Lista de grupos de planetas menores

Un grupo de planetas menores es una población de planetas menores que comparten órbitas muy similares. Los miembros generalmente no están relacionados entre sí, a diferencia de una familia de asteroides, que a menudo resulta de la ruptura de un solo asteroide. Es costumbre nombrar un grupo de asteroides en honor al primer miembro de ese grupo que se descubre, que suele ser el más grande.

Grupos en la órbita de la Tierra

Hay relativamente pocos asteroides que orbitan cerca del Sol. Varios de estos grupos son hipotéticos en este momento, y aún no se han descubierto miembros; como tal, los nombres que se les han dado son provisionales.

• Los asteroides vulcanoide son asteroides hipotéticos que orbitan por completo dentro de la órbita de Mercurio (tienen un aphelion de menos de 0.3874 UA). Se han realizado algunas búsquedas de vulcanoides, pero hasta ahora no se ha descubierto ninguna.
• Los asteroides ꞌAylóꞌchaxnim (previamente llamado Vatira) son asteroides que orbitan completamente dentro de la órbita de Venus (tienen un aphelion de menos de 0.718 UA). A partir de 2022, uno de estos asteroides es conocido: 594913 ꞌAylóchachaxnim.
• asteroides de Atira (Apohele; Objetos del Interior-Tierra) son un pequeño grupo de asteroides conocidos cuyo aphelion es inferior a 0.983 UA, lo que significa que orbitan completamente dentro de la órbita de la Tierra. El grupo es nombrado después de su primer miembro confirmado, 163693 Atira. A partir de 2020, el grupo consta de 22 miembros, 6 de los cuales están numerados.
• asteroides de traficantes de mercurio que tienen un perihelio más pequeño que el 0,3075 AU de Mercurio.
• Los asteroides Venus-crosser tienen un perihelio más pequeño que la UA 0,784 de Venus. Este grupo incluye a los cruzadores de Mercurio (si su afelio es mayor que el perhelio de Venus. Todos los conocidos cruzadores de Mercurio satisfacen esta condición excepto ꞌAylóchachaxnim, que tiene un aphelion más pequeño que el perihelio de Venus y un perihelio ligeramente más pequeño que el aphelion de Mercurio.
• asteroides de traficantes de la Tierra que tienen un perihelio más pequeño que el 0.9833 UA de la Tierra. Este grupo incluye los cruzadores de Mercurio y Venus, aparte de los Apoheles. También se dividen en
  • Aten asteroids que tienen un eje semi-major menos de 1 UA, llamado después de 2062 Aten.
  • Los asteroides de Apolo tienen un eje semi-major mayor que 1 UA, llamado después de 1862 Apolo.
• Los asteroides de Arjuna se definen algo vagamente como tener órbitas similares a las de la Tierra; es decir, con un radio orbital promedio de alrededor de 1 UA y con baja excentricidad e inclinación. Debido a la vaguedad de esta definición, algunos asteroides pertenecientes a los grupos Atira, Amor, Apolo o Aten también pueden clasificarse como Arjunas. El término fue introducido por Spacewatch y no se refiere a un asteroide existente; ejemplos de Arjunas incluyen 1991 VG.
• Los troyanos de la Tierra son asteroides ubicados en los puntos L4 y L5 de la Tierra. Su ubicación en el cielo como se observa desde la superficie de la Tierra se fijaría en unos 60 grados al este y al oeste del Sol, y como la gente tiende a buscar asteroides en las alargaduras mucho mayores pocas búsquedas se han hecho en estos lugares. El único troyán terrestre conocido es 2010 TK7.
• Los asteroides cercanos a la Tierra son un término casi completo para los asteroides cuya órbita se aproxima estrechamente a la de la Tierra. Incluye casi todos los grupos anteriores, así como los asteroides Amor.

