Cinturón de asteróides
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El cinturón de asteroides es una región con forma de toro en el Sistema Solar, ubicada aproximadamente entre las órbitas de los planetas Júpiter y Marte. Contiene una gran cantidad de cuerpos sólidos, de forma irregular, de muchos tamaños, pero mucho más pequeños que los planetas, llamados asteroides o planetas menores, que en promedio están separados por un millón de kilómetros (o 600 millas). Este cinturón de asteroides también se denomina cinturón principal de asteroides o cinturón principal para distinguirlo de otras poblaciones de asteroides del Sistema Solar, como los asteroides cercanos a la Tierra y los asteroides troyanos.
El cinturón de asteroides es el disco circunestelar conocido más pequeño e interior del Sistema Solar. Alrededor del 60% de su masa está contenida en los cuatro asteroides más grandes: Ceres, Vesta, Pallas e Hygiea. Se calcula que la masa total del cinturón de asteroides es el 3% de la de la Luna.
Ceres, el único objeto en el cinturón de asteroides lo suficientemente grande como para ser un planeta enano, tiene unos 950 km de diámetro, mientras que Vesta, Pallas e Hygiea tienen diámetros medios de menos de 600 km. Los cuerpos restantes varían hasta el tamaño de una partícula de polvo. El material del asteroide está tan escasamente distribuido que numerosas naves espaciales no tripuladas lo han atravesado sin incidentes. No obstante, las colisiones entre asteroides grandes ocurren y pueden producir una familia de asteroides, cuyos miembros tienen composiciones y características orbitales similares. Los asteroides individuales dentro del cinturón se clasifican por su espectro, y la mayoría se divide en tres grupos básicos: carbonosos (tipo C), silicatos (tipo S) y ricos en metales (tipo M).
El cinturón de asteroides se formó a partir de la nebulosa solar primordial como un grupo de planetesimales. Los planetesimales son los precursores más pequeños de los protoplanetas. Sin embargo, entre Marte y Júpiter, las perturbaciones gravitatorias de Júpiter imbuyeron a los protoplanetas con demasiada energía orbital para que se acumularan en un planeta. Las colisiones se volvieron demasiado violentas y, en lugar de fusionarse, los planetesimales y la mayoría de los protoplanetas se hicieron añicos. Como resultado, el 99,9 % de la masa original del cinturón de asteroides se perdió en los primeros 100 millones de años de la historia del Sistema Solar. Algunos fragmentos finalmente encontraron su camino hacia el Sistema Solar interior, lo que provocó impactos de meteoritos con los planetas interiores. Las órbitas de los asteroides continúan estando apreciablemente perturbadas cada vez que su período de revolución alrededor del Sol forma una resonancia orbital con Júpiter. A estas distancias orbitales, se produce una brecha de Kirkwood a medida que son barridas hacia otras órbitas.
Las clases de cuerpos pequeños del Sistema Solar en otras regiones son los objetos cercanos a la Tierra, los centauros, los objetos del cinturón de Kuiper, los objetos del disco disperso, los sednoides y los objetos de la nube de Oort.
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 fue inesperado porque se suele considerar que los cometas, no los asteroides, "propulsan chorros y columnas". Según uno de los científicos, "Las líneas entre cometas y asteroides se vuelven cada vez más borrosas".
Historia de la observación
En 1596, Johannes Kepler escribió: "Entre Marte y Júpiter coloco un planeta" en su Mysterium Cosmographicum, afirmando su predicción de que allí se encontraría un planeta. Mientras analizaba los datos de Tycho Brahe, Kepler pensó que existía una brecha demasiado grande entre las órbitas de Marte y Júpiter para ajustarse al modelo actual de Kepler de dónde deberían encontrarse las órbitas planetarias.
