Asteroide

Imágenes de asteroides visitados que ilustran su diferencia: 243 Ida con su luna Dactyl (el punto de tamaño de 1–2 km a la derecha), 433 Eros el primer asteroide orbitado y aterrizado en (2001) y Ceres un asteroide y planeta enano considerablemente más grande 1000 km de ancho.

Un asteroide es un planeta menor del Sistema Solar interior. Los tamaños y formas de los asteroides varían significativamente, desde rocas de 1 metro hasta un planeta enano de casi 1000 km de diámetro; son cuerpos rocosos, metálicos o helados sin atmósfera.

De los aproximadamente un millón de asteroides conocidos, la mayor parte se encuentra entre las órbitas de Marte y Júpiter, aproximadamente de 2 a 4 UA del Sol, en el cinturón principal de asteroides. Los asteroides generalmente se clasifican en tres tipos: tipo C, tipo M y tipo S. Estos recibieron su nombre y generalmente se identifican con composiciones carbonáceas, metálicas y silíceas, respectivamente. El tamaño de los asteroides varía mucho; el más grande, Ceres, tiene casi 1000 km (600 mi) de ancho y califica como un planeta enano. La masa total de todos los asteroides combinados es solo el 3% de la de la Luna de la Tierra. La mayoría de los asteroides del cinturón principal siguen órbitas estables, ligeramente elípticas, giran en la misma dirección que la Tierra y tardan de tres a seis años en completar un circuito completo alrededor del Sol.

Históricamente, los asteroides se han observado desde la Tierra; la nave espacial Galileo proporcionó la primera observación cercana de un asteroide. Posteriormente, la NASA y JAXA lanzaron varias misiones dedicadas a los asteroides, con planes para otras misiones en curso. El NEAR Shoemaker de la NASA estudió a Eros, y Dawn observó a Vesta y Ceres. Las misiones de JAXA Hayabusa y Hayabusa2 estudiaron y devolvieron muestras de Itokawa y Ryugu, respectivamente. OSIRIS-REx estudió a Bennu y recolectó una muestra en 2020 para devolverla a la Tierra en 2023. Lucy de la NASA, lanzada en 2021, estudiará ocho asteroides diferentes, uno del cinturón principal y otro siete troyanos de Júpiter. Psyche, cuyo lanzamiento está previsto para 2023, estudiará un asteroide metálico del mismo nombre.

Los asteroides cercanos a la Tierra pueden amenazar toda la vida en el planeta; un evento de impacto de asteroide resultó en la extinción del Cretácico-Paleógeno. Se han propuesto diferentes estrategias de desviación de asteroides; la nave espacial Double Asteroid Redirection Test, o DART, se lanzó en 2021 e impactó intencionalmente a Dimorphos en septiembre de 2022, alterando con éxito su órbita al chocar contra ella.

Historial de observaciones

Solo un asteroide, 4 Vesta, que tiene una superficie relativamente reflectante, normalmente es visible a simple vista. Cuando está posicionado favorablemente, 4 Vesta se puede ver en cielos oscuros. En raras ocasiones, los pequeños asteroides que pasan cerca de la Tierra pueden ser visibles a simple vista durante un breve período de tiempo. En abril de 2022, Minor Planet Center tenía datos sobre 1 199 224 planetas menores en el Sistema Solar interior y exterior, de los cuales alrededor de 614 690 tenían suficiente información para recibir designaciones numeradas.

Descubrimiento de Ceres

En 1772, el astrónomo alemán Johann Elert Bode, citando a Johann Daniel Titius, publicó una procesión numérica conocida como la ley de Titius-Bode (ahora desacreditada). Excepto por una brecha inexplicable entre Marte y Júpiter, la fórmula de Bode parecía predecir las órbitas de los planetas conocidos. Escribió la siguiente explicación de la existencia de un 'planeta perdido':

Este último punto parece en particular seguir de la asombrosa relación que los seis planetas conocidos observan en sus distancias del Sol. Deje que la distancia del Sol a Saturno sea tomada como 100, entonces Mercurio está separado por 4 partes tales del Sol. Venus es 4 + 3 = 7. La Tierra 4 + 6 = 10. Marte 4 + 12 = 16. Ahora viene una brecha en esta tan ordenada progresión. Después de Marte hay un espacio de 4 + 24 = 28 partes, en el que aún no se ha visto ningún planeta. ¿Puede uno creer que el Fundador del universo había dejado este espacio vacío? Claro que no. Desde aquí llegamos a la distancia de Júpiter por 4 + 48 = 52 partes, y finalmente a la de Saturno por 4 + 96 = 100 partes.

La fórmula de Bode predijo que se encontraría otro planeta con un radio orbital cercano a las 2,8 unidades astronómicas (AU), o 420 millones de km, del Sol. La ley de Titius-Bode recibió un impulso con el descubrimiento de William Herschel de Urano cerca de la distancia prevista para un planeta más allá de Saturno. En 1800, un grupo encabezado por Franz Xaver von Zach, editor de la revista astronómica alemana Monatliche Correspondenz (Correspondencia mensual), envió solicitudes a 24 astrónomos experimentados (a quienes denominó la "policía celestial&# 34;), pidiéndoles que aúnen sus esfuerzos y comiencen una búsqueda metódica del esperado planeta. Aunque no descubrieron a Ceres, más tarde encontraron los asteroides 2 Pallas, 3 Juno y 4 Vesta.

Uno de los astrónomos seleccionados para la búsqueda fue Giuseppe Piazzi, un sacerdote católico de la Academia de Palermo, Sicilia. Antes de recibir su invitación para unirse al grupo, Piazzi descubrió Ceres el 1 de enero de 1801. Estaba buscando "la [estrella] 87 del Catálogo de las estrellas zodiacales del Sr. la Caille", pero encontró que " 34;fue precedido por otro". En lugar de una estrella, Piazzi había encontrado un objeto similar a una estrella en movimiento, que primero pensó que era un cometa:

La luz era un poco débil, y del color de Júpiter, pero similar a muchos otros que generalmente se consideran de la octava magnitud. Por lo tanto, no tenía ninguna duda de que fuera una estrella fija. [...] La noche del tercero, mi sospecha se convirtió en certeza, asegurando que no era una estrella fija. Sin embargo, antes de que lo supiera, esperé hasta la noche del cuarto, cuando tuve la satisfacción de ver que se había movido al mismo ritmo que en los días anteriores.

Piazzi observó a Ceres un total de 24 veces, la última vez el 11 de febrero de 1801, cuando la enfermedad interrumpió su trabajo. Anunció su descubrimiento el 24 de enero de 1801 en cartas a solo dos compañeros astrónomos, su compatriota Barnaba Oriani de Milán y Bode en Berlín. Lo reportó como un cometa pero "dado que su movimiento es tan lento y bastante uniforme, se me ha ocurrido varias veces que podría ser algo mejor que un cometa". En abril, Piazzi envió sus observaciones completas a Oriani, Bode y al astrónomo francés Jérôme Lalande. La información se publicó en el número de septiembre de 1801 de Monatliche Correspondenz.

Para entonces, la posición aparente de Ceres había cambiado (principalmente debido al movimiento de la Tierra alrededor del Sol) y estaba demasiado cerca del resplandor del Sol para que otros astrónomos confirmaran que Piazzi lo había hecho. s observaciones. Hacia el final del año, Ceres debería haber vuelto a ser visible, pero después de tanto tiempo era difícil predecir su posición exacta. Para recuperar Ceres, el matemático Carl Friedrich Gauss, que entonces tenía 24 años, desarrolló un método eficiente para determinar la órbita. En unas pocas semanas, predijo el camino de Ceres y envió sus resultados a von Zach. El 31 de diciembre de 1801, von Zach y su compañero policía celestial Heinrich W. M. Olbers encontraron a Ceres cerca de la posición prevista y así la recuperaron. A 2,8 AU del Sol, Ceres parecía ajustarse a la ley de Titius-Bode casi a la perfección; sin embargo, Neptuno, una vez descubierto en 1846, estaba 8 UA más cerca de lo previsto, lo que llevó a la mayoría de los astrónomos a concluir que la ley era una coincidencia. Piazzi nombró al objeto recién descubierto Ceres Ferdinandea, "en honor de la diosa patrona de Sicilia y del rey Fernando de Borbón".