Grupos en la órbita de Marte

• Los asteroides Amor, nombrados después del 1221 Amor, son asteroides cercanos a la Tierra que no son cruzadores de la Tierra, teniendo un perihelio justo fuera de la órbita de la Tierra.
• Los asteroides cruzadores de Marte tienen órbitas que cruzan la de Marte, pero no necesariamente se acercan a la Tierra.
• Marte trojans sigue o lidera Marte en su órbita, a cualquiera de los dos puntos Lagrangianos 60° por delante (L4) o por detrás (L5). Hasta noviembre de 2020 se conocen nueve. El más grande parece ser 5261 Eureka.
• Muchos de los asteroides Tierra-, Venus-, y Mercurio-crosser tienen aphelia superior a 1 UA.

El cinturón de asteroides

Histograma que muestra las cuatro brechas más prominentes de Kirkwood y una posible división en asteroides interiores, medianos y externos:
interior de la etiqueta principal (a
medio cinturón principal (2.5 AU a, 2,82 UA)
etiqueta principal externa (a Ø 2,82 AU

Los grupos de asteroides hacia la órbita de Júpiter. El cinturón de asteroides se muestra en rojo

La gran mayoría de los asteroides conocidos tienen órbitas entre las órbitas de Marte y Júpiter, aproximadamente entre 2 y 4 AU. Estos no pudieron formar un planeta debido a la influencia gravitacional de Júpiter. La influencia gravitatoria de Júpiter, a través de la resonancia orbital, despeja los huecos de Kirkwood en el cinturón de asteroides, reconocido por primera vez por Daniel Kirkwood en 1874.

La región con la concentración más densa (que se encuentra entre las brechas de Kirkwood a 2,06 y 3,27 UA, con excentricidades inferiores a 0,3 e inclinaciones inferiores a 30°) se denomina cinturón de asteroides. Se puede subdividir aún más por Kirkwood Gaps en:

• Cinturón de asteroides, dentro de la fuerte brecha de Kirkwood a 2.50 AU debido a la resonancia orbital 3:1 Júpiter. El miembro más grande es 4 Vesta.
  • Aparentemente también incluye un grupo llamado los asteroides I de la etiqueta principal que tienen un eje semi-major entre 2.3 AU y 2.5 AU y una inclinación de menos de 18°.
• Medio ambiente (o intermedio) cinturón de asteroides, entre las resonancias orbitales de 3:1 y 5:2 Júpiter, este último a 2.82 UA. El miembro más grande es Ceres. Este grupo aparentemente se divide en:
  • Principales asteroides IIa que tienen un eje semi-major entre 2,5 AU y 2.706 AU y una inclinación inferior a 33°.
  • Principales asteroides IIb que tienen un eje semi-major entre 2.706 AU y 2.82 AU y una inclinación inferior a 33°.
• cinturón de asteroides externos entre las resonancias orbitales de 5:2 y 2:1 Júpiter. El miembro más grande es 10 Hygiea. Este grupo aparentemente se divide en:
  • Principales asteroides IIIa que tienen un eje semi-major entre 2,82 AU y 3,03 AU, una excentricidad inferior a 35, y una inclinación inferior a 30°.
  • Principales asteroides IIIb que tienen un eje semi-major entre 3,03 AU y 3,27 AU, una excentricidad inferior a 35, y una inclinación inferior a 30°.

Otros grupos en la órbita de Júpiter

Hay varios grupos de asteroides más o menos distintos fuera del cinturón de asteroides, que se distinguen por la distancia media al Sol o por combinaciones particulares de varios elementos orbitales:

