.000 eran detectables visualmente con los medios de la época [ref. necesario] .

En 2018, se conocen 240 asteroides mayores de 100  km, mientras que un estudio sistemático del cinturón en el infrarrojo estimó entre 700.000 y 1.700.000 el número de asteroides mayores de un kilómetro. La magnitud absoluta media de estos asteroides es de aproximadamente 16.

Se considera que el número de asteroides de cierto tamaño aumenta en un factor de 100 cuando el diámetro disminuye en un factor de 10 (es decir, habría 100 veces más asteroides con un diámetro de 100  m que 1  km ) [ref. . necesario] . Esta progresión continúa hasta que su tamaño se vuelve lo suficientemente pequeño, es decir, menos de 0,1  µm . En este punto, la presión de radiación del Sol compite con la gravedad. Cuando la relación entre la fuerza de la radiación y la fuerza de la gravedad es superior a 0,5, este polvo se evacua fuera del sistema solar interior . Pero para una proporción cercana a 0,1, el efecto Poynting-Robertson hace que este polvo se mueva en espiral lentamente hacia el Sol hasta que se evapore a aproximadamente una unidad astronómica . Finalmente, para una relación entre 0,1 y 0,5, el destino del polvo dependerá de sus condiciones iniciales de velocidad.

Contrariamente a la creencia popular, ya pesar de la cantidad de asteroides que contiene, el cinturón de asteroides permanece esencialmente vacío y cada asteroide suele estar separado del más cercano por una media de un millón de kilómetros [poco claro] .

Masa

La masa total del cinturón de asteroides se estima entre 3,0 y 3,6 × 10 21  kg (3 a 3,6 mil millones de toneladas ), o 4 a 5% de la de la Luna . Los cuatro objetos más grandes, Ceres , Vesta , Pallas e Hygée , representan casi la mitad de la masa total del cinturón; Ceres cuenta solo por un tercio. Ceres es el único asteroide lo suficientemente grande como para que su gravedad adquiera una forma esférica y ahora se considera un planeta enano . Orbita a 2.8  AU del Sol, que también es la distancia desde el centro de masa del cinturón de asteroides. Vesta también tiene una magnitud absoluta más alta que los otros asteroides, alrededor de 3,20.

Composición

Al comienzo del Sistema Solar, los asteroides experimentaron cierto grado de fusión, lo que permitió que sus elementos se diferenciaran parcial o completamente por masa. Algunos cuerpos iniciales pueden haber experimentado un período de vulcanismo explosivo y océanos de magma . Sin embargo, debido a su pequeño tamaño, este período de fusión fue breve (en comparación con los planetas) y generalmente terminó hace 4.500 millones de años después de haber durado entre unas pocas decenas y cien millones de años.

Meteorito que cayó en México en 1969; esta condrita carbonosa tiene una composición que se cree que es similar a la de los asteroides.

El cinturón de asteroides comprende principalmente tres categorías de asteroides. En la parte exterior, cerca de la órbita de Júpiter, predominan los asteroides ricos en carbono . Estos asteroides de tipo C incluyen más del 75% de todos los asteroides visibles. Son más rojos que otros asteroides y tienen un albedo muy bajo. Su composición superficial es similar a las condritas de los meteoritos de carbono. Desde un punto de vista químico, su espectro indica una composición similar a la del Sistema Solar primitivo, sin la luz y los elementos volátiles (como el hielo).

Hacia la parte interior del cinturón, a unas 2,5 UA del Sol, los asteroides de tipo S ( silicatos ) son los más comunes. El espectro de su superficie revela la presencia de silicatos y algunos metales, pero ningún compuesto carbonoso significativo. Por lo tanto, están hechos de materiales que han sido profundamente modificados desde los inicios del Sistema Solar. Su supuesto mecanismo de formación incluye una fase de fusión que provocó la diferenciación masiva. Tienen un albedo relativamente alto y representan el 17% del total.

Una tercera categoría, que comprende el 10% del total, es la de los asteroides tipo M (ricos en metales ). Su espectro se asemeja al de una aleación de hierro - níquel , con un aspecto blanco o ligeramente rojo y sin características de absorción. Se cree que algunos asteroides de tipo M se formaron en los núcleos metálicos de objetos más grandes que se fragmentaron por colisión. Sin embargo, algunos compuestos de silicato pueden producir una apariencia similar; por ejemplo, el asteroide de tipo M Calliope no parece estar compuesto principalmente de metal. Dentro del cinturón, la distribución de asteroides de tipo M alcanza un máximo de 2,7 AU del Sol. No se sabe si todos los asteroides de tipo M tienen una composición similar o si se trata de una etiqueta que agrupa varias variedades que no pertenecen a las clases C y S.