Más búsqueda

Tamaños de los primeros diez asteroides descubiertos, en comparación con la Luna

El grupo de von Zach descubrió otros tres asteroides (2 Pallas, 3 Juno y 4 Vesta) en los años siguientes, y Vesta se encontró en 1807. No se descubrieron nuevos asteroides hasta 1845. El astrónomo aficionado Karl Ludwig Hencke comenzó sus búsquedas de nuevos asteroides en 1830, y quince años más tarde, mientras buscaba a Vesta, encontró el asteroide que luego se llamó 5 Astraea. Fue el primer descubrimiento de un nuevo asteroide en 38 años. Carl Friedrich Gauss tuvo el honor de nombrar el asteroide. Después de esto, se sumaron otros astrónomos; Se encontraron 15 asteroides a fines de 1851. En 1868, cuando James Craig Watson descubrió el asteroide número 100, la Academia de Ciencias de Francia grabó los rostros de Karl Theodor Robert Luther, John Russell Hind y Hermann Goldschmidt, los tres asteroides más exitosos. cazadores de aquella época, en un medallón conmemorativo del acontecimiento.

En 1891, Max Wolf fue pionero en el uso de la astrofotografía para detectar asteroides, que aparecían como rayas cortas en placas fotográficas de exposición prolongada. Esto aumentó drásticamente la tasa de detección en comparación con los métodos visuales anteriores: solo Wolf descubrió 248 asteroides, comenzando con 323 Brucia, mientras que hasta ese momento solo se habían descubierto un poco más de 300. Se sabía que había muchos más, pero la mayoría de los astrónomos no se preocuparon por ellos, y algunos los llamaron "alimañas de los cielos", una frase atribuida de diversas formas a Eduard Suess y Edmund Weiss. Incluso un siglo después, solo unos pocos miles de asteroides fueron identificados, numerados y nombrados.

Siglos XIX y XX

descubrimientos acumulativos de los asteroides cercanos a la Tierra conocidos por tamaño, 1980-2022

En el pasado, los asteroides se descubrieron mediante un proceso de cuatro pasos. Primero, se fotografió una región del cielo con un telescopio de campo amplio o astrógrafo. Se tomaron pares de fotografías, típicamente con una hora de diferencia. Se pueden tomar varios pares durante una serie de días. En segundo lugar, las dos películas o placas de la misma región se observaron bajo un estereoscopio. Un cuerpo en órbita alrededor del Sol se movería ligeramente entre el par de películas. Bajo el estereoscopio, la imagen del cuerpo parecería flotar ligeramente sobre el fondo de estrellas. En tercer lugar, una vez que se identificaba un cuerpo en movimiento, su ubicación se mediría con precisión utilizando un microscopio digitalizador. La ubicación se mediría en relación con las ubicaciones de estrellas conocidas.

Estos tres primeros pasos no constituyen el descubrimiento de un asteroide: el observador solo ha encontrado una aparición, que recibe una designación provisional, compuesta por el año del descubrimiento, una letra que representa el medio mes del descubrimiento y, finalmente, una letra y un número que indica el número secuencial del descubrimiento (ejemplo: 1998 FJ₇₄). El último paso es enviar las ubicaciones y la hora de las observaciones al Centro de Planetas Menores, donde los programas de computadora determinan si una aparición une apariciones anteriores en una sola órbita. Si es así, el objeto recibe un número de catálogo y el observador de la primera aparición con una órbita calculada es declarado descubridor y se le otorga el honor de nombrar el objeto sujeto a la aprobación de la Unión Astronómica Internacional.

Nombramiento

2013 EC, mostrada aquí en imágenes de radar, tiene una designación provisional

En 1851, la Royal Astronomical Society decidió que los asteroides se estaban descubriendo a un ritmo tan rápido que se necesitaba un sistema diferente para categorizar o nombrar los asteroides. En 1852, cuando de Gasparis descubrió el vigésimo asteroide, Benjamin Valz le dio un nombre y un número que designaba su rango entre los descubrimientos de asteroides, 20 Massalia. A veces se descubrieron asteroides y no se volvieron a ver. Entonces, a partir de 1892, los nuevos asteroides se enumeraron por año y una letra mayúscula indicaba el orden en que se calculó y registró la órbita del asteroide dentro de ese año específico. Por ejemplo, los primeros dos asteroides descubiertos en 1892 fueron etiquetados como 1892A y 1892B. Sin embargo, no había suficientes letras en el alfabeto para todos los asteroides descubiertos en 1893, por lo que 1893Z fue seguido por 1893AA. Se probaron varias variaciones de estos métodos, incluidas las designaciones que incluían el año más una letra griega en 1914. En 1925 se estableció un sistema de numeración cronológica simple.

Actualmente, todos los asteroides recién descubiertos reciben una designación provisional (como 2002 AT4) que consiste en el año del descubrimiento y un código alfanumérico que indica el medio mes del descubrimiento y la secuencia dentro de ese medio mes. Una vez que se ha confirmado la órbita de un asteroide, se le asigna un número y luego también se le puede asignar un nombre (por ejemplo, 433 Eros). La convención de nomenclatura formal usa paréntesis alrededor del número, p. (433) Eros, pero es bastante común eliminar los paréntesis. De manera informal, también es común eliminar el número por completo o eliminarlo después de la primera mención cuando un nombre se repite en el texto continuo. Además, el descubridor del asteroide puede proponer nombres, dentro de las pautas establecidas por la Unión Astronómica Internacional.

Símbolos

A los primeros asteroides que se descubrieron se les asignaron símbolos icónicos como los que se usan tradicionalmente para designar los planetas. En 1855 había dos docenas de símbolos de asteroides, que a menudo se presentaban en múltiples variantes.

En 1851, después de que se descubriera el decimoquinto asteroide, Eunomia, Johann Franz Encke hizo un cambio importante en la próxima edición de 1854 del Berliner Astronomisches Jahrbuch (BAJ, Berlin Astronomical Yearbook ). Introdujo un disco (círculo), un símbolo tradicional de una estrella, como símbolo genérico de un asteroide. Luego, el círculo se numeró en orden de descubrimiento para indicar un asteroide específico. Los astrónomos adoptaron rápidamente la convención del círculo numerado, y el siguiente asteroide que se descubrió (16 Psyche, en 1852) fue el primero en ser designado de esa manera en el momento de su descubrimiento. Sin embargo, a Psyche también se le dio un símbolo icónico, al igual que algunos otros asteroides descubiertos en los años siguientes. 20 Massalia fue el primer asteroide al que no se le asignó un símbolo icónico, y no se crearon símbolos icónicos después del descubrimiento de 37 Fides en 1855.

Terminología

Una imagen compuesta, a la misma escala, de los asteroides representados en alta resolución antes de 2012. Son, de mayor a menor: 4 Vesta, 21 Lutetia, 253 Mathilde, 243 Ida y su luna Dactyl, 433 Eros, 951 Gaspra, 2867 Šteins, 25143 Itokawa

Vesta (izquierda), con Ceres (centro) y la Luna (derecha) se muestra a escala.

El primer asteroide descubierto, Ceres, originalmente se consideró un nuevo planeta. Le siguió el descubrimiento de otros cuerpos similares, que con el equipo de la época parecían ser puntos de luz como estrellas, mostrando poco o ningún disco planetario, aunque fácilmente distinguibles de las estrellas debido a sus movimientos aparentes. Esto llevó al astrónomo Sir William Herschel a proponer el término "asteroide", acuñado en griego como ἀστεροειδής, o asteroeidēs., que significa 'en forma de estrella, en forma de estrella', y se deriva del griego antiguo ἀστήρ astēr 'estrella, planeta'. A principios de la segunda mitad del siglo XIX, los términos "asteroide" y "planeta" (no siempre calificado como "menor") todavía se usaban indistintamente.

Tradicionalmente, los cuerpos pequeños que orbitaban alrededor del Sol se clasificaban como cometas, asteroides o meteoritos, y cualquier cosa de menos de un metro de diámetro se denominaba meteoroide. El término "asteroide" nunca tuvo una definición formal, con el término más amplio "pequeños cuerpos del Sistema Solar" siendo el preferido por la Unión Astronómica Internacional (IAU). Como no existe una definición de la IAU, el asteroide se puede definir como "un cuerpo rocoso de forma irregular que orbita alrededor del Sol y que no califica como planeta o planeta enano según las definiciones de la IAU de esos términos".

Cuando se encontraron, los asteroides se consideraron una clase de objetos distintos de los cometas, y no hubo un término unificado para los dos hasta que "cuerpo pequeño del Sistema Solar" fue acuñado en 2006. La principal diferencia entre un asteroide y un cometa es que un cometa muestra un coma debido a la sublimación de los hielos cercanos a la superficie por la radiación solar. Algunos objetos terminaron en la lista doble porque primero se clasificaron como planetas menores, pero luego mostraron evidencia de actividad cometaria. Por el contrario, algunos (quizás todos) los cometas finalmente pierden sus hielos volátiles superficiales y se vuelven similares a asteroides. Otra distinción es que los cometas suelen tener órbitas más excéntricas que la mayoría de los asteroides; "asteroides" con órbitas notablemente excéntricas son probablemente cometas inactivos o extintos.