• Los asteroides Hungaria, con un radio orbital medio entre 1.78 AU y 2 AU, una excentricidad inferior a 0.18, e inclinación entre 16° y 34°. Apellidos después de 434 Hungaria, estos están justo fuera de la órbita de Marte, y son posiblemente atraídos por la resonancia 9:2 Júpiter o la resonancia 3:2 Marte.
• Los asteroides de Phocaea, con un radio orbital medio entre 2.25 AU y 2.5 AU, una excentricidad superior a 0.1, e inclinación entre 18° y 32°. Algunas fuentes agrupan los asteroides de Phocaeas con las Hungarias, pero la división entre los dos grupos es real y causada por la resonancia 4:1 con Júpiter. Se llama después de 25 Phocaea.
• Los asteroides de Alinda tienen un radio orbital promedio de 2,5 UA y una excentricidad entre 0,4 y 0,65 (aproximadamente). Estos objetos son sostenidos por la resonancia 3:1 con Júpiter y una resonancia 4:1 con la Tierra. Muchos asteroides de Alinda tienen perihelia muy cerca de la órbita de la Tierra y pueden ser difíciles de observar por esta razón. Alinda asteroids are no en órbitas estables y eventualmente chocarán con Júpiter o planetas terrestres. Se llama después de 887 Alinda.
• Los asteroides familiares de Pallas tienen un radio orbital medio entre 2,7 y 2,8 UA y una inclinación entre 30° y 38°. Se llama después de 2 Pallas.
• Los asteroides Griqua tienen un radio orbital entre 3.1 UA y 3,27 UA y una excentricidad superior a 0,35. Estos asteroides están en la libración estable 2:1 con Júpiter, en órbitas de alta inclusión. Hay alrededor de 5 a 10 de estos conocidos hasta ahora, con 1362 Griqua y 8373 Stephengould el más prominente.
• Los asteroides Cybele tienen un radio orbital medio entre 3,27 AU y 3,7 AU, una excentricidad inferior a 0,3 y una inclinación inferior a 25°. Este grupo parece agruparse alrededor de la resonancia 7:4 con Júpiter. Se llama después de 65 Cybele.
• Los asteroides de Hilda tienen un radio orbital medio entre 3,7 UA y 4.2 UA, una excentricidad superior a 0,07, y una inclinación inferior a 20°. Estos asteroides están en una resonancia de 3:2 con Júpiter. Se llama después de 153 Hilda.
• Los asteroides Thule están en una resonancia 4:3 con Júpiter y se sabe que el grupo consiste en 279 Thule, (186024) 2001 QG207, y (185290) 2006 UB219.
• Los troyanos Júpiter tienen un radio orbital medio entre 5.05 AU y 5.4 AU, y se encuentran en regiones alargadas y curvas alrededor de los dos puntos Lagrangianos 60° por delante y detrás de Júpiter. El punto principal, L4, se llama el campamento griego y el punto L5 que sigue se llama el campo de Troya, después de los dos campos opuestos de la legendaria Guerra de Troya; con una excepción una pieza, los objetos en cada nodo son nombrados para miembros de ese lado del conflicto. 617 Patrocluso en el campamento de Troya y 624 Hektor en el campo griego están "plazados" en los campamentos enemigos.

Hay una zona prohibida entre los Hildas y los troyanos (aproximadamente de 4,05 AU a 4,94 AU). Aparte de 279 Thule y 228 objetos en órbitas en su mayoría de aspecto inestable, la gravedad de Júpiter ha barrido todo fuera de esta región.

Grupos más allá de la órbita de Júpiter

Se cree que la mayoría de los planetas menores más allá de la órbita de Júpiter están compuestos de hielo y otros volátiles. Muchos son similares a los cometas, con la única diferencia de que el perihelio de sus órbitas está demasiado lejos del Sol para producir una cola significativa.

• Los asteroides Damocloid, también conocidos como el "grupo de nube Oort", son nombrados después de 5335 Damocles. Se definen como objetos que han "caído" de la nube de Oort, por lo que su aphelia está generalmente fuera de Urano, pero su perihelia está en el Sistema Solar interior. Tienen altas excentricidades y a veces elevadas inclinaciones, incluyendo órbitas retrogradadas. La definición de este grupo es algo borrosa, y puede superponerse significativamente con los cometas.
• Los Centauros tienen un radio orbital promedio aproximadamente entre 5.4 UA y 30 UA. Actualmente se cree que son objetos trans-neptunianos que "llenan" después de encuentros con gigantes de gas. El primero de ellos a identificar fue 2060 Chiron (944 Hidalgo fue descubierto antes, pero no identificado como una clase orbital distinta).