En una nota anónima a pie de página de su traducción de 1766 de Contemplation de la Nature de Charles Bonnet, el astrónomo Johann Daniel Titius de Wittenberg notó un patrón aparente en el diseño de los planetas, ahora conocido como la Ley de Titius-Bode. Si uno comenzaba una secuencia numérica en 0, luego incluía 3, 6, 12, 24, 48, etc., duplicándose cada vez, y sumaba cuatro a cada número y dividía por 10, esto producía una aproximación notablemente cercana a los radios de la órbitas de los planetas conocidos medidas en unidades astronómicas, siempre que se permitiera un "planeta perdido" (equivale a 24 en la secuencia) entre las órbitas de Marte (12) y Júpiter (48). En su nota a pie de página, Titius declaró: '¿Pero el Lord Arquitecto debería haber dejado ese espacio vacío? En absoluto." Cuando William Herschel descubrió Urano en 1781, la órbita del planeta coincidía con la ley casi a la perfección, lo que llevó a los astrónomos a concluir que un planeta tenía que estar entre las órbitas de Marte y Júpiter.
El 1 de enero de 1801, Giuseppe Piazzi, presidente de astronomía de la Universidad de Palermo, Sicilia, encontró un pequeño objeto en movimiento en una órbita con exactamente el radio predicho por este patrón. Lo apodó "Ceres", en honor a la diosa romana de la cosecha y patrona de Sicilia. Piazzi inicialmente creyó que era un cometa, pero la falta de coma sugirió que era un planeta. Así, el patrón antes mencionado predijo los semiejes mayores de los ocho planetas de la época (Mercurio, Venus, Tierra, Marte, Ceres, Júpiter, Saturno y Urano). Simultáneamente con el descubrimiento de Ceres, un grupo informal de 24 astrónomos denominado 'policía celestial' se formó bajo la invitación de Franz Xaver von Zach con el propósito expreso de encontrar planetas adicionales; centraron su búsqueda en la región entre Marte y Júpiter, donde la ley de Titius-Bode predijo que debería haber un planeta.
Alrededor de 15 meses después, Heinrich Olbers, miembro de la policía celestial, descubrió un segundo objeto en la misma región, Pallas. A diferencia de los otros planetas conocidos, Ceres y Pallas permanecieron como puntos de luz incluso bajo los aumentos más altos del telescopio en lugar de resolverse en discos. Aparte de su rápido movimiento, parecían indistinguibles de las estrellas.
En consecuencia, en 1802, William Herschel sugirió que se colocaran en una categoría separada, llamada "asteroides", en honor al griego asteroeides, que significa "como una estrella" 34;. Al completar una serie de observaciones de Ceres y Palas, concluyó:
Ni la denominación de los planetas ni la de los cometas se puede dar a estas dos estrellas... Se parecen a estrellas pequeñas tanto como apenas para distinguirse de ellas. De esto, su apariencia asteroidal, si tomo mi nombre, y los llamo Asteroids; reservando para mí mismo, sin embargo, la libertad de cambiar ese nombre, si otro, más expresivo de su naturaleza, debería ocurrir.
Hacia 1807, una investigación más profunda reveló dos nuevos objetos en la región: Juno y Vesta. La quema de Lilienthal en las guerras napoleónicas, donde se había realizado la mayor parte del trabajo, puso fin a este primer período de descubrimiento.
A pesar de la acuñación de Herschel, durante varias décadas siguió siendo una práctica común referirse a estos objetos como planetas y prefijar sus nombres con números que representan su secuencia de descubrimiento: 1 Ceres, 2 Pallas, 3 Juno, 4 Vesta. Sin embargo, en 1845, los astrónomos detectaron un quinto objeto (5 Astraea) y, poco después, se encontraron nuevos objetos a un ritmo acelerado. Contarlos entre los planetas se volvió cada vez más engorroso. Eventualmente, fueron eliminados de la lista de planetas (como lo sugirió por primera vez Alexander von Humboldt a principios de la década de 1850) y la acuñación de Herschel, 'asteroides', gradualmente se convirtió en un uso común.