Durante casi dos siglos, desde el descubrimiento de Ceres en 1801 hasta el descubrimiento del primer centauro, 2060 Chiron en 1977, todos los asteroides conocidos pasaron la mayor parte de su tiempo en la órbita de Júpiter o dentro de ella, aunque algunos como 944 Hidalgo se aventuró mucho más allá de Júpiter durante parte de su órbita. Cuando los astrónomos comenzaron a encontrar más cuerpos pequeños que residían permanentemente más allá de Júpiter, ahora llamados centauros, los enumeraron entre los asteroides tradicionales. Hubo un debate sobre si estos objetos deberían considerarse asteroides o recibir una nueva clasificación. Luego, cuando se descubrió el primer objeto transneptuniano (aparte de Plutón), 15760 Albion, en 1992, y especialmente cuando comenzaron a aparecer grandes cantidades de objetos similares, se inventaron nuevos términos para eludir el problema: objeto del cinturón de Kuiper, trans -Objeto neptuniano, objeto de disco disperso, etc. Habitan en los confines fríos del Sistema Solar, donde los hielos permanecen sólidos 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 volátiles se sublimarían y los enfoques tradicionales los clasificarían como cometas y no como asteroides.

Los más internos son los objetos del cinturón de Kuiper, llamados "objetos" en parte para evitar la necesidad de clasificarlos como asteroides o cometas. Se cree que tienen una composición predominantemente similar a la de un cometa, aunque algunos pueden ser más parecidos a los asteroides. Además, la mayoría no tiene las órbitas altamente excéntricas asociadas con los cometas, y los descubiertos hasta ahora son más grandes que los núcleos de los cometas tradicionales. (Se supone que la nube de Oort, mucho más distante, es el principal reservorio de cometas inactivos). Otras observaciones recientes, como el análisis del polvo cometario recolectado por la sonda Stardust, están borrando cada vez más la distinción entre cometas y asteroides, lo que sugiere &# 34;un continuo entre asteroides y cometas" en lugar de una nítida línea divisoria.

Los planetas menores más allá de la órbita de Júpiter a veces también se denominan "asteroides", especialmente en presentaciones populares. Sin embargo, se está volviendo cada vez más común el término "asteroide" restringirse a los planetas menores del Sistema Solar interior. Por lo tanto, este artículo se limitará en su mayor parte a los asteroides clásicos: objetos del cinturón de asteroides, troyanos de Júpiter y objetos cercanos a la Tierra.

Cuando la IAU introdujo la clase de pequeños cuerpos del Sistema Solar en 2006 para incluir la mayoría de los objetos previamente clasificados como cometas y planetas menores, crearon la clase de planetas enanos para los planetas menores más grandes, aquellos que tienen suficiente masa para convertirse en elipsoidales bajo su propia gravedad. Según la IAU, "el término 'planeta menor' todavía se puede usar, pero generalmente, el término 'Cuerpo pequeño del sistema solar' será preferido." Actualmente, solo el objeto más grande del cinturón de asteroides, Ceres, con unos 975 km (606 mi) de diámetro, se ha colocado en la categoría de planeta enano.

Formación

La impresión del artista muestra cómo un asteroide se desgarra por la fuerte gravedad de un enano blanco.

Muchos asteroides son los restos destrozados de planetesimales, cuerpos dentro de la nebulosa solar del joven Sol que nunca crecieron lo suficiente como para convertirse en planetas. Se cree que los planetesimales en el cinturón de asteroides evolucionaron de manera muy similar al resto de los objetos en la nebulosa solar hasta que Júpiter se acercó a su masa actual, momento en el cual la excitación de las resonancias orbitales con Júpiter expulsó más del 99% de los planetesimales en el cinturón. Las simulaciones y una discontinuidad en la velocidad de giro y las propiedades espectrales sugieren que los asteroides de más de aproximadamente 120 km (75 mi) de diámetro se acumularon durante esa era temprana, mientras que los cuerpos más pequeños son fragmentos de colisiones entre asteroides durante o después de la interrupción joviana. Ceres y Vesta crecieron lo suficiente como para fundirse y diferenciarse, con elementos metálicos pesados hundiéndose hasta el núcleo, dejando minerales rocosos en la corteza.

En el modelo de Niza, muchos objetos del cinturón de Kuiper se capturan en el cinturón de asteroides exterior, a distancias superiores a 2,6 UA. La mayoría fueron expulsados posteriormente por Júpiter, pero los que quedaron pueden ser asteroides de tipo D y posiblemente incluyan a Ceres.

Distribución dentro del Sistema Solar

Una vista superior de la ubicación del grupo de asteroides en el sistema solar interno.

Un mapa de planetas y grupos de asteroides del sistema solar interno. Las distancias del sol son a escala, los tamaños de objetos no son.

Se han descubierto varios grupos dinámicos de asteroides orbitando en el Sistema Solar interior. Sus órbitas están perturbadas por la gravedad de otros cuerpos del Sistema Solar y por el efecto Yarkovsky. Las poblaciones significativas incluyen:

Cinturón de asteroides

La mayoría de los asteroides conocidos orbitan dentro del cinturón de asteroides entre las órbitas de Marte y Júpiter, generalmente en órbitas de excentricidad relativamente baja (es decir, no muy alargadas). Se estima que este cinturón contiene entre 1,1 y 1,9 millones de asteroides de más de 1 km (0,6 mi) de diámetro y millones de asteroides más pequeños. Estos asteroides pueden ser restos del disco protoplanetario, y en esta región la acumulación de planetesimales en planetas durante el período formativo del Sistema Solar fue impedida por grandes perturbaciones gravitatorias de Júpiter.

Al contrario de lo que suele creerse, el cinturón de asteroides está prácticamente vacío. Los asteroides están repartidos en un volumen tan grande que sería improbable alcanzar un asteroide sin apuntar con cuidado. No obstante, actualmente se conocen cientos de miles de asteroides, y el número total varía en millones o más, dependiendo del límite de tamaño más bajo. Se sabe que más de 200 asteroides tienen más de 100 km, y un estudio en longitudes de onda infrarrojas ha demostrado que el cinturón de asteroides tiene entre 700 000 y 1,7 millones de asteroides con un diámetro de 1 km o más. Las magnitudes absolutas de la mayoría de los asteroides conocidos están entre 11 y 19, con una mediana de alrededor de 16.

Se estima que la masa total del cinturón de asteroides es 2,39×10²¹ kg, que es solo el 3 % de la masa de la Luna; la masa del cinturón de Kuiper y el disco disperso es más de 100 veces mayor. Los cuatro objetos más grandes, Ceres, Vesta, Pallas e Hygiea, representan quizás el 62 % de la masa total del cinturón, con el 39 % representado solo por Ceres.

Troyanos

Los troyanos son poblaciones que comparten órbita con un planeta o luna más grande, pero no chocan con él porque orbitan en uno de los dos puntos de estabilidad de Lagrange, L₄ y L ₅, que se encuentran 60° por delante y por detrás del cuerpo más grande.

En el Sistema Solar, la mayoría de los troyanos conocidos comparten la órbita de Júpiter. Se dividen en el campo griego en L₄ (por delante de Júpiter) y el campo troyano en L₅ (tras Júpiter). Se cree que existen más de un millón de troyanos de Júpiter de más de un kilómetro, de los cuales más de 7.000 están catalogados actualmente. En otras órbitas planetarias, hasta la fecha solo se han encontrado nueve troyanos de Marte, 28 troyanos de Neptuno, dos troyanos de Urano y dos troyanos de la Tierra. También se conoce un troyano temporal de Venus. Las simulaciones numéricas de estabilidad de la dinámica orbital indican que Saturno y Urano probablemente no tienen troyanos primordiales.

Asteroides cercanos a la Tierra

Los asteroides cercanos a la Tierra, o NEA, son asteroides que tienen órbitas que pasan cerca de la de la Tierra. Los asteroides que realmente cruzan la trayectoria orbital de la Tierra se conocen como Cruzadores de la Tierra. Hasta abril de 2022, se conocían un total de 28 772 asteroides cercanos a la Tierra; 878 tienen un diámetro de un kilómetro o más.

Un pequeño número de NEA son cometas extintos que han perdido sus materiales superficiales volátiles, aunque tener una cola similar a la de un cometa tenue o intermitente no necesariamente da como resultado una clasificación como un cometa cercano a la Tierra, lo que hace que los límites sean algo borrosos. El resto de los asteroides cercanos a la Tierra son expulsados del cinturón de asteroides por interacciones gravitacionales con Júpiter.

Muchos asteroides tienen satélites naturales (lunas de planetas menores). A partir de octubre de 2021, se sabía que 85 NEA tenían al menos una luna, incluidos tres que se sabía que tenían dos lunas. El asteroide 3122 Florence, uno de los asteroides potencialmente peligrosos más grandes con un diámetro de 4,5 km (2,8 mi), tiene dos lunas que miden entre 100 y 300 m (330–980 pies) de ancho, que fueron descubiertas por imágenes de radar durante la caída del asteroide.;s 2017 acercamiento a la Tierra.

