Asteroide

Da Wikipedia, a enciclopedia libre.
Ir á navegación Ir á busca
Nota de desambiguación.svg Desambiguación : se buscas a clase homónima de animais equinodermos , consulta Asteroidea .
243 Ida e a súa lúa Dattilo , o primeiro satélite dun asteroide descuberto.

Un asteroide (ás veces chamado pequeno planeta ou planetoide ) é un pequeno corpo celeste similar en composición a un planeta terrestre , xeralmente carente de forma esférica, xeralmente cun diámetro inferior a un quilómetro, aínda que tamén hai corpos grandes, xa que tecnicamente incluso os corpos especialmente masivos descubertos recentemente no sistema solar exterior deben considerarse como tales.

Crese que os asteroides son restos do disco protoplanetario que non se incorporaron aos planetas durante a formación do Sistema. A maioría dos asteroides atópanse no cinto principal e algúns teñen asteroides satélites . A miúdo teñen órbitas caracterizadas por unha alta excentricidade . Os asteroides moi pequenos (normalmente fragmentos resultantes de colisións), do tamaño dunha pedra ou menos (segundo a Unión Astronómica Internacional , corpos con masa entre 10 −9 e 10 7 kg), son coñecidos como " meteoroides ".

Os asteroides compostos principalmente por xeo son coñecidos como cometas . Algúns asteroides son os restos de vellos cometas, que perderon o xeo no curso de repetidas aproximacións ao Sol , e agora están compostos principalmente por rochas.

Descrición

Orixes e estrutura

A partir do 1 de xaneiro de 1801 no que o astrónomo italiano Giuseppe Piazzi , do Observatorio Astronómico de Palermo , descubriu o que entón se chamaba un "pequeno planeta", [1] moi tenue, que orbita no cinto entre Marte e Xúpiter , e que máis tarde clasificarase como un asteroide, os estudosos tratan de identificar as orixes do único "planetini" e das familias dos "corpúsculos". [2]

Tomando como referencia os asteroides formados no sistema solar, os próximos a planetas como a Terra e Marte amosan o espectro de minerais rochosos mesturados con ferro , mentres que os próximos a Xúpiter adoitan ser escuros e avermellados, o que indica unha composición non moi diferente á a da nebulosa primixenia, que fai uns 4.500 millóns de anos produciría os condensados dos planetas. [3]

Polo tanto, segundo as hipóteses máis acreditadas, nunha primeira fase os diminutos corpos sólidos agregáronse para formar os ladrillos dos planetas, pero na zona máis alá de Marte, debido aos efectos das resonancias gravitacionais coa masa de Xúpiter, as formacións dos corpos. cun diámetro superior a 1000 quilómetros.

Os corpúsculos que non se incorporaron aos planetas formadores convertéronse en asteroides e, entre eles, os máis grandes alcanzaron unha temperatura suficiente para permitir a diferenciación química ; a consecuencia foi que nalgúns deles formaron a auga , noutros fenómenos volcánicos .

Grazas á interferencia de Xúpiter nas órbitas primarias dos asteroides, as súas colisións aumentaron gradualmente, provocando numerosas destrucións e mutilacións das que sobreviviron os corpos máis grandes, mentres que outros corpúsculos foron botados fóra do sistema solar.

Así, algúns asteroides, e incluso meteoritos , representan os restos destes protoplanetas, mentres que outros, como os cometas , son corpos aínda máis primitivos, que non conseguiron diferenciarse e, polo tanto, son evidencias dun pasado moi remoto, próximo ás orixes do sistema solar. [3]

En canto á estrutura, os estudosos avanzaron a hipótese de que, xunto á típica conformación sólida e rochosa, os asteroides de máis dun quilómetro non son monolíticos, senón máis ben agregados de pequenos fragmentos ou incluso moreas de pedras fragmentadas ao longo das liñas dos cometas, como Don Davis e. Clark Chapman propuxo por primeira vez. [3]

Sistema solar

Xa están numerados e catalogados máis de 600.000 asteroides no sistema solar e, probablemente, centos de miles máis (algunhas estimacións superan o millón) aínda están á espera de ser descubertos. O asteroide máis grande do sistema solar interior é Ceres , cun diámetro de 900-1000 km ; seguido de Pallas e Vesta , ambos con diámetros duns 500 km; os tres son tamén os únicos asteroides aproximadamente esféricos do cinto principal. Pola contra, numerosos obxectos do sistema solar exterior como Eris , Sedna , Orc , Quaoar , Ixion e Varuna son máis grandes que Ceres.

