Sociedad Astronómica de Aguascalientes

 

Compilación: Dr. Salvador Pimentel Hernández Duque

 

ASTEROIDES

 

 

DEFINICION

 

Un asteroide es un pequeño cuerpo planetario que gira alrededor del Sol, generalmente entre las órbitas de Marte y Júpiter.

 

También se puede llamar a un asteroide : pequeño planeta, planetoide, planetilla, etc.

 

 

HISTORIA Y DESCUBRIMIENTO

 

Kepler, en el siglo XVII, con sus tres leyes fundamentales sobre las órbitas planetarias, encontraba un "hueco" entre Marte y Júpiter, creyendo que faltaba un planeta por descubrir en ese lugar. Esto fue tomado por los científicos Titus y Wolf, que de forma independiente estudiaban una ley que justificara las distancias de los planetas. Conseguida esta ley, fue difundida en 1778 por J.E. Bode. La ley de Bode, llamada así por su nombre, es una progresión geométrica, que (1) comienza por el 0 seguido del 3, y cada número es el doble que el anterior, a la cual (2) se le suma 4 a cada número obtenido y luego (3) se divide para 10:

 

 (1)                0 - 3 - 6 - 12 - 24 - 48 - 96 - 192

 

 (2)       4 - 7 - 10 - 16 - 28 - 52 - 100 - 196

 

 (3)       0,4 - 0,7 - 1,0 - 1,6 - 2,8 - 5,2 - 10,0 - 19,6

 

Así, estos valores representan la distancia al Sol en UA de cada uno de los planetas, que coinciden con los cálculos orbitales keplerianos:

 

0,4 Mercurio ; 0,7 Venus ; 1,0 Tierra ; 1,6 Marte ; 2,8 ????? 5,2 Júpiter ; 10,0 Saturno ; 19,6 ?????

 

pero quedando dos huecos, desconocidos por el momento.

 

Uno de esos huecos sería llenado por el descurbrimiento en 1781 por W.Herschel de Urano, a una distancia de 19,2 UA, muy próxima de la calculada por Bode. Este descubrimiento hizo pensar todavía más a los astrónomos de la época, la existencia de un planeta entre las órbitas de Marte y Júpiter.

 

En 1796 se celebró un Congreso Astronómico Internacional, en donde Lalande, famoso astrónomo de la época, propuso a sus colegas la búsqueda del supuesto planeta insertado en el segundo hueco, a una distancia de 2,8 UA del Sol. En 1800, Von Zach y Schîter, organizaron un estudio del cielo, junto con 24 astrónomos de 24 observatorios europeos diferentes, en donde a cada lugar se le daba una "porción" de cielo para la búsqueda de 15º (360º/24 observatorios).

 

Y entonces, la noche del 1 de enero de 1801, el astrónomo de Palermo Giuseppe Piazzi, del centro observatorio de Palermo, tomo su telescopio en medir la posición de una estrella que no se hallaba en los mapas celestes de la época. Fué esa noche de comienzos de siglo cuando supo realmente de su movimiento aparente a través del fondo estelar, y lo comunicó a otros astrónomos europeos. Se pensó al principio que podía ser un nuevo cometa, pero el matemático Gauss comprobó, meses más tarde, que se trataba del segundo hueco por rellenar, ocupado por un planeta que se  encontraba entre las órbitas de Marte y Júpiter.

 

Tenía menos de 1.000 km. de diámetro. Piazzi se hizo famoso, y en su honor se le otorgó al nuevo descubrimiento el nombre de Ceres, la diosa protectora de Sicilia. La Ley de Bode quedaba por fin completada, junto con el reciente descubrimiento de Urano.

 

Al año siguiente, en 1802, el astrónomo alemán Heinrich Olbers, descubría otro pequeño planeta de 608 km. de diámetro, casi a la misma distancia que Ceres, que recibió el nombre de Palas. En 1804, Harding descubriría Juno, de 247 km. de diámetro y tercero de la lista. Y de nuevo, Olbers descubría otro nuevo planeta en 1807, llamado Vesta.

 

Debido, a que cada vez, la magnitud de los asteroides iba en aumento (con lo que cada vez eran menos brillante), la posibilidad de descubrirlos era menor, y por eso se tardó tanto en descubrir a Astrea, quinto de los asteroides. Fue descubierto por Encke, el mismo astrónomo que dá nombre a un cometa también hallado por él, en 1845. Se le asignaba una diámetro de 117 km.

 

El mismo, descubre también el sexto, nombrado Hebe, en 1847. Y meses más tarde, Hind, aficionado inglés, alarga la lista con Iris y Flora.

 

La detección de asteroides se aceleró con el empleo de la fotografía. Esto hizo necesaria la fabricación de telescopios fotográficos, llamado astrógrafos. El primero fue construido en Paris por los hermanos Paul y Henry, ayudados por Gautier.