Los asteroides cercanos a la Tierra se dividen en grupos según su semieje mayor (a), la distancia del perihelio (q) y la distancia del afelio (Q):

• El Atiras o Apoheles tienen órbitas estrictamente dentro de la órbita de la Tierra: la distancia de un asteroide de Atira (Q) es más pequeña que la distancia de perihelio de la Tierra (0.983 UA). Eso es, P 0,983 UA, lo que implica que el eje semi-major del asteroide es también menos de 0.983 UA.

• El Atens tienen un eje semi-major de menos de 1 UA y cruzan la órbita de la Tierra. Matemáticamente, a) 1.0 UA y Q œ 0.983 AU(0.983 UA es la distancia perihelio de la Tierra.)
• El Apolos tienen un eje semi-major de más de 1 UA y cruzan la órbita de la Tierra. Matemáticamente, a " 1.0 AU y q(1.017 UA es la distancia del afelion de la Tierra.)
• El Amors tienen órbitas estrictamente fuera de la órbita de la Tierra: la distancia perihelio de un asteroide Amor (q) es mayor que la distancia afelion de la Tierra (1.017 AU). Los asteroides Amor también son objetos cercanos a la Tierra, así que q. En resumen, 1.017 AU Identificado q. (Esto implica que el eje semi-major del asteroide (a) es también mayor que 1.017 UA). Algunos Las órbitas de los asteroides Amor cruzan la órbita de Marte.

Lunas marcianas

Phobos

Deimos

No está claro si las lunas marcianas Fobos y Deimos son asteroides capturados o si se formaron debido a un evento de impacto en Marte. Fobos y Deimos tienen mucho en común con los asteroides carbonosos de tipo C, con espectros, albedo y densidad muy similares a los de los asteroides de tipo C o D. Basándose en su similitud, una hipótesis es que ambas lunas pueden ser asteroides del cinturón principal capturados. Ambas lunas tienen órbitas muy circulares que se encuentran casi exactamente en el plano ecuatorial de Marte y, por lo tanto, un origen de captura requiere un mecanismo para circularizar la órbita inicialmente muy excéntrica y ajustar su inclinación en el plano ecuatorial, muy probablemente mediante una combinación de arrastre atmosférico y fuerzas de marea, aunque no está claro si hubo tiempo suficiente para que esto ocurriera en Deimos. La captura también requiere disipación de energía. La atmósfera marciana actual es demasiado delgada para capturar un objeto del tamaño de Fobos mediante el frenado atmosférico. Geoffrey A. Landis ha señalado que la captura podría haber ocurrido si el cuerpo original fuera un asteroide binario que se separó bajo las fuerzas de las mareas.

Phobos podría ser un objeto del Sistema Solar de segunda generación que se unió en órbita después de que se formó Marte, en lugar de formarse simultáneamente a partir de la misma nube de nacimiento que Marte.

Otra hipótesis es que Marte alguna vez estuvo rodeado por muchos cuerpos del tamaño de Fobos y Deimos, quizás expulsados a su órbita a su alrededor por una colisión con un planetesimal grande. La alta porosidad del interior de Fobos (basado en la densidad de 1,88 g/cm³, se estima que los huecos comprenden del 25 al 35 por ciento del volumen de Fobos) no es consistente con un origen asteroidal.. Las observaciones de Fobos en el infrarrojo térmico sugieren una composición que contiene principalmente filosilicatos, que son bien conocidos en la superficie de Marte. Los espectros son distintos de los de todas las clases de meteoritos de condrita, nuevamente apuntando hacia un origen asteroidal. Ambos conjuntos de hallazgos respaldan un origen de Fobos a partir de material expulsado por un impacto en Marte que se reacretó en la órbita marciana, similar a la teoría predominante sobre el origen de la luna de la Tierra.

Características

Distribución de tamaños

Los asteroides del Sistema Solar, categorizados por tamaño y número

Los asteroides varían mucho en tamaño, desde casi 1000 km para el más grande hasta rocas de solo 1 metro de ancho, por debajo del cual un objeto se clasifica como un meteoroide. Los tres más grandes se parecen mucho a los planetas en miniatura: son aproximadamente esféricos, tienen interiores al menos parcialmente diferenciados y se cree que son protoplanetas sobrevivientes. La gran mayoría, sin embargo, son mucho más pequeños y tienen formas irregulares; se cree que son planetesimales maltratados o fragmentos de cuerpos más grandes.

El planeta enano Ceres es, con diferencia, el asteroide más grande, con un diámetro de 940 km (580 mi). Los siguientes más grandes son 4 Vesta y 2 Pallas, ambos con diámetros de poco más de 500 km (300 mi). Vesta es el más brillante de los cuatro asteroides del cinturón principal que, en ocasiones, puede ser visible a simple vista. En algunas raras ocasiones, un asteroide cercano a la Tierra puede volverse visible brevemente sin ayuda técnica; ver 99942 Apofis.

Se estima que la masa de todos los objetos del cinturón de asteroides, que se encuentran entre las órbitas de Marte y Júpiter, es (2394±6)×10¹⁸ kg, ≈ 3,25% de la masa de la Luna. De esto, Ceres comprende 938×10¹⁸ kg, alrededor del 40 % del total. Al agregar los siguientes tres objetos más masivos, Vesta (11 %), Palas (8,5 %) e Hygiea (3–4 %), la cifra aumenta un poco más del 60 %, mientras que los siguientes siete asteroides más masivos traen el total hasta el 70%. El número de asteroides aumenta rápidamente a medida que disminuye su masa individual.

El número de asteroides disminuye notablemente con el aumento de tamaño. Aunque la distribución del tamaño generalmente sigue una ley de potencia, hay 'baches' a unos 5 km y 100 km, donde se encuentran más asteroides de los esperados de tal curva. La mayoría de los asteroides mayores de aproximadamente 120 km de diámetro son primordiales (sobrevivientes de la época de acreción), mientras que la mayoría de los asteroides más pequeños son producto de la fragmentación de asteroides primordiales. La población primordial del cinturón principal era probablemente 200 veces mayor que la actual.

Los asteroides más grandes

42 de los objetos más grandes del cinturón de asteroides capturado por el telescopio muy grande de ESO

Comparación del tamaño de Eros, Vesta y Ceres

Los tres objetos más grandes del cinturón de asteroides, Ceres, Vesta y Palas, son protoplanetas intactos que comparten muchas características comunes a los planetas y son atípicos en comparación con la mayoría de los asteroides de forma irregular. El cuarto asteroide más grande, Hygiea, parece casi esférico aunque puede tener un interior indiferenciado, como la mayoría de los asteroides. Los cuatro asteroides más grandes constituyen la mitad de la masa del cinturón de asteroides.

Ceres es el único asteroide que parece tener una forma plástica bajo su propia gravedad y, por lo tanto, el único que es un planeta enano. Tiene una magnitud absoluta mucho mayor que los otros asteroides, de alrededor de 3,32, y puede poseer una capa superficial de hielo. Al igual que los planetas, Ceres se diferencia: tiene una corteza, un manto y un núcleo. No se han encontrado meteoritos de Ceres en la Tierra.

Vesta también tiene un interior diferenciado, aunque se formó dentro de la línea de escarcha del Sistema Solar, por lo que carece de agua; su composición es principalmente de roca basáltica con minerales como el olivino. Aparte del gran cráter en su polo sur, Rheasilvia, Vesta también tiene una forma elipsoidal. Vesta es el cuerpo principal de la familia Vestian y otros asteroides de tipo V, y es la fuente de los meteoritos HED, que constituyen el 5% de todos los meteoritos en la Tierra.

Pallas es inusual porque, como Urano, gira de lado, con su eje de rotación inclinado en ángulos altos con respecto a su plano orbital. Su composición es similar a la de Ceres: alta en carbono y silicio, y quizás parcialmente diferenciada. Palas es el cuerpo principal de la familia de asteroides palladianos.

Hygiea es el asteroide carbonoso más grande y, a diferencia de los otros asteroides más grandes, se encuentra relativamente cerca del plano de la eclíptica. Es el miembro más grande y el presunto cuerpo progenitor de la familia de asteroides Hygiean. Debido a que no hay un cráter lo suficientemente grande en la superficie para ser el origen de esa familia, como lo hay en Vesta, se cree que Hygiea puede haber sido completamente interrumpida en la colisión que formó la familia Hygiean y volvió a recuperarse después de perder un poco menos de 2% de su masa. Las observaciones tomadas con el generador de imágenes SPHERE del Very Large Telescope en 2017 y 2018 revelaron que Hygiea tiene una forma casi esférica, lo que es consistente tanto con que esté en equilibrio hidrostático, o anteriormente en equilibrio hidrostático, o con estar interrumpida y recoalescente

La diferenciación interna de los grandes asteroides posiblemente esté relacionada con su falta de satélites naturales, ya que se cree que los satélites de los asteroides del cinturón principal se forman principalmente a partir de la interrupción de la colisión, creando una estructura de pila de escombros.