Grupos en o más allá de la órbita de Neptuno

• Los troyanos Neptuno hasta febrero de 2020 constan de 29 objetos. El primero que se descubrió fue 2001 QR322.
• Los objetos trans-neptunianos (TNOs) son cualquier cosa con un radio orbital promedio superior a 30 UA. Esta clasificación incluye los objetos Kuiper-belt (KBOs), el disco disperso y la nube Oort.
  • Los objetos Kuiper-belt se extienden de aproximadamente 30 UA a 50 UA y se dividen en las siguientes subcategorías:
    • Los objetos resonantes ocupan resonancias orbitales con Neptuno, excluyendo la resonancia 1:1 de los troyanos Neptuno.
      • Los Plutinos son por lejos los KBO más resonantes comunes y están en una resonancia 2:3 con Neptune, como Plutón. El perihelio de tal objeto tiende a estar cerca de la órbita de Neptuno (como sucede con Plutón), pero cuando el objeto llega a la perihelio, Neptuno alterna entre estar 90 grados por delante y 90 grados por detrás del objeto, por lo que no hay posibilidad de una colisión. El MPC define cualquier objeto con un radio orbital medio entre 39 AU y 40.5 AU para ser un plutino. 90482 Orcus y 28978 Ixion están entre los más brillantes conocidos.
      • Otras resonancias. Hay varios objetos conocidos en la resonancia 1:2, apodado dostinos, con un radio orbital promedio de 47.7 UA y una excentricidad de 0.37. Hay varios objetos en los 2:5 (un radio orbital medio de 55 U), 4:7, 4:5, 3:10, 3:5, y 3:4 resonancias, entre otros. La mayor en la resonancia 2:5 es (84522) 2002 TC302, y el más grande en la resonancia 3:10 es 225088 Gonggong.
    • Objetos clásicos Kuiper-belta, también conocidos como cubewanos (después de 15760 Albion, que tenían la designación provisional (15760) 1992 QB1 desde su descubrimiento de 1992 a su nombramiento de 2018, tienen un radio orbital medio entre aproximadamente 40,5 UA y 47 UA. Cubewanos son objetos en el cinturón Kuiper que no se dispersaron y no se encerraron en una resonancia con Neptune. El más grande es Makemake.
  • Los objetos de disco estattered (SDOs) suelen tener, a diferencia de cubewanos y objetos resonantes, órbitas de alta inclusión, órbitas de alta tensión con perihelia que todavía no están muy lejos de la órbita de Neptuno. Se supone que son objetos que encontraron a Neptuno y fueron "scattered" de sus órbitas originalmente más circulares cercanas a la eclíptica. El planeta enano más masivo conocido, Eris, pertenece a esta categoría.
    • Objetos desprendidos (disquete extendido) con órbitas generalmente altamente elípticas, muy grandes de hasta unos pocos cientos de UA y un perihelio demasiado lejos de la órbita de Neptuno para que ocurra cualquier interacción significativa. Un miembro más típico del disco extendido (148209) 2000 CR105.
      • Los sednoides tienen perihelia muy lejos de la órbita de Neptuno. Este grupo es nombrado por el miembro más conocido, 90377 Sedna. Hasta 2020, sólo se han identificado 3 objetos en esta categoría, pero se sospecha que hay muchos más.
  • La nube Oort es una nube hipotética de cometas con un radio orbital medio entre aproximadamente 50.000 UA y 100.000 UA. No se han detectado objetos de Oort-cloud; la existencia de esta clasificación sólo se deriva de pruebas indirectas. Algunos astrónomos han asociado tentativamente 90377 Sedna con la nube de Oort interior.