El cinturón de asteroides contiene muy pocos asteroides basálticos de tipo V , un hecho por el cual desconocemos la razón. Las teorías de formación de asteroides predicen que los objetos del tamaño de Vesta o más grandes deberían formar costras y mantos, que en su mayoría están formados por rocas de basalto; más de la mitad de los asteroides deberían estar compuestos de basalto u olivino . Las observaciones sugieren que el 99% del basalto predicho no existe. Hasta 2001, se creía que la mayoría de los cuerpos de basalto encontrados en el cinturón provenían de Vesta (de ahí su nombre tipo V). Sin embargo, (1459) el descubrimiento de Magnya reveló una composición química ligeramente diferente a la de otros asteroides de basalto, lo que sugiere un origen diferente. En 2007, se descubrieron (7472) Kumakiri y (10537) 1991 RY 16 que poseen una composición basáltica y cuyo origen no puede provenir de Vesta. Hasta la fecha (octubre de 2007), estos son los únicos asteroides de tipo V descubiertos en el cinturón exterior.

La temperatura en el cinturón varía según la distancia del sol. Para las partículas de polvo, la temperatura típica oscila entre 200 K (-73 ° C) y 2,2 AU a 165 K (-108 ° C) a 3,2 AU. Para un asteroide más grande, su rotación impone mayores variaciones, estando su superficie expuesta alternativamente a la radiación solar y al fondo de las estrellas.

Órbitas

General

La gran mayoría de los asteroides del cinturón principal tienen una excentricidad de menos de 0,4 y una inclinación de menos de 30 °. Su distribución orbital es máxima para una excentricidad de aproximadamente 0,07 y una inclinación inferior a 4 °. Esquemáticamente, un asteroide típico del Cinturón Principal tiene una órbita relativamente circular cerca del plano de la eclíptica , pero hay excepciones.

El término "cinturón principal" se utiliza a veces para referirse exclusivamente a la región central donde la concentración de asteroides es mayor. Se ubica entre las vacantes Kirkwood 4: 1 y 2: 1, entre 2.06 y 3.27 AU, y sus componentes tienen una excentricidad menor a 0.33 y una inclinación menor a 20 °. Esta región contiene el 93,4% de todos los asteroides numerados del Sistema Solar.

Los dos diagramas siguientes resaltan ciertos elementos orbitales de asteroides conocidos de acuerdo con su semi-eje mayor (en AU ); los asteroides del cinturón están indicados en rojo y azul, entre 2 y 4 AU (el rojo correspondiente a la región más poblada del cinturón). El grupo de asteroides ubicado alrededor de 5.2 AU es el de los troyanos .

Brechas de Kirkwood

Diagrama que muestra la distribución de los asteroides en función del eje semi-mayor dentro del "corazón" del cinturón. Las flechas azuladas apuntan a los huecos de Kirkwood , donde los efectos de resonancia orbital con Júpiter desestabilizan las órbitas de pequeños cuerpos que podrían estar allí.

La distribución de los ejes semi-mayores de los asteroides (y por lo tanto, cuando su excentricidad es baja, de su período orbital ) muestra áreas claramente desprovistas de asteroides, llamadas vacantes de Kirkwood . Estas brechas aparecen para ejes semi-principales donde la relación entre el período orbital de un asteroide y el de Júpiter es una fracción completa . Para un objeto pequeño que cumple esta condición, los efectos de resonancia con el planeta son suficientes para perturbar sus elementos orbitales . En la práctica, los asteroides que pueden haber estado en tales órbitas en el pasado (ya sea inicialmente debido a la migración desde la órbita de Júpiter o debido a perturbaciones o colisiones previas) se han movido gradualmente a órbitas con un eje diferente medio grande.

Las deficiencias de Kirkwood solo aparecen al examinar la distribución de los ejes semi-principales de los asteroides. En la práctica, siendo la órbita de estos elíptica, muchos asteroides cruzan la distancia del Sol correspondiente a los huecos; En cualquier momento, la densidad de asteroides en las vacantes no es significativamente diferente de la de las regiones vecinas.