El descubrimiento de Neptuno en 1846 desacreditó la ley de Titius-Bode ante los ojos de los científicos porque su órbita no estaba ni cerca de la posición predicha. Hasta la fecha, no se ha dado ninguna explicación científica para la ley, y los astrónomos & # 39; el consenso lo considera una coincidencia.
La expresión "cinturón de asteroides" entró en uso a principios de la década de 1850, aunque es difícil determinar quién acuñó el término. El primer uso en inglés parece estar en la traducción de 1850 (por Elise Otté) de Cosmos de Alexander von Humboldt: "[...] y la aparición regular, alrededor del 13 de noviembre y el 11 de agosto, de estrellas fugaces, que probablemente forman parte de un cinturón de asteroides que cortan la órbita de la Tierra y se desplazan con velocidad planetaria. Otra aparición temprana ocurrió en la Guía para el conocimiento de los cielos de Robert James Mann: "Las órbitas de los asteroides se colocan en un ancho cinturón de espacio, que se extiende entre los extremos de [...]". El astrónomo estadounidense Benjamin Peirce parece haber adoptado esa terminología y haber sido uno de sus impulsores.
A mediados de 1868 se habían localizado más de 100 asteroides y, en 1891, la introducción de la astrofotografía por parte de Max Wolf aceleró aún más el ritmo de descubrimiento. En 1921 se habían encontrado un total de 1.000 asteroides, 10.000 en 1981 y 100.000 en 2000. Los modernos sistemas de exploración de asteroides ahora utilizan medios automatizados para localizar nuevos planetas menores en cantidades cada vez mayores.
Origen
Formación
En 1802, poco después de descubrir Palas, Olbers le sugirió a Herschel que Ceres y Palas eran fragmentos de un planeta mucho más grande que alguna vez ocupó la región de Marte-Júpiter, y que este planeta sufrió una explosión interna o un impacto cometario hace muchos millones de años. antes, mientras que el astrónomo de Odessan K. N. Savchenko sugirió que Ceres, Pallas, Juno y Vesta eran lunas escapadas en lugar de fragmentos del planeta explotado. La gran cantidad de energía requerida para destruir un planeta, combinada con la baja masa combinada del cinturón, que es solo alrededor del 4% de la masa de la Luna de la Tierra, no respalda estas hipótesis. Además, las diferencias químicas significativas entre los asteroides se vuelven difíciles de explicar si provienen del mismo planeta.
Una hipótesis para la creación del cinturón de asteroides se relaciona con cómo, en general, para el Sistema Solar, se cree que la formación planetaria ocurrió a través de un proceso comparable a la hipótesis nebular de larga data; una nube de polvo y gas interestelar colapsó bajo la influencia de la gravedad para formar un disco giratorio de material que luego se condensó para formar el Sol y los planetas. Durante los primeros millones de años de la historia del Sistema Solar, un proceso de acumulación de colisiones pegajosas provocó la acumulación de pequeñas partículas, que aumentaron gradualmente de tamaño. Una vez que los grupos alcanzaron la masa suficiente, podrían atraer otros cuerpos a través de la atracción gravitacional y convertirse en planetesimales. Esta acumulación gravitatoria condujo a la formación de los planetas.
Los planetesimales dentro de la región que se convertiría en el cinturón de asteroides fueron demasiado perturbados por la gravedad de Júpiter para formar un planeta. En cambio, continuaron orbitando el Sol como antes, chocando ocasionalmente. En regiones donde la velocidad promedio de las colisiones era demasiado alta, la destrucción de los planetesimales tendía a dominar la acreción, lo que impedía la formación de cuerpos del tamaño de un planeta. Las resonancias orbitales ocurrieron donde el período orbital de un objeto en el cinturón formaba una fracción entera del período orbital de Júpiter, perturbando al objeto en una órbita diferente; la región situada entre las órbitas de Marte y Júpiter contiene muchas de estas resonancias orbitales. A medida que Júpiter migró hacia adentro después de su formación, estas resonancias habrían barrido el cinturón de asteroides, excitando dinámicamente a la población de la región y aumentando sus velocidades entre sí.