Rotación

Las mediciones de las tasas de rotación de grandes asteroides en el cinturón de asteroides muestran que existe un límite superior. Muy pocos asteroides con un diámetro superior a 100 metros tienen un período de rotación inferior a 2,2 horas. Para los asteroides que giran más rápido que aproximadamente esta velocidad, la fuerza de inercia en la superficie es mayor que la fuerza gravitatoria, por lo que cualquier material superficial suelto sería expulsado. Sin embargo, un objeto sólido debería poder girar mucho más rápido. Esto sugiere que la mayoría de los asteroides con un diámetro de más de 100 metros son montones de escombros formados por la acumulación de escombros después de colisiones entre asteroides.

Color

Los asteroides se vuelven más oscuros y rojos con la edad debido a la meteorización espacial. Sin embargo, la evidencia sugiere que la mayor parte del cambio de color ocurre rápidamente, en los primeros cien mil años, lo que limita la utilidad de la medición espectral para determinar la edad de los asteroides.

Características de la superficie

Terrenos craterados en 4 Vesta

Excepto por los "cuatro grandes" (Ceres, Pallas, Vesta e Hygiea), es probable que los asteroides sean muy similares en apariencia, aunque de forma irregular. 50 km (31 mi) 253 Mathilde es un montón de escombros saturado de cráteres con diámetros del tamaño del radio del asteroide. Las observaciones desde la Tierra de 300 km (186 mi) 511 Davida, uno de los asteroides más grandes después de los cuatro grandes, revelan un perfil angular similar, lo que sugiere que también está saturado con cráteres del tamaño de un radio. Los asteroides de tamaño mediano como Mathilde y 243 Ida, que se han observado de cerca, también revelan un regolito profundo que cubre la superficie. De los cuatro grandes, Pallas e Hygiea son prácticamente desconocidos. Vesta tiene fracturas por compresión que rodean un cráter del tamaño de un radio en su polo sur, pero por lo demás es un esferoide.

La nave espacial Dawn reveló que Ceres tiene una superficie llena de cráteres, pero con menos cráteres grandes de lo esperado. Los modelos basados en la formación del actual cinturón de asteroides habían sugerido que Ceres debería poseer de 10 a 15 cráteres de más de 400 km (250 mi) de diámetro. El cráter confirmado más grande en Ceres, Kerwan Basin, tiene 284 km (176 mi) de ancho. La razón más probable de esto es la relajación viscosa de la corteza que aplana lentamente los impactos más grandes.

Composición

Los asteroides se clasifican por sus espectros de emisión característicos, y la mayoría se divide en tres grupos principales: tipo C, tipo M y tipo S. Estos recibieron su nombre y generalmente se identifican con composiciones carbonáceas (ricas en carbono), metálicas y silíceas (pedregosas), respectivamente. La composición física de los asteroides es variada y, en la mayoría de los casos, poco conocida. Ceres parece estar compuesto por un núcleo rocoso cubierto por un manto de hielo, donde se cree que Vesta tiene un núcleo de níquel-hierro, un manto de olivino y una corteza basáltica. Se cree que es el asteroide indiferenciado más grande, 10 Hygiea parece tener una composición uniformemente primitiva de condrita carbonácea, pero en realidad puede ser un asteroide diferenciado que fue interrumpido globalmente por un impacto y luego se volvió a ensamblar. Otros asteroides parecen ser los núcleos remanentes o mantos de protoplanetas, altos en roca y metal. Se cree que la mayoría de los asteroides pequeños son montones de escombros que se mantienen unidos por la gravedad, aunque los más grandes probablemente sean sólidos. Algunos asteroides tienen lunas o son binarios en órbita conjunta: se cree que las pilas de escombros, las lunas, los binarios y las familias de asteroides dispersos son el resultado de colisiones que interrumpieron un asteroide padre, o posiblemente un planeta.

En el cinturón principal de asteroides, parece haber dos poblaciones principales de asteroides: una población oscura, rica en volátiles, que consta de asteroides de tipo C y tipo P, con albedos inferiores a 0,10 y densidades inferiores a 2,2 g/cm³, y una población densa, volátil y pobre, compuesta por los asteroides tipo S y tipo M, con albedos superiores a 0,15 y densidades superiores a 2,7. Dentro de estas poblaciones, los asteroides más grandes son más densos, presumiblemente debido a la compresión. Parece haber una macroporosidad mínima (vacío intersticial) en la puntuación de asteroides con masas superiores a 10×10¹⁸ kg.

La composición se calcula a partir de tres fuentes principales: albedo, espectro de superficie y densidad. El último solo se puede determinar con precisión observando las órbitas de las lunas que podría tener el asteroide. Hasta ahora, cada asteroide con lunas ha resultado ser un montón de escombros, un conglomerado suelto de roca y metal que puede ser un espacio medio vacío por volumen. Los asteroides investigados tienen un diámetro de hasta 280 km e incluyen 121 Hermione (268 × 186 × 183 km) y 87 Sylvia (384 × 262 × 232 km). Pocos asteroides son más grandes que 87 Sylvia, ninguno de ellos tiene lunas. El hecho de que asteroides tan grandes como Sylvia puedan ser montones de escombros, presumiblemente debido a impactos disruptivos, tiene consecuencias importantes para la formación del Sistema Solar: las simulaciones por computadora de colisiones que involucran cuerpos sólidos muestran que se destruyen entre sí tan a menudo como fusionándose, pero chocando escombros es más probable que las pilas se fusionen. Esto significa que los núcleos de los planetas podrían haberse formado relativamente rápido.

Agua

Los científicos plantean la hipótesis de que parte de la primera agua que llegó a la Tierra provino de impactos de asteroides después de la colisión que produjo la Luna. En 2009, se confirmó la presencia de hielo de agua en la superficie de 24 Themis utilizando el Telescopio Infrarrojo de la NASA. La superficie del asteroide parece completamente cubierta de hielo. A medida que esta capa de hielo se sublima, es posible que una reserva de hielo debajo de la superficie la reponga. También se detectaron compuestos orgánicos en la superficie. La presencia de hielo en 24 Themis hace plausible la teoría inicial.

En octubre de 2013, se detectó agua en un cuerpo extrasolar por primera vez, en un asteroide que orbitaba la enana blanca GD 61. El 22 de enero de 2014, científicos de la Agencia Espacial Europea (ESA) informaron de la detección, por primera vez definitiva., de vapor de agua en Ceres, el objeto más grande del cinturón de asteroides. La detección se realizó utilizando las capacidades de infrarrojo lejano del Observatorio Espacial Herschel. El hallazgo es inesperado porque se suele considerar que los cometas, no los asteroides, "propulsan chorros y columnas". Según uno de los científicos, "las líneas se vuelven cada vez más borrosas entre los cometas y los asteroides".

Los hallazgos han demostrado que los vientos solares pueden reaccionar con el oxígeno en la capa superior de los asteroides y crear agua. Se ha estimado que "cada metro cúbico de roca irradiada podría contener hasta 20 litros"; El estudio se realizó utilizando una tomografía de sonda atómica, se dan números para el asteroide de tipo S de Itokawa.

Acfer 049, un meteorito descubierto en Argelia en 1990, demostró en 2019 tener una litología ultraporosa (UPL): textura porosa que podría formarse al eliminar el hielo que llenaba estos poros, esto sugiere que UPL " representan fósiles de hielo primordial".

Compuestos orgánicos

Los asteroides contienen trazas de aminoácidos y otros compuestos orgánicos, y algunos especulan que los impactos de asteroides pueden haber sembrado la Tierra primitiva con los químicos necesarios para iniciar la vida, o incluso pueden haber traído la vida misma a la Tierra (un evento llamado "panspermia"). En agosto de 2011, se publicó un informe, basado en estudios de la NASA con meteoritos encontrados en la Tierra, que sugiere que los componentes de ADN y ARN (adenina, guanina y moléculas orgánicas relacionadas) pueden haberse formado en asteroides y cometas en el espacio exterior.

En noviembre de 2019, los científicos informaron haber detectado, por primera vez, moléculas de azúcar, incluida la ribosa, en meteoritos, lo que sugiere que los procesos químicos en los asteroides pueden producir algunos bioingredientes fundamentalmente esenciales importantes para la vida y respaldan la noción de un ARN. mundo anterior a un origen de la vida basado en el ADN en la Tierra, y posiblemente, también, la noción de panspermia.

Clasificación

Los asteroides se suelen clasificar según dos criterios: las características de sus órbitas y las características de su espectro de reflectancia.