Los principales huecos ocurren en resonancia 3: 1, 5: 2, 7: 3 y 2: 1 con Júpiter. Por lo tanto, un asteroide ubicado en la brecha de 3: 1 haría 3 órbitas alrededor del Sol por cada órbita de Júpiter. Se producen resonancias más débiles para otros valores de los ejes semi-principales, lo que hace que menos asteroides tengan estos valores (por ejemplo, resonancia 8: 3 para el eje semi-mayor de 2,71 AU).

La región central del cinturón de asteroides a veces se subdivide en tres zonas, según las brechas de Kirkwood más importantes. La zona I se extiende desde la resonancia 4: 1 (2,06 AU) hasta la resonancia 3: 1 (2,5 AU). La Zona II comienza desde el final de la Zona I hasta la resonancia 5: 2 (2,82 AU). La Zona III comienza en el límite exterior de la Zona II hasta el intervalo de resonancia de 2: 1 (3,28 AU).

El cinturón principal también se puede dividir en cinturón interior y cinturón exterior. El cinturón interior está formado por asteroides que orbitan más cerca de Marte que la brecha de Kirkwood de resonancia 3: 1 (2,5 AU) y el cinturón exterior del resto de los asteroides. Algunos autores definen estos dos cinturones a partir de la resonancia 2: 1 (3,3 AU). Otros impulsan la subdivisión definiendo los cinturones interior, medio y exterior.

Colisiones

Ningún asteroide de más de 100  m tiene un período de rotación inferior a 2,2 h. En un asteroide que gira más rápido, cualquier material superficial débilmente adherido sería expulsado. Sin embargo, un objeto sólido podría girar más rápido sin romperse. Esto sugiere que la mayoría de los asteroides de más de 100  m son pilas de escombros formados por acumulación después de colisiones entre asteroides.

Debido a la gran cantidad de objetos que contiene, el cinturón de asteroides es un entorno muy activo y las colisiones ocurren allí con frecuencia (a escala astronómica). Se estima que allí se produce una colisión entre dos cuerpos con un diámetro superior a 10  km cada 10 millones de años. Una colisión puede romper un asteroide en varios pedazos más pequeños (y eventualmente formar una nueva familia) y algunos de estos escombros pueden formar meteoroides .

Por el contrario, las colisiones que ocurren a velocidades relativas bajas pueden fusionar dos asteroides.

El cinturón de asteroides contiene bandas de polvo (partículas de menos de una centésima de µm) que resultan en parte de colisiones entre asteroides e impactos de micrometeoritos. Debido al efecto Poynting-Robertson , la presión de la radiación solar hace que este polvo se mueva lentamente en espiral hacia el Sol.

La combinación de este polvo y el material expulsado por los cometas provoca la luz zodiacal . Este resplandor se puede ver de noche en la dirección del Sol a lo largo del plano de la eclíptica . Las partículas que lo producen miden en promedio 40 µm y tienen una vida útil de alrededor de 700.000 años. Para mantener las bandas de polvo, se deben producir nuevas partículas regularmente en el cinturón de asteroides.

Familias y grupos

Diagrama de la inclinación ( i p , en grados) de los asteroides numerados según su excentricidad ( e p ); esta relación permite revelar varias familias de asteroides donde estos dos valores son muy cercanos.

Aproximadamente un tercio de los asteroides del cinturón principal pertenecen a una familia de asteroides. Una de esas familias está formada por asteroides que poseen elementos orbitales similares, como eje semi-mayor , excentricidad e inclinación , así como características espectrales comunes, lo que sugiere un origen común en la fragmentación de un cuerpo más grande.

Se estima que son casi seguras de 20 a 30 familias, cuyos miembros presentan un espectro común. Las asociaciones de asteroides más pequeños se denominan grupos.

En orden de aumento del eje semi-mayor, las familias principales son las de Flore , Eunomie , Coronis , Eos y Themis . La familia de Flore, una de las más importantes, tiene más de 800 miembros y se cree que se formó por una colisión que ocurrió hace menos de mil millones de años.

Vesta es el asteroide más grande que forma parte de una familia. La familia de Vesta puede haberse formado durante un impacto que formó un cráter en el asteroide. El meteorito HED provendría de este impacto.

Se han observado tres bandas de polvo principales en el cinturón de asteroides, que comparten una inclinación similar a las familias Eos, Koronis y Themis y pueden estar asociadas con ellas.