Durante la historia temprana del Sistema Solar, los asteroides se derritieron hasta cierto punto, lo que permitió que los elementos dentro de ellos se diferenciaran parcial o completamente por masa. Algunos de los cuerpos progenitores pueden incluso haber sufrido períodos de vulcanismo explosivo y haber formado océanos de magma. Sin embargo, debido al tamaño relativamente pequeño de los cuerpos, el período de fusión fue necesariamente breve (en comparación con los planetas mucho más grandes) y, en general, terminó hace unos 4500 millones de años, en las primeras decenas de millones de años de formación. En agosto de 2007, un estudio de cristales de circón en un meteorito antártico que se cree que se originó en Vesta sugirió que este, y por extensión el resto del cinturón de asteroides, se había formado bastante rápido, dentro de los 10 millones de años del Sistema Solar. origen.
Evolución
Los asteroides no son muestras del Sistema Solar primordial. Han sufrido una evolución considerable desde su formación, incluido el calentamiento interno (en las primeras decenas de millones de años), el derretimiento de la superficie por los impactos, la meteorización espacial por la radiación y el bombardeo de micrometeoritos. Aunque algunos científicos se refieren a los asteroides como planetesimales residuales, otros científicos los consideran distintos.
Se cree que el actual cinturón de asteroides contiene solo una pequeña fracción de la masa del cinturón primordial. Las simulaciones por computadora sugieren que el cinturón de asteroides original puede haber contenido una masa equivalente a la de la Tierra. Principalmente debido a las perturbaciones gravitacionales, la mayor parte del material fue expulsado del cinturón dentro de aproximadamente 1 millón de años de formación, dejando menos del 0,1% de la masa original. Desde su formación, la distribución de tamaños del cinturón de asteroides se ha mantenido relativamente estable; no se ha producido ningún aumento o disminución significativos en las dimensiones típicas de los asteroides del cinturón principal.
La resonancia orbital 4:1 con Júpiter, en un radio de 2,06 unidades astronómicas (AU), puede considerarse el límite interior del cinturón de asteroides. Las perturbaciones de Júpiter envían cuerpos que se desvían allí hacia órbitas inestables. La mayoría de los cuerpos formados dentro del radio de esta brecha fueron barridos por Marte (que tiene un afelio a 1,67 AU) o expulsados por sus perturbaciones gravitatorias en la historia temprana del Sistema Solar. Los asteroides de Hungaria se encuentran más cerca del Sol que la resonancia 4:1, pero están protegidos de perturbaciones por su alta inclinación.
Cuando se formó por primera vez el cinturón de asteroides, las temperaturas a una distancia de 2,7 AU del Sol formaron una "línea de nieve" por debajo del punto de congelación del agua. Los planetesimales formados más allá de este radio pudieron acumular hielo. En 2006, se descubrió una población de cometas dentro del cinturón de asteroides más allá de la línea de nieve, lo que puede haber proporcionado una fuente de agua para los océanos de la Tierra. Según algunos modelos, la desgasificación del agua durante el período formativo de la Tierra fue insuficiente para formar los océanos, lo que requirió una fuente externa como el bombardeo de un cometa.
El cinturón de asteroides exterior parece incluir algunos objetos que pueden haber llegado allí durante los últimos cientos de años, la lista incluye (457175) 2008 GO98 también conocido como 362P.
Características
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. En promedio, la distancia entre los asteroides es de aproximadamente 965 600 km (600 000 mi), que aunque varía entre las familias de asteroides y los asteroides más pequeños no detectados podrían ser aún más cerca.
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. 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.
Composición
El cinturón actual consta principalmente de tres categorías de asteroides: asteroides de tipo C o carbonosos, asteroides de tipo S o de silicato y asteroides de tipo M o metálicos.