Clasificación orbital

Una órbita herradura compleja (el bucle vertical se debe a la inclinación de la órbita del cuerpo más pequeño a la de la Tierra, y estaría ausente si ambos orbitados en el mismo plano)Sol· Tierra· (419624) 2010 SO16

Muchos asteroides se han clasificado en grupos y familias según sus características orbitales. Aparte de las divisiones más amplias, es costumbre nombrar un grupo de asteroides en honor al primer miembro de ese grupo que se descubre. Los grupos son asociaciones dinámicas relativamente sueltas, mientras que las familias son más estrechas y resultan de la catastrófica ruptura de un gran asteroide padre en algún momento del pasado. Las familias son más comunes y fáciles de identificar dentro del cinturón principal de asteroides, pero se han informado varias familias pequeñas entre los troyanos de Júpiter. Las familias del cinturón principal fueron reconocidas por primera vez por Kiyotsugu Hirayama en 1918 y, a menudo, se las llama familias Hirayama en su honor.

Alrededor del 30 al 35 % de los cuerpos en el cinturón de asteroides pertenecen a familias dinámicas, cada una de las cuales se cree que tiene un origen común en una colisión pasada entre asteroides. También se ha asociado una familia con el planeta enano plutoide Haumea.

Algunos asteroides tienen órbitas de herradura inusuales que son coorbitales con la Tierra u otro planeta. Algunos ejemplos son 3753 Cruithne y 2002 AA29. La primera instancia de este tipo de disposición orbital se descubrió entre las lunas de Saturno, Epimeteo y Jano. A veces, estos objetos de herradura se convierten temporalmente en cuasi-satélites durante unas pocas décadas o unos cientos de años, antes de volver a su estado anterior. Se sabe que tanto la Tierra como Venus tienen cuasi-satélites.

Tales objetos, si están asociados con la Tierra o Venus o incluso hipotéticamente con Mercurio, son una clase especial de asteroides Aten. Sin embargo, tales objetos también podrían estar asociados con los planetas exteriores.

Clasificación espectral

En 1975, Chapman, Morrison y Zellner desarrollaron un sistema taxonómico de asteroides basado en el color, el albedo y la forma espectral. Se cree que estas propiedades corresponden a la composición del material de la superficie del asteroide. El sistema de clasificación original tenía tres categorías: tipos C para objetos carbonosos oscuros (75 % de los asteroides conocidos), tipos S para objetos pedregosos (silíceos) (17 % de los asteroides conocidos) y U para aquellos que no encajaban en ninguno de los dos C. o S. Desde entonces, esta clasificación se ha ampliado para incluir muchos otros tipos de asteroides. El número de tipos continúa creciendo a medida que se estudian más asteroides.

Las dos taxonomías más utilizadas ahora son la clasificación de Tholen y la clasificación SMASS. El primero fue propuesto en 1984 por David J. Tholen y se basó en los datos recopilados de un estudio de asteroides de ocho colores realizado en la década de 1980. Esto resultó en 14 categorías de asteroides. En 2002, el Small Main-Belt Asteroid Spectroscopic Survey dio como resultado una versión modificada de la taxonomía de Tholen con 24 tipos diferentes. Ambos sistemas tienen tres amplias categorías de asteroides C, S y X, donde X consiste principalmente en asteroides metálicos, como el tipo M. También hay varias clases más pequeñas.

La proporción de asteroides conocidos que pertenecen a los distintos tipos espectrales no refleja necesariamente la proporción de todos los asteroides que son de ese tipo; algunos tipos son más fáciles de detectar que otros, sesgando los totales.

Problemas

Originalmente, las designaciones espectrales se basaban en inferencias de la composición de un asteroide. Sin embargo, la correspondencia entre la clase espectral y la composición no siempre es muy buena y se utilizan diversas clasificaciones. Esto ha llevado a una confusión importante. Aunque es probable que los asteroides de diferentes clasificaciones espectrales estén compuestos de diferentes materiales, no hay garantías de que los asteroides dentro de la misma clase taxonómica estén compuestos de los mismos (o similares) materiales.

Asteroides activos

Asteroid (101955) Bennu vio partículas de inyección por el OSIRIS-REx

Los asteroides activos son objetos que tienen órbitas similares a las de los asteroides, pero muestran características visuales similares a las de los cometas. Es decir, muestran comas, colas u otra evidencia visual de pérdida de masa (como un cometa), pero su órbita permanece dentro de la órbita de Júpiter (como un asteroide). Estos cuerpos fueron designados originalmente como cometas del cinturón principal (MBC) en 2006 por los astrónomos David Jewitt y Henry Hsieh, pero este nombre implica que necesariamente tienen una composición helada como un cometa y que solo existen dentro del cometa principal. -cinturón, mientras que la creciente población de asteroides activos muestra que este no es siempre el caso.

El primer asteroide activo descubierto es 7968 Elst–Pizarro. Fue descubierto (como un asteroide) en 1979, pero luego Eric Elst y Guido Pizarro descubrieron que tenía una cola en 1996 y le dieron la designación de cometa 133P/Elst-Pizarro. Otro objeto notable es 311P/PanSTARRS: las observaciones realizadas por el telescopio espacial Hubble revelaron que tenía seis colas similares a las de un cometa. Se sospecha que las colas son corrientes de material expulsado por el asteroide como resultado de un asteroide de pila de escombros que gira lo suficientemente rápido como para eliminar material de él.

Exploración

Hasta la era de los viajes espaciales, los objetos en el cinturón de asteroides solo se podían observar con grandes telescopios, y sus formas y terreno seguían siendo un misterio. Los mejores telescopios terrestres modernos y el telescopio espacial Hubble que orbita la Tierra solo pueden resolver una pequeña cantidad de detalles en las superficies de los asteroides más grandes. Se puede inferir información limitada sobre las formas y composiciones de los asteroides a partir de sus curvas de luz (variación en el brillo durante la rotación) y sus propiedades espectrales. Los tamaños se pueden estimar cronometrando la duración de las ocultaciones de estrellas (cuando un asteroide pasa directamente frente a una estrella). Las imágenes de radar pueden brindar buena información sobre las formas de los asteroides y los parámetros orbitales y rotacionales, especialmente para los asteroides cercanos a la Tierra. Los sobrevuelos de naves espaciales pueden proporcionar muchos más datos que cualquier observación terrestre o espacial; Las misiones de devolución de muestras brindan información sobre la composición del regolito.

Observaciones desde tierra

La antena de 70m en el Observatorio Goldstone

Observaciones de radar de asteroides cercanos a la Tierra (505657) 2014 SR339 vistos por Arecibo

Como los asteroides son objetos bastante pequeños y tenues, los datos que se pueden obtener de las observaciones desde tierra (GBO) son limitados. Por medio de telescopios ópticos terrestres se puede obtener la magnitud visual; cuando se convierte a la magnitud absoluta, da una estimación aproximada del tamaño del asteroide. GBO también puede realizar mediciones de la curva de luz; cuando se recopila durante un largo período de tiempo, permite una estimación del período de rotación, la orientación de los polos (a veces) y una estimación aproximada de la forma del asteroide. Los datos espectrales (espectroscopía tanto de luz visible como de infrarrojo cercano) brindan información sobre la composición del objeto, que se utiliza para clasificar los asteroides observados. Tales observaciones son limitadas ya que brindan información solo sobre la capa delgada en la superficie (hasta varios micrómetros). Como escribe el planetólogo Patrick Michel:

Las observaciones entre infrarrojos térmicos, junto con mediciones de polarimetría, son probablemente los únicos datos que dan alguna indicación de las propiedades físicas reales. Medir el flujo de calor de un asteroide en una sola longitud de onda da una estimación de las dimensiones del objeto; estas mediciones tienen menor incertidumbre que las mediciones de la luz solar reflejada en la región espectral de luz visible. Si las dos medidas pueden combinarse, tanto el diámetro efectivo como el albedo geométrico, este último es una medida del brillo en ángulo de fase cero, es decir, cuando la iluminación viene de directamente detrás del observador—puede derivarse. Además, las mediciones térmicas de dos o más longitudes de onda, además del brillo en la región de luz visible, dan información sobre las propiedades térmicas. La inercia térmica, que es una medida de lo rápido que un material se calienta o se enfría, de la mayoría de los asteroides observados es menor que el valor de referencia de roca desnuda pero mayor que el de la lunina reliquia; esta observación indica la presencia de una capa aislante de material granular en su superficie. Por otra parte, parece haber una tendencia, tal vez relacionada con el ambiente gravitacional, que los objetos más pequeños (con menor gravedad) tienen una pequeña capa de renolito que consiste en granos gruesos, mientras que los objetos más grandes tienen una capa de renolito más gruesa que consiste en granos finos. Sin embargo, las propiedades detalladas de esta capa renómica son poco conocidas de observaciones remotas. Además, la relación entre la inercia térmica y la rugosidad superficial no es sencilla, por lo que hay que interpretar la inercia térmica con precaución.