Periferia

El grupo de Hungaria se extiende hasta la periferia interior del cinturón, entre 1,8 y 2,0  au . Este grupo lleva el nombre de su miembro principal, (434) Hungría . Está separada del resto del cinturón por la brecha Kirkwood 4: 1 y se caracteriza por una pendiente pronunciada. Algunos miembros de este grupo cruzan la órbita de Marte y es posible que las perturbaciones gravitacionales de este planeta reduzcan la población total.

La familia Phocaea se encuentra en el borde interior del cinturón de asteroides y también está marcada por una fuerte inclinación. Este conjunto se interpreta como una familia de paquetes . Está formado principalmente por asteroides de tipo S, mientras que el grupo vecino de Hungaria está compuesto principalmente por asteroides de tipo E. Orbita entre 2,25 y 2,5 AU.

El grupo Cybele ocupa la parte exterior del cinturón principal, entre 3.3 y 3.5  AU , con una resonancia de 7: 4 con Júpiter. El grupo de Hilda orbita entre 3,5 y 4,2  UA . Resuena 3: 2 con Júpiter y consta de asteroides con órbitas relativamente circulares.

Hay relativamente pocos asteroides por encima de 4,2  AU hasta el nivel de la órbita de Júpiter. Las siguientes agrupaciones son los dos subgrupos de troyanos de Júpiter que generalmente no se consideran parte del cinturón de asteroides.

Familias recientes

Algunas familias de asteroides se han formado recientemente desde un punto de vista astronómico. La familia de Karin parece haberse formado allí 5,7 millones de años después de una colisión con un asteroide de 16  km de radio. La familia Veritas se formó hace 8,3 millones de años y la evidencia de este evento ha tomado la forma de polvo interplanetario que se encuentra en los sedimentos oceánicos.

Se cree que el grupo Datura se formó hace 450.000 años por colisión. Esta estimación se basa en la probabilidad de que sus miembros tengan su órbita actual en lugar de evidencia física. Pudo haber contribuido al polvo zodiacal. Otros grupos recientes, como el de Iannini (hace entre 1 y 5 millones de años) podrían haber contribuido a este polvo.

Origen

Capacitación

La mayoría de los científicos consideran que el cinturón de asteroides está formado por restos del Sistema Solar primitivo que nunca formó un planeta.

Originalmente, se argumentó que el cinturón provendría de la fragmentación de un planeta (llamado Phaeton ). Esta suposición ha caído en desuso debido a una serie de cuestiones. El primero se refiere a la enorme energía requerida. Otro es la baja masa total del cinturón, que es solo una fracción de la de la Luna. Finalmente, las diferencias en la composición química entre los asteroides son difíciles de explicar si todos provienen del mismo cuerpo.

Se cree que la formación de los planetas sigue un proceso análogo a la hipótesis de la nebulosa solar , que asume que una nube de polvo y gas interplanetarios se ha derrumbado bajo la influencia de su propia gravedad para formar un disco giratorio, que se condensa para formar el sol y Los planetas. Durante los primeros millones de años del Sistema Solar, un proceso de acreción incrementó gradualmente el tamaño de los cuerpos, hasta formar los diversos planetas.

En áreas donde la velocidad promedio de colisión era demasiado alta, la dislocación de los planetesimales tendía a dominar la acreción, impidiendo la formación de cuerpos suficientemente grandes. Además, los efectos de resonancia orbital con Júpiter tienden a trastocar los cuerpos pequeños a otras órbitas. La región entre Marte y Júpiter contiene varias resonancias fuertes. Júpiter habiendo migrado hacia el Sol como resultado de su formación, estas resonancias barrieron el cinturón de asteroides, excitando a la población de planetesimales, aumentando su velocidad relativa. Los planetesimales de esta región estaban (y siguen estando) demasiado perturbados para formar un planeta. Continúan orbitando el Sol de forma independiente y chocan ocasionalmente. El cinturón de asteroides puede considerarse una reliquia del Sistema Solar primitivo.

Evolución

El cinturón de asteroides actual contendría solo una pequeña parte de la masa del cinturón primordial. Basado en simulaciones por computadora, este cinturón habría tenido una masa equivalente a la de la Tierra. Debido a las perturbaciones gravitacionales, la mayor parte del material fue expulsado apenas un millón de años después de su formación, dejando finalmente menos del 0,1% de la masa original.

Desde este período, la distribución de tamaño de los asteroides en el cinturón se ha mantenido relativamente estable: no ha habido un aumento o disminución en las dimensiones típicas de estos asteroides. Sin embargo, se vieron afectados por diversos procesos posteriores como el calentamiento interno (durante las primeras decenas de millones de años), el derretimiento de su superficie tras impactos o el desmoronamiento por radiación y bombardeo de micrometeoritos. Por lo tanto, los asteroides por sí mismos no son muestras intactas del Sistema Solar primitivo. Por el contrario, los objetos en el cinturón exterior de Kuiper habrían sufrido mucha menos transformación.