Los asteroides carbonáceos, como sugiere su nombre, son ricos en carbono. Dominan las regiones exteriores del cinturón de asteroides. Juntos comprenden más del 75% de los asteroides visibles. Tienen un tono más rojo que los otros asteroides y tienen un albedo muy bajo. Sus composiciones superficiales son similares a las de los meteoritos de condrita carbonácea. Químicamente, sus espectros coinciden con la composición primordial del Sistema Solar primitivo, con solo los elementos más livianos y volátiles eliminados.
Los asteroides de tipo S (ricos en silicatos) son más comunes en la región interior del cinturón, dentro de las 2,5 UA del Sol. Los espectros de sus superficies revelan la presencia de silicatos y algo de metal, pero ningún compuesto carbonoso significativo. Esto indica que sus materiales se han modificado significativamente desde su composición primordial, probablemente a través de la fusión y la reforma. Tienen un albedo relativamente alto y forman alrededor del 17% de la población total de asteroides.
Los asteroides de tipo M (ricos en metales) forman alrededor del 10 % de la población total; sus espectros se asemejan a los del hierro-níquel. Se cree que algunos se formaron a partir de núcleos metálicos de cuerpos progenitores diferenciados que se rompieron por colisión. Sin embargo, algunos compuestos de silicato también pueden producir una apariencia similar. Por ejemplo, el gran asteroide de tipo M 22 Kalliope no parece estar compuesto principalmente de metal. Dentro del cinturón de asteroides, la distribución numérica de los asteroides de tipo M alcanza su punto máximo en un eje semimayor de aproximadamente 2,7 UA. Aún no está claro si todos los tipos M tienen una composición similar o si se trata de una etiqueta para varias variedades que no encajan perfectamente en las principales clases C y S.
Un misterio del cinturón de asteroides es la relativa rareza de los asteroides de tipo V (Vestoid) o basálticos. Las teorías de formación de asteroides predicen que los objetos del tamaño de Vesta o más grandes deberían formar costras y mantos, que estarían compuestos principalmente de roca basáltica, lo que daría como resultado que más de la mitad de todos los asteroides estuvieran compuestos de basalto u olivino. Sin embargo, las observaciones sugieren que falta el 99% del material basáltico previsto. Hasta 2001, se creía que la mayoría de los cuerpos basálticos descubiertos en el cinturón de asteroides se originaban en el asteroide Vesta (de ahí su nombre tipo V), pero el descubrimiento del asteroide 1459 Magnya reveló una composición química ligeramente diferente a la de los otros asteroides basálticos descubiertos hasta entonces., sugiriendo un origen diferente. Esta hipótesis se vio reforzada por el descubrimiento adicional en 2007 de dos asteroides en el cinturón exterior, 7472 Kumakiri y (10537) 1991 RY16, con una composición basáltica diferente que no podría haberse originado a partir de Vesta. Estos dos últimos son los únicos asteroides de tipo V descubiertos en el cinturón exterior hasta la fecha.
La temperatura del cinturón de asteroides varía con la distancia al Sol. Para las partículas de polvo dentro de la banda, las temperaturas típicas oscilan entre 200 K (−73 °C) a 2,2 AU y 165 K (−108 °C) a 3,2 AU. Sin embargo, debido a la rotación, la temperatura de la superficie de un asteroide puede variar considerablemente ya que los lados están alternativamente expuestos a la radiación solar y luego al fondo estelar.
Cometas del cinturón principal
Varios cuerpos anodinos en el cinturón exterior muestran actividad cometaria. Debido a que sus órbitas no pueden explicarse a través de la captura de los cometas clásicos, se cree que muchos de los asteroides exteriores son helados, con el hielo ocasionalmente expuesto a la sublimación a través de pequeños impactos. Los cometas del cinturón principal pueden haber sido una fuente importante de los océanos de la Tierra porque la relación deuterio-hidrógeno es demasiado baja para que los cometas clásicos hayan sido la fuente principal.