Los asteroides cercanos a la Tierra que se acercan al planeta se pueden estudiar con más detalle con el radar; proporciona información sobre la superficie del asteroide (por ejemplo, puede mostrar la presencia de cráteres y rocas). Tales observaciones fueron realizadas por el Observatorio de Arecibo en Puerto Rico (antena parabólica de 305 metros) y el Observatorio Goldstone en California (antena parabólica de 70 metros). Las observaciones de radar también se pueden utilizar para determinar con precisión la dinámica orbital y rotacional de los objetos observados.

Observaciones desde el espacio

WISE telescopio espacial infrarrojo

Asteroid 6481 Tenzing, centro, se ve moverse contra un fondo de estrellas en esta serie de imágenes tomadas por el instrumento del telescopio espacial James Webb NIRCam

Tanto los observatorios espaciales como los terrestres llevaron a cabo programas de búsqueda de asteroides; Se espera que las búsquedas espaciales detecten más objetos porque no hay atmósfera que interfiera y porque pueden observar porciones más grandes del cielo. NEOWISE observó más de 100.000 asteroides del cinturón principal, el telescopio espacial Spitzer observó más de 700 asteroides cercanos a la Tierra. Estas observaciones determinaron los tamaños aproximados de la mayoría de los objetos observados, pero proporcionaron detalles limitados sobre las propiedades de la superficie (como la profundidad y composición del regolito, el ángulo de reposo, la cohesión y la porosidad).

El telescopio espacial Hubble también estudió asteroides, como el seguimiento de los asteroides que colisionan en el cinturón principal, la ruptura de un asteroide, la observación de un asteroide activo con seis colas similares a las de un cometa y la observación de asteroides que se eligieron como objetivos. de misiones dedicadas.

Misiones de sondas espaciales

Según Patrick Michel,

La estructura interna de los asteroides se infiere únicamente de evidencia indirecta: densidades a granel medida por naves espaciales, órbitas de satélites naturales en el caso de los binarios de asteroides, y la deriva de la órbita de un asteroide debido al efecto térmico de Yarkovsky. Una nave espacial cerca de un asteroide está lo suficientemente perturbada por la gravedad del asteroide para permitir una estimación de la masa del asteroide. El volumen se calcula utilizando un modelo de la forma del asteroide. La masa y el volumen permiten la derivación de la densidad de vracs, cuya incertidumbre generalmente está dominada por los errores realizados en la estimación del volumen. La porosidad interna de los asteroides se puede inferir comparando su densidad de vracs con la de sus supuestos análogos meteoritos, los asteroides oscuros parecen ser más porosos (consign40%) que los brillantes. La naturaleza de esta porosidad no está clara.

Misiones dedicadas

El primer asteroide fotografiado de cerca fue 951 Gaspra en 1991, seguido en 1993 por 243 Ida y su luna Dactyl, todos los cuales fueron fotografiados por la sonda Galileo en ruta a Júpiter. Otros asteroides visitados brevemente por naves espaciales en ruta a otros destinos incluyen 9969 Braille (por Deep Space 1 en 1999), 5535 Annefrank (por Stardust en 2002), 2867 Šteins y 21 Lutetia (por la sonda Rosetta en 2008) y 4179 Toutatis (el orbitador lunar chino Chang'e 2, que voló a 3,2 km (2 mi) en 2012).

La primera sonda de asteroides dedicada fue NEAR Shoemaker de la NASA, que fotografió 253 Mathilde en 1997, antes de entrar en órbita alrededor de 433 Eros, y finalmente aterrizó en su superficie en 2001. Fue la primera nave espacial en orbitar y aterrizar con éxito en un asteroide. De septiembre a noviembre de 2005, la sonda japonesa Hayabusa estudió 25143 Itokawa en detalle y devolvió muestras de su superficie a la Tierra el 13 de junio de 2010, la primera misión de devolución de muestras de asteroides. En 2007, la NASA lanzó la nave espacial Dawn, que orbitó 4 Vesta durante un año y observó el planeta enano Ceres durante tres años.

Hayabusa2, una sonda lanzada por JAXA en 2014, estuvo en órbita alrededor de su asteroide objetivo 162173 Ryugu durante más de un año y tomó muestras que se enviaron a la Tierra en 2020. La nave espacial se encuentra ahora en una misión extendida y se espera que llegue a un nuevo objetivo en 2031.

La NASA lanzó OSIRIS-REx en 2016, una misión de retorno de muestra al asteroide 101955 Bennu. En 2021, la sonda partió del asteroide con una muestra de su superficie. Se espera la entrega de muestras a la Tierra el 24 de septiembre de 2023. La nave espacial continuará en una misión extendida, denominada OSIRIS-APEX, para explorar el asteroide cercano a la Tierra Apophis en 2029.

En 2021, la NASA lanzó la Prueba de redirección de doble asteroide (DART), una misión para probar la tecnología para defender la Tierra contra posibles objetos peligrosos. DART se estrelló deliberadamente contra la luna del planeta menor Dimorphos del asteroide doble Didymos en septiembre de 2022 para evaluar el potencial del impacto de una nave espacial para desviar un asteroide de un curso de colisión con la Tierra. En octubre, la NASA declaró que DART había sido un éxito y confirmó que había acortado Dimorphos' período orbital alrededor de Didymos en unos 32 minutos.

• Sondas espaciales dedicadas a asteroides
• 

  Hayabusa2

• 

  Dawn

• 

  Lucy

• 

  Psyche

Misiones planeadas

Asteroids and comets visited by spacecraft as of 2019 (excepto Ceres y Vesta), to scale

Actualmente, la NASA, JAXA, ESA y CNSA planean varias misiones dedicadas a asteroides.

El Lucy de la NASA, lanzado en 2021, visitaría ocho asteroides, uno del cinturón principal y siete troyanos de Júpiter; es la primera misión a los troyanos. La misión principal comenzaría en 2027.

El Hera de la ESA, cuyo lanzamiento está previsto para 2024, estudiará los resultados del impacto de DART. Medirá el tamaño y la morfología del cráter, y el impulso transmitido por el impacto, para determinar la eficiencia de la deflexión producida por DART.

El Psyche de la NASA se lanzaría en 2023 o 2024 para estudiar el gran asteroide metálico del mismo nombre.

JAXA'S DESTINY+ es una misión para sobrevolar el cuerpo principal de la lluvia de meteoritos de las Gemínidas 3200 Phaethon, así como varios cuerpos menores. Su lanzamiento está previsto para 2024.

Se planea lanzar el Tianwen-2 de la CNSA en 2025. Utilizará propulsión eléctrica solar para explorar el asteroide coorbital cercano a la Tierra 469219 Kamoʻoalewa y el asteroide activo 311P/PanSTARRS. La nave espacial recolectará muestras del regolito de Kamo'oalewa.

Minería de asteroides

El concepto del artista de una misión tripulada a un asteroide

El concepto de extracción de asteroides se propuso en la década de 1970. Matt Anderson define la minería de asteroides exitosa como "el desarrollo de un programa de minería que es económicamente autosuficiente y rentable para sus inversores". Se ha sugerido que los asteroides podrían usarse como fuente de materiales que pueden ser escasos o estar agotados en la Tierra, o materiales para construir hábitats espaciales. Los materiales que son pesados y costosos para lanzar desde la Tierra algún día pueden extraerse de los asteroides y usarse para la fabricación y construcción espacial.

A medida que el agotamiento de los recursos en la Tierra se vuelve más real, la idea de extraer elementos valiosos de los asteroides y devolverlos a la Tierra para obtener ganancias, o usar recursos espaciales para construir satélites de energía solar y hábitats espaciales, se vuelve más atractiva. Hipotéticamente, el agua procesada a partir del hielo podría reabastecer los depósitos de propulsores en órbita.

Desde la perspectiva astrobiológica, la prospección de asteroides podría proporcionar datos científicos para la búsqueda de inteligencia extraterrestre (SETI). Algunos astrofísicos han sugerido que si las civilizaciones extraterrestres avanzadas emplearon la minería de asteroides hace mucho tiempo, las características de estas actividades podrían ser detectables.

La minería de Ceres también se considera una posibilidad. Como el cuerpo más grande del cinturón de asteroides, Ceres podría convertirse en la base principal y el centro de transporte para la futura infraestructura minera de asteroides, lo que permitiría transportar recursos minerales a Marte, la Luna y la Tierra. Debido a su pequeña velocidad de escape combinada con grandes cantidades de hielo de agua, también podría servir como fuente de agua, combustible y oxígeno para los barcos que atraviesan y más allá del cinturón de asteroides. El transporte de Marte o la Luna a Ceres sería aún más eficiente energéticamente que el transporte de la Tierra a la Luna.