La resonancia orbital 4: 1 con Júpiter, alrededor de 2.06 AU, puede considerarse el límite interno del cinturón. Las perturbaciones de Júpiter mueven los cuerpos allí a órbitas inestables. Además, la mayoría de los cuerpos que allí se formaron fueron expulsados por Marte (cuyo afelio se encuentra a 1,67 UA) o por perturbaciones gravitacionales al comienzo del Sistema Solar. Las excepciones incluyen la familia Hungaria , asteroides ubicados en órbitas muy inclinadas y que, por lo tanto, estaban protegidos de perturbaciones.

Descubrimiento y exploración

Observaciones telescópicas

Retrato de Giuseppe Piazzi , descubridor del primer asteroide, Ceres .

El primer asteroide fue descubierto por Giuseppe Piazzi en 1 st  de enero de 1801 . El cálculo permitió revelar que se trataba de una estrella con un promedio móvil de 2,8 unidades astronómicas del sol . Fue nombrado Ceres . Luego se descubrieron otros asteroides: Pallas en 1802, Juno en 1804 y Vesta en 1807 . Durante unos cincuenta años, estos cuatro cuerpos fueron considerados como pequeños planetas, en sustitución del "planeta perdido" anunciado por Bode en 1772. Sin embargo, las diferencias significativas en órbitas y luminosidad entre estos cuatro objetos y sus posiciones en relación con los llamados desaparecidos planeta dio lugar a un intenso debate sobre su estado.

El descubrimiento de Astrea en 1845, así como decenas de otros asteroides ubicados entre Marte y Júpiter durante la década siguiente, permitió poner fin al debate y establecer definitivamente la existencia de un cinturón de asteroides entre las órbitas de Marte y Júpiter.

El descubrimiento de un nuevo asteroide en el cinturón principal es hoy un evento banal ya que descubrimos en promedio varias decenas por día entre 1995 y 2005 gracias a programas como LINEAR , NEAT o Spacewatch . En este campo de investigación, si bien quedan millones de descubrimientos por hacer, ya se han realizado importantes descubrimientos (asteroides binarios, satélites de asteroides, asteroides con varios asteroides satélites, etc.).

Exploración espacial

Impresión artística de la misión espacial Dawn para visitar Vesta (izquierda) y Ceres (derecha).

La primera nave espacial en cruzar el cinturón de asteroides fue la Pioneer 10 , que ingresó en. En ese momento, no estaba claro si los escombros del cinturón iban a dañar la sonda. Sin embargo, el Pioneer 10 lo atravesó sin sufrir daños. Desde entonces, el cinturón de asteroides ha sido atravesado por otras nueve sondas: Pioneer 11 , Voyager 1 , Voyager 2 , Galileo , Cassini , NEAR , Ulysses , New Horizons y Juno sin incidentes. La probabilidad de que una sonda se encuentre con un asteroide se estima ahora en menos de una milmillonésima.

A finales de 2007, se enviaron tres sondas específicamente para la observación de asteroides. NEAR y Hayabusa se dedicaron a los asteroides cercanos a la Tierra. Only Dawn , lanzado en julio de 2007, apunta al cinturón de asteroides, específicamente a Vesta y Ceres . Si la sonda aún está operativa después de realizar este trabajo, se planea utilizarla para continuar explorando.

A partir de 2026, la sonda espacial Psyche , cuyo lanzamiento está previsto para 2022 como parte del programa Discovery, estudiará el asteroide del mismo nombre .

Notas y referencias

Notas

  1. Anteriormente también llamado "anillo principal de asteroides" o simplemente "anillo de asteroides" o "anillo principal" ( Arend 1945 ).
  2. Al 18 de octubre de 2007, el Centro de Planetas Menores de base de datos figuran 164.612 asteroides numerados; entre estos, 162.769 tenían un eje semi-mayor entre 1,7 y 4,5 AU correspondiente a los límites amplios del cinturón de asteroides, o el 98,9%.
  3. Desde 1867 los nombres oficiales de todos los asteroides, incluyendo el primero de cinco, comienzan con un número entre paréntesis: (1) Ceres, (2) Pallas, (3) Juno, (4) Vesta y (5) Astraea .

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