Órbitas
La mayoría de los asteroides dentro del cinturón de asteroides tienen excentricidades orbitales inferiores a 0,4 y una inclinación inferior a 30°. La distribución orbital de los asteroides alcanza un máximo en una excentricidad de alrededor de 0,07 y una inclinación por debajo de 4°. Por lo tanto, aunque un asteroide típico tiene una órbita relativamente circular y se encuentra cerca del plano de la eclíptica, algunas órbitas de asteroides pueden ser muy excéntricas o viajar bastante fuera del plano de la eclíptica.
A veces, el término "cinturón principal" se utiliza para referirse únicamente al "núcleo" más compacto región donde se encuentra la mayor concentración de cadáveres. Esto se encuentra entre las fuertes brechas de Kirkwood de 4:1 y 2:1 a 2,06 y 3,27 AU, y en excentricidades orbitales inferiores a aproximadamente 0,33, junto con inclinaciones orbitales por debajo de unos 20°. A partir de 2006, este "núcleo" La región contenía el 93% de todos los planetas menores descubiertos y numerados dentro del Sistema Solar. La base de datos de cuerpos pequeños del JPL enumera más de 1 millón de asteroides del cinturón principal conocidos.
Brechas de Kirkwood
Zona I: cinturón interiora) AU)
Zona II: medio cinturón principal2.5 AU a AU)
Zona III: etiqueta principal externa (a Ø 2,82 AU)
El semieje mayor de un asteroide se utiliza para describir las dimensiones de su órbita alrededor del Sol y su valor determina el período orbital del planeta menor. En 1866, Daniel Kirkwood anunció el descubrimiento de brechas en las distancias de estos cuerpos' órbitas desde el Sol. Estaban ubicados en posiciones donde su período de revolución alrededor del Sol era una fracción entera del período orbital de Júpiter. Kirkwood propuso que las perturbaciones gravitatorias del planeta provocaron la eliminación de asteroides de estas órbitas.
Cuando el período orbital medio de un asteroide es una fracción entera del período orbital de Júpiter, se crea una resonancia de movimiento medio con el gigante gaseoso que es suficiente para perturbar un asteroide a nuevos elementos orbitales. Los asteroides que se ubican en las órbitas abiertas (ya sea primordialmente debido a la migración de la órbita de Júpiter o debido a perturbaciones o colisiones previas) son empujados gradualmente a diferentes órbitas aleatorias con un eje semimayor más grande o más pequeño.
Colisiones
La alta población del cinturón de asteroides lo convierte en un entorno muy activo, donde las colisiones entre asteroides ocurren con frecuencia (en escalas de tiempo astronómicas). Se espera que ocurran colisiones entre los cuerpos del cinturón principal con un radio medio de 10 km aproximadamente una vez cada 10 millones de años. Una colisión puede fragmentar un asteroide en numerosas piezas más pequeñas (lo que lleva a la formación de una nueva familia de asteroides). Por el contrario, las colisiones que ocurren a bajas velocidades relativas también pueden unir dos asteroides. Después de más de 4 mil millones de años de tales procesos, los miembros del cinturón de asteroides ahora se parecen poco a la población original.
Junto con los cuerpos de asteroides, el cinturón de asteroides también contiene bandas de polvo con radios de partículas de hasta unos cientos de micrómetros. Este material fino se produce, al menos en parte, a partir de colisiones entre asteroides y por el impacto de micrometeoritos sobre los asteroides. Debido al efecto Poynting-Robertson, la presión de la radiación solar hace que este polvo se desplace lentamente en espiral hacia el Sol.