Vexa tamén Lista dos principais asteroides para unha lista dos obxectos máis interesantes e dignos de mención.

O cinto principal, de Kuipers, Centauros e Troianos

Comparación a escala dos 10 maiores corpos celestes do cinto principal

A maioría dos asteroides orbitan entre Marte e Xúpiter , a unha distancia de entre 2 e 4 UA do Sol, nunha rexión coñecida como o Cinto Principal . Estes obxectos non puideron reunirse para formar un planeta, debido ás fortes perturbacións gravitacionais do próximo planeta Xúpiter; estas mesmas perturbacións están na orixe dos chamados ocos de Kirkwood , zonas baleiras do cinto onde os asteroides non poden orbitar, xa que estarían en resonancia orbital con Xúpiter e pronto serían expulsados.

Un gran grupo de asteroides, máis de mil, está formado polos chamados troianos . Estes asteroides teñen órbitas moi similares á de Xúpiter. Divídense en dous grupos: un precede a Xúpiter 60 grados na súa órbita e o outro ségueo á mesma distancia angular . Noutras palabras, os troianos ocupan dous dos cinco puntos lagrangianos do sistema Sol-Xúpiter, L4 e L5, onde as órbitas son estables. Tamén se descubriron grupos semellantes de asteroides, moito máis pequenos e menos numerosos, nos puntos lagrangianos L4 e L5 do sistema Sol-Marte e do sistema Sol-Neptuno.

Os centauros orbitan ao redor do Sol no medio dos planetas xigantes , polo tanto máis alá da órbita de Xúpiter. O primeiro descuberto nesta categoría foi Quirón , en 1977 , un asteroide de máis de 100 km de diámetro e o máis grande da súa categoría. Crese que estes obxectos son asteroides ou ex-cometas que foron expulsados ​​das súas órbitas orixinais e colocados en órbitas que os levan a rexións relativamente pouco poboadas polos asteroides tradicionais.

A mellora das capacidades dos telescopios modernos permitiunos ampliar o noso coñecemento dos obxectos transneptunianos . Hoxe en día recoñécense tres grandes distribucións de asteroides máis alá da órbita de Neptuno : o cinto Edgeworth-Kuiper , o disco difuso e a nube de Oort .

O cinto de Kuiper é a orixe de aproximadamente a metade dos cometas que chegan ao sistema interno. Os primeiros descubrimentos remóntanse a 1992 , cando David Jewitt da Universidade de Hawai e Jane Luu de Harvard identificaron corpos conxelados xusto máis alá da órbita de Neptuno . Sábese moi pouco sobre os asteroides do cinto de Kuiper, que aparecen como pequenos puntos incluso nos telescopios máis poderosos. A súa clasificación e composición química é por agora unha cuestión de especulación. Algúns destes asteroides resultaron non ser moito máis pequenos que Plutón ou a súa lúa Caronte . Foi precisamente o descubrimento, nos últimos anos, de obxectos cada vez máis grandes: Quaoar , cos seus 1200 km de diámetro, descuberto no 2002; Eris , en 2003, cun diámetro estimado de 2400 km, pertencente á rexión do disco difuso - para finalizar a Unión Astronómica Internacional , que durante a asemblea xeral do 24 de agosto de 2006 promulgou definitivamente a definición oficial de planeta . En 2008, Plutón e Eris foron recoñecidos como pertencentes á nova clase de planetas ananos .

Clasificación

Clasificación espectral

Icona de lupa mgx2.svg Mesmo tema en detalle: Clasificación espectral de asteroides .

Os asteroides clasifícanse en tipos espectrais , que se corresponden coa composición do material superficial do asteroide. O número de asteroides coñecidos nas distintas clases espectrais pode non corresponder á distribución real, porque algúns tipos de asteroides son máis fáciles de observar que outros e, polo tanto, o seu número está sobreestimado.