Amenazas a la Tierra

Frecuencia de pernos, pequeños asteroides aproximadamente de 1 a 20 metros de diámetro impactando la atmósfera de la Tierra

Hay un interés creciente en identificar asteroides cuyas órbitas cruzan la de la Tierra y que, con el tiempo suficiente, podrían colisionar con la Tierra. Los tres grupos más importantes de asteroides cercanos a la Tierra son los Apolos, Amors y Atens.

El asteroide cercano a la Tierra 433 Eros se descubrió en 1898 y la década de 1930 trajo consigo una oleada de objetos similares. En orden de descubrimiento, estos fueron: 1221 Amor, 1862 Apolo, 2101 Adonis y, finalmente, 69230 Hermes, que se acercó a 0,005 AU de la Tierra en 1937. Los astrónomos comenzaron a darse cuenta de las posibilidades del impacto en la Tierra.

Dos eventos en décadas posteriores aumentaron la alarma: la creciente aceptación de la hipótesis de Álvarez de que un evento de impacto resultó en la extinción del Cretácico-Paleógeno, y la observación en 1994 del cometa Shoemaker-Levy 9 chocando contra Júpiter. El ejército de los EE. UU. también desclasificó la información de que sus satélites militares, construidos para detectar explosiones nucleares, habían detectado cientos de impactos en la atmósfera superior de objetos de entre uno y diez metros de diámetro.

Todas estas consideraciones ayudaron a impulsar el lanzamiento de sondeos altamente eficientes, que consisten en cámaras con dispositivos de carga acoplada (CCD) y computadoras conectadas directamente a los telescopios. A partir de 2011, se estimó que se habían descubierto del 89% al 96% de los asteroides cercanos a la Tierra de un kilómetro o más de diámetro. Una lista de equipos que utilizan tales sistemas incluye:

• Lincoln Near-Earth Asteroid Research (LINEAR)
• Seguimiento de asteroides cercanos a la Tierra (NEAT)
• Vigilancia espacial
• Lowell Observatory Búsqueda de objetos cercanos a la Tierra (LONEOS)
• Catalina Sky Survey (CSS)
• Pan-STARRS
• NEOWISE
• Asteroid Terrestrial-impact Last Alert System (ATLAS)
• Campo Imperatore Encuesta de objetos cercanos a la Tierra (CINEOS)
• Japanese Spaceguard Association
• Asiago-DLR Asteroid Survey (ADAS)

Hasta el 29 de octubre de 2018, solo el sistema LINEAR había descubierto 147 132 asteroides. Entre las encuestas, se han descubierto 19 266 asteroides cercanos a la Tierra, incluidos casi 900 de más de 1 km (0,6 mi) de diámetro.

En abril de 2018, la Fundación B612 informó: "Es 100 % seguro que seremos golpeados [por un asteroide devastador], pero no estamos 100 % seguros de cuándo". En junio de 2018, el Consejo Nacional de Ciencia y Tecnología de EE. UU. advirtió que Estados Unidos no está preparado para un impacto de asteroide y desarrolló y publicó el "Plan de Acción de la Estrategia Nacional de Preparación para Objetos Cercanos a la Tierra" para prepararse mejor. Según el testimonio de expertos en el Congreso de los Estados Unidos en 2013, la NASA requeriría al menos cinco años de preparación antes de poder lanzar una misión para interceptar un asteroide.

Las Naciones Unidas declararon el 30 de junio como el Día Internacional de los Asteroides para educar al público sobre los asteroides. La fecha del Día Internacional del Asteroide conmemora el aniversario del impacto del asteroide Tunguska sobre Siberia, el 30 de junio de 1908.

Impacto Chicxulub

La impresión del artista de un impacto de asteroides en la Tierra

El cráter Chicxulub es un cráter de impacto enterrado debajo de la Península de Yucatán en México. Su centro está en alta mar cerca de las comunidades de Chicxulub Puerto y Chicxulub Pueblo, por lo que se nombra el cráter. Se formó cuando un gran asteroide, de unos 10 kilómetros (6,2 millas) de diámetro, golpeó la Tierra. Se estima que el cráter tiene 180 kilómetros (110 millas) de diámetro y 20 kilómetros (12 millas) de profundidad. Es una de las mayores estructuras de impacto confirmadas en la Tierra y la única cuyo anillo de pico está intacto y directamente accesible para la investigación científica.

A fines de la década de 1970, el geólogo Walter Alvarez y su padre, el científico ganador del Premio Nobel Luis Walter Alvarez, expusieron su teoría de que la extinción del Cretácico-Paleógeno fue causada por un evento de impacto. La principal evidencia de tal impacto estaba contenida en una fina capa de arcilla presente en el límite K-Pg en Gubbio, Italia. Los Álvarez y sus colegas informaron que contenía una concentración anormalmente alta de iridio, un elemento químico raro en la Tierra pero común en los asteroides. Los niveles de iridio en esta capa estaban hasta 160 veces por encima del nivel de fondo. Se planteó la hipótesis de que el iridio se esparció en la atmósfera cuando el impactador se vaporizó y se asentó sobre la superficie de la Tierra entre otros materiales arrojados por el impacto, produciendo la capa de arcilla enriquecida con iridio. En ese momento, no se llegó a un consenso sobre qué causó la extinción del Cretácico-Paleógeno y la capa límite, con teorías que incluían una supernova cercana, el cambio climático o una inversión geomagnética. Los Álvarez' La hipótesis del impacto fue rechazada por muchos paleontólogos, quienes creían que la falta de fósiles encontrados cerca del límite K-Pg, el "problema de los tres metros", sugería una extinción más gradual de las especies fósiles.

Existe un amplio consenso de que el impactador de Chicxulub era un asteroide con una composición de condrita carbonácea, en lugar de un cometa. El impactador tenía alrededor de 10 kilómetros (6,2 millas) de diámetro, lo suficientemente grande como para que, si se colocara al nivel del mar, hubiera alcanzado una altura mayor que el Monte Everest.

Estrategias de desviación de asteroides

Concepto del artista de la estructura espaciosa del asteroide cercano a la Tierra 2011 MD

Diversas técnicas para evitar colisiones tienen diferentes ventajas y desventajas con respecto a métricas como el rendimiento general, el costo, los riesgos de fallas, las operaciones y la preparación tecnológica. Hay varios métodos para cambiar el curso de un asteroide/cometa. Estos se pueden diferenciar por varios tipos de atributos, como el tipo de mitigación (desviación o fragmentación), fuente de energía (cinética, electromagnética, gravitatoria, solar/térmica o nuclear) y estrategia de enfoque (intercepción, punto de encuentro o estación remota).

Las estrategias se dividen en dos conjuntos básicos: fragmentación y demora. La fragmentación se concentra en hacer que el impactador sea inofensivo al fragmentarlo y dispersar los fragmentos para que no alcancen la Tierra o sean lo suficientemente pequeños como para quemarse en la atmósfera. Delay explota el hecho de que tanto la Tierra como el impactador están en órbita. Un impacto ocurre cuando ambos alcanzan el mismo punto en el espacio al mismo tiempo, o más correctamente cuando algún punto en la superficie de la Tierra se cruza con la órbita del impactador cuando llega el impactador. Dado que la Tierra tiene aproximadamente 12 750 km de diámetro y se mueve a aprox. A 30 km por segundo en su órbita, recorre una distancia de un diámetro planetario en unos 425 segundos, o un poco más de siete minutos. Retrasar o adelantar la llegada del impactador en tiempos de esta magnitud puede, dependiendo de la geometría exacta del impacto, hacer que no toque la Tierra.

"Proyecto Ícaro" fue uno de los primeros proyectos diseñado en 1967 como un plan de contingencia en caso de colisión con 1566 Icarus. El plan se basó en el nuevo cohete Saturno V, que no realizó su primer vuelo hasta después de que se completó el informe. Se utilizarían seis cohetes Saturno V, cada uno lanzado a intervalos variables de meses a horas antes del impacto. Cada cohete debía estar equipado con una sola ojiva nuclear de 100 megatones, así como un módulo de servicio Apollo modificado y un módulo de comando Apollo sin tripulación para guiarlo hacia el objetivo. Las ojivas serían detonadas a 30 metros de la superficie, desviando o destruyendo parcialmente el asteroide. Dependiendo de los impactos posteriores en el curso o la destrucción del asteroide, las misiones posteriores se modificarían o cancelarían según sea necesario. El "último recurso" el lanzamiento del sexto cohete sería 18 horas antes del impacto.

Ficción

Los asteroides y el cinturón de asteroides son un elemento básico de las historias de ciencia ficción. Los asteroides juegan varios roles potenciales en la ciencia ficción: como lugares que los seres humanos podrían colonizar, recursos para extraer minerales, peligros que enfrentan las naves espaciales que viajan entre otros dos puntos y como una amenaza para la vida en la Tierra u otros planetas habitados, planetas enanos y satélites naturales. por impacto potencial.