La combinación de este fino polvo de asteroide, así como el material del cometa expulsado, produce la luz zodiacal. Este tenue resplandor de la aurora se puede ver de noche extendiéndose desde la dirección del Sol a lo largo del plano de la eclíptica. Las partículas de asteroides que producen la luz zodiacal visible tienen un radio promedio de aproximadamente 40 μm. La vida útil típica de las partículas de nubes zodiacales del cinturón principal es de unos 700 000 años. Por lo tanto, para mantener las bandas de polvo, se deben producir constantemente nuevas partículas dentro del cinturón de asteroides. Alguna vez se pensó que las colisiones de asteroides forman un componente principal de la luz zodiacal. Sin embargo, las simulaciones por computadora realizadas por Nesvorný y sus colegas atribuyeron el 85 por ciento del polvo de luz zodiacal a fragmentaciones de cometas de la familia de Júpiter, en lugar de cometas y colisiones entre asteroides en el cinturón de asteroides. Como máximo, el 10 por ciento del polvo se atribuye al cinturón de asteroides.
Meteoritos
Algunos de los desechos de las colisiones pueden formar meteoritos que ingresan a la atmósfera terrestre. De los 50.000 meteoritos encontrados en la Tierra hasta la fecha, se cree que el 99,8 por ciento se originó en el cinturón de asteroides.
Familias y grupos
En 1918, el astrónomo japonés Kiyotsugu Hirayama notó que las órbitas de algunos de los asteroides tenían parámetros similares, formando familias o grupos.
Aproximadamente un tercio de los asteroides del cinturón de asteroides son miembros de una familia de asteroides. Estos comparten elementos orbitales similares, como el semieje mayor, la excentricidad y la inclinación orbital, así como características espectrales similares, todo lo cual indica un origen común en la ruptura de un cuerpo más grande. Las visualizaciones gráficas de estos elementos, para los miembros del cinturón de asteroides, muestran concentraciones que indican la presencia de una familia de asteroides. Hay alrededor de 20 a 30 asociaciones que casi con certeza son familias de asteroides. Se han encontrado agrupaciones adicionales que son menos seguras. Las familias de asteroides se pueden confirmar cuando los miembros muestran características espectrales. Las asociaciones más pequeñas de asteroides se denominan grupos o cúmulos.
Algunas de las familias más destacadas del cinturón de asteroides (en orden creciente de semiejes mayores) son las familias Flora, Eunomia, Koronis, Eos y Themis. La familia Flora, una de las más grandes con más de 800 miembros conocidos, puede haberse formado a partir de una colisión hace menos de mil millones de años. El asteroide más grande para ser un verdadero miembro de una familia (a diferencia de un intruso en el caso de Ceres con la familia Gefion) es 4 Vesta. Se cree que la familia Vesta se formó como resultado de un impacto que formó un cráter en Vesta. Asimismo, los meteoritos HED también pueden haberse originado en Vesta como resultado de esta colisión.
Se han encontrado tres bandas prominentes de polvo dentro del cinturón de asteroides. Estos tienen inclinaciones orbitales similares a las de las familias de asteroides Eos, Koronis y Themis, por lo que posiblemente estén asociados con esas agrupaciones.
La evolución del cinturón principal después del Bombardeo Intenso Tardío probablemente se vio afectada por el paso de grandes centauros y objetos transneptunianos (TNO). Los centauros y los TNO que alcanzan el Sistema Solar interior pueden modificar las órbitas de los asteroides del cinturón principal, aunque solo si su masa es del orden de < /span>10−9 M☉ para encuentros únicos o, una orden menos en caso de múltiples encuentros cercanos. Sin embargo, es poco probable que los centauros y los TNO hayan dispersado significativamente a las familias de asteroides jóvenes en el cinturón principal, pero pueden haber perturbado a algunas familias de asteroides antiguas. Los asteroides actuales del cinturón principal que se originaron como centauros u objetos transneptunianos pueden estar en el cinturón exterior con una vida útil corta de menos de 4 millones de años, muy probablemente entre 2,8 y 3,2 AU con excentricidades más grandes que las típicas del asteroide del cinturón principal.