  • Asteroides tipo C : 75% dos asteroides coñecidos. O C significa "carbonoso". Son extremadamente escuros (0,03 albedo ), semellantes aos meteoritos carbonosos . Estes asteroides teñen aproximadamente a mesma composición que o Sol, agás o hidróxeno , o helio e outros elementos volátiles. Os seus espectros son de cor relativamente azul e son moi planos sen estruturas visibles.
  • Asteroides tipo S: o 17% dos asteroides coñecidos. O S significa "silicio". Son obxectos relativamente brillantes ( albedo 0.1-0.22). Teñen unha composición metálica (principalmente silicatos de níquel , ferro e magnesio ). O espectro destes asteroides ten un forte compoñente vermello e é similar aos meteoritos ferrosos.
  • Asteroides tipo M : esta clase inclúe case todos os demais asteroides. O M significa "metálico". Son asteroides bastante brillantes (albedo 0,1-0,18), parecen estar feitos de ferro-níquel case puro.

Existen outros tipos de asteroides, moito máis raros:

  • Asteroides do tipo G : unha subdivisión dos asteroides do tipo C, distinguida espectralmente polas diferenzas na absorción ultravioleta . O principal representante desta clase é o asteroide 1 Ceres .
  • Asteroides tipo E : o E significa enstatita . Recolle pequenos asteroides que orbitan principalmente na parte interna do cinto principal e que probablemente se orixinaron a partir do manto de grandes asteroides, destruídos nos tempos antigos [4] .
  • Asteroides de tipo R: o R significa vermello (cor e espectro).
  • Asteroides de tipo V : o V significa Vesta , un asteroide grande que se pensa que é un fragmento del.

Clasificación orbital

Icona de lupa mgx2.svg Mesmo tema en detalle: Familia de asteroides .

Moitos asteroides clasificáronse en grupos e familias en función das súas características orbitais. Ademais das subdivisións máis amplas (por exemplo, unha vez empregouse para dar nomes femininos a asteroides cuxa órbita estaba completamente incluída entre as de Marte e Xúpiter, nomes masculinos a aqueles que tiñan perihelio dentro da órbita de Marte e / ou do afelio máis alá do órbita de Xúpiter: ver por exemplo Eros ), é habitual nomear un grupo de asteroides do primeiro asteroide descuberto entre os membros do grupo (é dicir, do asteroide co número de identificación máis baixo entre os membros do grupo). Os grupos son asociacións disoltas dinámicamente, mentres que as familias están moito máis "próximas" e son o resultado da catastrófica desintegración dun devanceiro no pasado [5] . Ata o de agora, case todas as familias descubertas pertencen á banda principal. Foron recoñecidos por primeira vez por Kiyotsugu Hirayama en 1918 e a miúdo denomínanse familias Hirayama na súa honra.

Entre o 30% e o 35% dos obxectos do Cinto Principal pertencen a familias dinámicas, pensándose que cada un deles se orixinou na colisión entre dous asteroides no pasado. Unha familia asociouse co obxecto transneptuniano Haumea [6] .

Estudo

Investigación

2004 FH é o punto branco no centro da imaxe; o obxecto que pasa rapidamente pola pantalla é un satélite artificial .

Ata 1998 , e en parte aínda hoxe, os asteroides descubríronse nun proceso de catro pasos. En primeiro lugar, fotografouse unha rexión do ceo cun telescopio de campo amplo . Tomáronse parellas de fotografías da mesma rexión, normalmente separadas por unha hora. Nun segundo momento, as dúas películas da mesma rexión foron observadas baixo un estereoscopio , o que permitiu atopar todos os obxectos que se moveran entre as dúas exposicións.

Dado que as estrelas están fixas, mentres que os obxectos do Sistema Solar se movían lixeiramente, durante a hora de tempo entre as dúas fotos, cada asteroide destaca como punto en movemento. En terceiro lugar, unha vez atopado un corpo en movemento, as súas posicións medíronse con moita precisión, empregando como referencia estrelas presentes na fotografía, cuxas posicións se coñecen con gran precisión.