 

Este método, que posibilita el hallazgo de cuerpos de brillo débil, consistía en una exposición de varias horas, con seguimiento del telescopio del movimiento estelar aparente. Así, las estrellas aparecerían como puntos brillantes, mientras que los asteroides, mucho más veloces y cercanos a la Tierra, se presentarían en forma de rayas.

 

     Con este método, Wolf descubrió 19, y Charlois llegaría a 27. A principios del siglo XX se conocían unos 450. En 1925 ya eran 1.000. Y hoy en día se conocen unos 7.000, de los cuales 3.500 tienen su órbita calculada.

 

Por la parte española, han sido 12 los descubiertos: 11 por el catalán José Comas Solá, con el astrógrafo de Fabra (Barcelona), entre 1915 y 1930, llamados Hispania, Barcelona, Amelia, etc., uno de los cuales aún no homologado por la Unión Astronómica Internacional (UAI); y el duodécimo, Rafita, descubierto por el Dc. R. Carrasco en 1935.

 

 

ORIGEN

 

No se sabe exactamente cual fué el origen de estos planetoides.

 

Olbers, observando a varios asteroides, determinó que se trataba de un planeta, hace millones de años, en las formaciones del sistema, que de forma inexplicable se despedazó, quedando lo que hoy conocemos como cinturón de asteroides.

 

Si procedieran de la fragmentación de un solo planeta, sus órbitas se encontrarían en un punto común a todas, punto en donde explosionó, aunque posiblemente se hayan dispersado por continuas desviaciones orbitales al acercarse unos a otros, o a planetas como Júpiter.

 

Según teorías más recientes, como la de Kuiper, vienen de fuertes colisiones de dos planetas que se estaban formando entre 2 y 3,5 UA del Sol, es decir, entre Marte y Júpiter pero sin entrar en sus campos gravitatorios.

 

Así, cada vez eran más pequeños y numerosos, con lo que la posibilidad de choque era mayor, hasta que queden orbitando, sin choques algunos. Por otra parte, la existencia de asteroides con inclinaciones muy pronunciadas (grupo de grandes inclinaciones orbitales), quedaría explicada por un origen cometario, al no tener el cometa más material que soltar al espacio.

 

Otra teoría, mucho más probable, desde hace algunos años, es la de que los asteroides son restos de un planeta que no llegó a formarse, habiendo detenido en mitad de la formación.

 

La formación de diferentes anillos o cinturones se explica por el campo gravitacional de Júpiter, sobre el planeta que no se formó, que se situaría a la distancia llamada límite de Roche.

 

Así, el posible planeta desintegrado tendría una masa de 2% la de la Tierra, aunque con un diámetro superior al de la Luna. Para Kresak, el planeta mediría 1,500 km de diámetro y tendría una densidad media de 2,78 gr/cm3.

 

Los huecos o "vacíos" entre cinturones asteroidales, detectados en 1868 por Daniel Kirkwood, son claramente debidos a la influencia de Júpiter sobre los pedazos del planeta ya fragmentado. Estos son llamados vacios de Kirkwood, por su descubridor, aunque también son notables los huecos de Hecuba, Hestia e Hilda.

 

Hoy en día, se tiende a que los asteroides provienen de una colisión entre dos planetas; eso  explicaría las diferentes composiciones químicas de los asteroides, que se estudian gracias a la luz de distinta onda.

 

 

ORBITAS

 

Las orbitas de los asteroides se cruzan unas con otras y suelen estar bastante inclinadas con respecto al plano de la órbita terrestre. También aparecen muchos más excéntricas que las órbitas de los planetas principales, que son casi circulares. La mayor parte de la conocidas se encuentran entre las órbitas de Marte y Júpiter, aunque se conocen asteroides orbitando entre los planetas interiores.

 

El predominio de la gran masa de Júpiter se traduce en la aparición de grandes boquetes en los trayectos de la órbita relativos a los periodos de revolución coincidentes con el de Júpiter y en la localización del perihelio de la mayor parte de los asteroides dentro de 90º en torno al perihelio de Júpiter.

 

Su periodo de rotación depende de su diámetro, según observaciones de S. Dermott, que dice que los mayores tienen, normalmente, una rotación más rápida. Los de diámetro entre 100 y 200 km. rotan en unas 6 horas, mientras que los de 30 km., suelen tardar 20 horas.

 

Estas rotaciones tan lentas, según A. Jarris, son debidas a fricciones provocadas por otros asteroides cercanos, que se van acercando unos a otros. Desde un punto de vista general, los más rápidos son los metálicos, y los más lentos los carbónicos, estando en un lugar medio los silíceos.

 

 

ESTRUCTURA

 

Los asteroides están formados por elementos rocosos, como basalto. También poseen hielo, pareciéndose a los núcleos de cometa. El hecho de la transformación del asteroide Quirón en un cometa en 1988 confirma su formación de hielo.

 

Cada asteroide, aparte del hielo y roca, está formado por elementos distintos, clasificados posteriormente.