Periferia
Rodeando el borde interior del cinturón (que oscila entre 1,78 y 2,0 AU, con un semieje mayor medio de 1,9 AU) se encuentra la familia Hungaria de planetas menores. Llevan el nombre del miembro principal, 434 Hungaria; el grupo contiene al menos 52 asteroides con nombre. El grupo Hungaria está separado del cuerpo principal por la brecha de Kirkwood 4:1 y sus órbitas tienen una gran inclinación. Algunos miembros pertenecen a la categoría de asteroides que cruzan Marte, y las perturbaciones gravitacionales de Marte son probablemente un factor en la reducción de la población total de este grupo.
Otro grupo de alta inclinación en la parte interior del cinturón de asteroides es la familia Phocaea. Estos están compuestos principalmente por asteroides de tipo S, mientras que la familia vecina Hungaria incluye algunos de tipo E. La familia Phocaea orbita entre 2,25 y 2,5 UA del Sol.
Rodeando el borde exterior del cinturón de asteroides se encuentra el grupo Cybele, que orbita entre 3,3 y 3,5 AU. Estos tienen una resonancia orbital de 7:4 con Júpiter. La familia Hilda orbita entre 3,5 y 4,2 AU y tiene órbitas relativamente circulares y una resonancia orbital estable de 3:2 con Júpiter. Hay pocos asteroides más allá de 4,2 AU, hasta la órbita de Júpiter. Aquí se encuentran las dos familias de asteroides troyanos que, al menos para objetos mayores de 1 km, son aproximadamente tan numerosos como los asteroides del cinturón de asteroides.
Nuevas familias
Algunas familias de asteroides se han formado recientemente, en términos astronómicos. La familia Karin aparentemente se formó hace unos 5,7 millones de años a partir de una colisión con un asteroide progenitor de 33 km de radio. La familia Veritas se formó hace unos 8,3 millones de años; la evidencia incluye polvo interplanetario recuperado de sedimentos oceánicos.
Más recientemente, el cúmulo de Datura parece haberse formado hace unos 530 000 años a partir de una colisión con un asteroide del cinturón principal. La estimación de edad se basa en la probabilidad de que los miembros tengan sus órbitas actuales, en lugar de cualquier evidencia física. Sin embargo, este grupo puede haber sido una fuente de algún material de polvo zodiacal. Otras formaciones de cúmulos recientes, como el cúmulo de Iannini (c. 1–5 hace un millón de años), puede haber proporcionado fuentes adicionales de este polvo de asteroide.
Exploración
La primera nave espacial que atravesó el cinturón de asteroides fue Pioneer 10, que ingresó a la región el 16 de julio de 1972. En ese momento existía cierta preocupación de que los escombros del cinturón representaran un peligro para la nave espacial, pero desde entonces ha sido atravesada con seguridad por 12 naves espaciales sin incidentes. Pioneer 11, Voyagers 1 y 2 y Ulysses atravesaron el cinturón sin obtener imágenes de ningún asteroide. Galileo fotografió 951 Gaspra en 1991 y 243 Ida en 1993, NEAR fotografió 253 Mathilde en 1997 y aterrizó en 433 Eros en febrero de 2001, Cassini fotografió 2685 Masursky en 2000, Stardust tomó imágenes de 5535 Annefrank en 2002, New Horizons tomó imágenes de 132524 APL en 2006, Rosetta tomó imágenes de 2867 Šteins en septiembre de 2008 y 21 Lutetia en julio de 2010, y < i>Dawn orbitó Vesta entre julio de 2011 y septiembre de 2012 y ha orbitado Ceres desde marzo de 2015. En su camino a Júpiter, Juno atravesó el cinturón de asteroides sin recopilar datos científicos. Debido a la baja densidad de materiales dentro del cinturón, las probabilidades de que una sonda choque con un asteroide ahora se estiman en menos de 1 en 1 000 millones.
La mayoría de los asteroides del cinturón fotografiados hasta la fecha provienen de breves oportunidades de sobrevuelo de sondas que se dirigían a otros objetivos. Solo las misiones Dawn, NEAR Shoemaker y Hayabusa han estudiado asteroides durante un período prolongado en órbita y en la superficie.
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