Ao final destas tres fases aínda non houbo descubrimento, pero só un "candidato a asteroides". O paso final foi enviar os resultados ao Minor Planet Center , onde, partindo das posicións medidas, calculouse unha órbita preliminar e calculouse a efeméride dos días seguintes. Unha vez atopado o obxecto grazas ás predicións (sinal de que todos os pasos anteriores se levaron a cabo sen erros), o astrónomo , o grupo de astrónomos ou o afeccionado que fixera as observacións foi recoñecido como o descubridor e tiña dereito a propoña á Unión Astronómica Internacional o nome que se lle dará ao asteroide.

Cando se confirma a órbita dun asteroide, é numerada e máis tarde tamén se lle pode dar un nome (por exemplo, 1 Ceres ou 2060 Quirón ). Os primeiros chamábanse por nomes derivados da mitoloxía grega - romana , pero cando estes nomes comezaron a esgotarse empregáronse outros: persoas famosas, nomes das esposas dos descubridores, incluso actores de televisión. Algúns grupos teñen nomes derivados dun tema común, por exemplo, os Centauros reciben o nome de centauros lendarios, mentres que os troianos levan os nomes dos heroes da guerra de Troia .

A partir de 1998 , un gran número de telescopios automatizados realizan automaticamente todos os pasos descritos anteriormente, usando cámaras CCD e computadores conectados directamente ao telescopio, que calculan a órbita e recuperan o asteroide máis tarde. Estes sistemas agora descobren a maioría dos asteroides e cada un deles é xestionado por un grupo de astrónomos e técnicos. Aquí tes unha lista dalgúns destes grupos:

O sistema LINEAR só, un dos máis avanzados, ao 31 de decembro de 2007 descubriu 225 957 asteroides. [7] En conxunto, os sistemas automáticos tamén descubriron, a partir do 1 de xuño de 2008 , 5 432 asteroides próximos á Terra , que son potencialmente perigosos para o noso planeta. [8]

Exploración

Icona de lupa mgx2.svg Mesmo tema en detalle: exploración de asteroides .

Antes da era das viaxes espaciais, os asteroides eran só manchas brillantes incluso cando se vían cos telescopios máis grandes. A súa forma e características superficiais seguiron sendo un misterio.

As primeiras fotografías en primeiro plano dun obxecto semellante a un asteroide tomáronse en 1971 cando a sonda espacial Mariner 9 sacou fotos das pequenas lúas de Marte, Fobos e Deimos , probablemente dous asteroides capturados. Estas imaxes mostraban a forma irregular e semellante á pataca común á maioría dos asteroides, confirmada despois polas imaxes adquiridas polas sondas Voyager das lúas máis pequenas dos xigantes gasosos .

951 Gaspra , o primeiro asteroide fotografado a pouca distancia

As primeiras fotografías de primeiro plano dun asteroide foron tomadas pola nave Galileo , os obxectos Gaspra en 1991 e Ida en 1993 . En 1996 a NASA lanzou a primeira misión dedicada ao estudo dun asteroide: a sonda NEAR Shoemaker , despois de sobrevoar o asteroide Mathilde en 1997 , aterrou no asteroide Eros en 2001 , determinando a súa densidade con extrema precisión partindo das medicións do campo gravitatorio. .

Outros asteroides visitados por sondas en ruta a outros destinos son:

En setembro de 2005 , a sonda xaponesa Hayabusa comezou a estudar o asteroide 25143 Itokawa , devolvendo mostras superficiais á Terra 5 anos despois. A nave Hayabusa atopou numerosos contratempos, incluíndo fallos de dúas das tres rodas de reacción , que controlan a orientación da sonda con respecto ao sol e manteñen os paneis solares apuntados e dous dos catro motores de iones .

O lanzamento da misión Dawn da NASA , dirixida a Ceres e Vesta , tivo lugar en setembro de 2007 . A nave chegou a Vesta en xullo de 2011, permanecendo en órbita ao redor dun ano aproximadamente. Máis tarde marchou a Ceres, ao que chegou en marzo de 2015.

A sonda Rosetta da ESA transitou a 800 km do asteroide 2867 Šteins o 5 de setembro de 2008 [4] e a 3162 km de 21 Lutetia o 10 de xullo de 2010 .

Esta imaxe de Eros, tomada o 14 de febreiro de 2000 pola sonda NEAR (en realidade un mosaico composto por dúas imaxes), os detalles máis pequenos distinguibles teñen uns 35 metros de largo. Recoñecerás cantos rodados do tamaño das casas en moitos lugares. Un está situado no bordo do xigante cráter que separa as dúas metades do asteroide. Unha zona brillante é visible na parte superior esquerda e as ranuras pódense ver xusto debaixo dela. Os sucos discorren paralelos á maior dimensión do asteroide.

Cambio de órbita

Nos últimos tempos, desenvolveuse moito interese arredor dos asteroides cuxa órbita cruza a da Terra e que ao longo dos séculos podería chocar con ela . Case todos os asteroides próximos á Terra clasifícanse, segundo o eixo semi-maior da súa órbita e a distancia do Sol do seu perihelio , como asteroides Amor, asteroides Apolo ou asteroides Aten .
Propuxéronse varias formas de modificar a súa órbita, no caso de que se confirme o risco de colisión, con todo o descoñecemento da estrutura interna destes obxectos impídenos predicir polo miúdo como reaccionarían ante un impacto ou unha explosión que se produce en a súa veciñanza co propósito de desvialos ou destruílos. Incluso os modelos que intentan predicir as consecuencias dunha colisión catastrófica coa Terra aínda teñen unha dubidosa validez debido á imposibilidade de sometelos a unha proba experimental.

Nota

  1. O asteroide Ceres .
  2. Alberto Cellino e Vincenzo Zappala, "As familias dos asteroides", sobre: Le Scienze , n. 387, setembro de 2001
  3. ^ a b c Erik Asphaug, "Os pequenos planetas", en: Le Scienze , n. 383, xullo de 2000
  4. ^ a b Encontro doutro tipo: Rosetta observa o asteroide de preto , en esa.int . Consultado o 7 de setembro de 2008 .
  5. V. Zappalà , Ph. Bendjoya, A. Cellino, P. Farinella e C. Froeschle, Familias de asteroides: busca dunha mostra de asteroides de 12.487 usando dúas técnicas de agrupamento diferentes , en Ícaro , vol. 116, 1995, pp. 291-314, DOI : 10.1006 / icar.1995.1127 . Consultado o 15/04/2007 .
  6. Michael E. Brown , Kristina M. Barkume, Darin Ragozzine e Emily L. Schaller, Unha familia colisional de obxectos xeados no cinto de Kuiper , en Nature , vol. 446, marzo de 2007, pp. 294-296.
  7. Laboratorio MIT Lincoln: LINEAR , en ll.mit.edu . Consultado o 26 de outubro de 2006 (arquivado dende o orixinal o 17 de maio de 2008) .
  8. ^ Estatísticas de descubrimento de NEO , en neo.jpl.nasa.gov . Consultado o 5 de xuño de 2008 (arquivado dende o orixinal o 3 de abril de 2017) .

Elementos relacionados

Outros proxectos

Ligazóns externas

V · D · M
Asteroide 4 Vesta
Planetas ananos CeresPlutóides : Plutón ( ) Haumea ( ) Makemake ( ) Eris ( )
Agrupacións de asteroides VulcanoidesNEA ( Apolo · Aten · Amor ) • Cinto principal • Planetosecanti ( Mercurio · Venus · Terra · Marte · Xúpiter · Saturno · Urano · Neptuno ) • Troianos ( da Terra · de Marte · de Xúpiter · de Neptuno ) • CentaurosTNO ( Kuiper veciños - Plutini · Cubewani · Twotini - · disco difusa ) • Grupos e familias ( familias de colisión )
Clases espectrais Tholen : B F G C S X M E P A D T Q R VSMASS : C B S A Q R K L X T D Ld O V
Outra Principais asteroidesLista completaSatélites de asteroidesAsteroides binariosFamilias de asteroides
Control da autoridade Thesaurus BNCF 38626 · LCCN (EN) sh85102674 · GND (DE) 4174799-9 · BNF (FR) cb11976093k (data) · NDL (EN, JA) 00.572.326
Sistema solar Portal do sistema solar : accede ás entradas da Wikipedia en obxectos do sistema solar