 

 

 

TIPOS

 

Un asteroide típico sería tendría 1 kilómetro de diámetro y una forma ligeramente irregular. Pero, como no todos son iguales, es necesario diferenciarlos a través de distintos tipos.

 

A principio de este siglo, cuando el número de asteroides superaba los 500, se formaron dos grupos bien diferenciados:

 

Primer grupo - contiene en 80% de todos los asteroides. Tienen órbitas en la zona exterior y más alejada del Sol, llegando hasta las 3.5 UA. Poseen superficie muy oscura, producida por la abundancia de carbono. La densidad media de todos ellos es de unos 2,6 gr/cm3.

 

Segundo grupo - contiene el 20% restante. Sus órbitass se encuentran en la parte interior del cinturón, más próximo a Marte, entre 2 y 2,8 UA de distancia al Sol. En contraste con el grupo anterior, su superficie es brillante, diferenciando un color rojizo, debido a su alto contenido de minerales, y sobre todo, de silicatos y minerales. La densidad media es del orden de los 3,5

gr/cm3. Otra clasificación, más moderna y detallada, creada por Benjamín Zellener y E. Bowell, y anteriormente por Chapman y McCord, ofrece siete tipos distintos, diferenciándose por la composición química y el brillo del asteroide:

 

 

Tipo C

 

En este grupo están metidos el 75% de los asteroides, con lo que es el más numeroso. Se encuentran en la parte exterior del cinturón a una distancia del Sol de 3,5-4 UA. Su velocidad rotacional es prácticamente rápida y son cuerpos de un tamaño grande, respecto a los demás asteroides. Se llaman condritos carbonáceos, dado su alto contenido de carbono, que hace que

sean cuerpos muy oscuros y su albedo no llegue al 3,5%. Este grupo sería semejante al primer grupo anteriormente definido.

 

Ejemplos : Ceres y Hygiea.

 

 

Tipo S

 

Aquí se encuentran el 17% de estos. Orbitan muy cerca a Marte, llegando sólo a 2,5 UA del Sol. Son más pequeños que los del tipo C. Su superficie es brillante, con un albedo del 15%, debido a su riqueza en hierro, silicatos y níquel. Su color es rojizo.

 

Ejemplos : Juno y Astrea.

 

 

Tipo M

 

De los asteroides que se conocen, este grupo solo integra el 3%. Su órbita es próxima a los del tipo S. Poseen alta reflectividad reflejando el 15% de la luz recibida, correspondiente a objetos muy metalizados, principalmente hierro y níquel. La presencia de estos permite suponer que son nucleos de antiguos grandes asteroides que colisionaron perdiendo su estructura externa.

 

Ejemplo : Calíope y Psyche.

 

 

 

 

 

Tipo F

 

No llegando al 1%, estos se sitúan en la parte central del cinturón de asteroides. Su albedo no llega al 3%.

Ejemplo : Interannia.

 

 

Tipo P

 

Dado su alto contenido de carbono, son semejantes a los del tipo C, pero, en cambio, su porcentaje no supera el 2%. Sus órbitas se sitúan en la zona exterior, más próximo a Júpiter, a una distancia media de 4 UA. Dada su oscura superficie, su capacidad reflectora no supera el 3,5%.

 

Ejemplo : Sylvia.

 

Tipo D Este tipo es el más extraño. Su característica principal es su superficie abundantemente rojiza. Su órbita está fuera del cinturón asteroidal. Son los asteroides "griegos" y "los troyanos". Se sitúan en los puntos langrangianos respecto a Júpiter, que están a 60º  más adelantados que Júpiter (griegos) y 60º más retrasados que el mismo (troyanos), dentro de su órbita. Los más importantes e interesantes son los troyanos (ver ASTEROIDES TROYANOS).

 

 

Tipo E

 

Pequeño grupo de asteroides de pequeño tamaño, que no llega a 100 km. de diámetro. Sus órbitas están cercanas al tipo S, entre 2 y 2,5 UA del Sol. Constrastando, poseen un albedo del 30%, lo que demuestra su extraña composición mineral.

 

Ejemplos : Nysa, Angelina y Hungría.

 

 

Tipo R

 

Dado su escaso número, son raros dentro del comportamiento normal de un asteroide. Pertenecen a la zona central. Contiene una superficie basáltica muy rojiza. Su albedo no sobrepasa el 20%.

 

Ejemplo : Dembowska.

 

 

Tipo U

 

Este grupo es el "marginado" entre todos, ya que los asteroides que lo componen no encajan en ninguno de los seis anteriores.

 

Ejemplos : Vesta y Palas.

 

Esta variedad en cuanto a tipos de asteroides, es explicación de la hipótesis de que los asteroides son un planeta fragmentado. Esto, explicaría el hecho de la forma tan irregular y la composición química tan diferenciada.

 

 

ASTEROIDES TROYANOS

 

Reciben el nombre se asteroides troyanos, más de 20 asteroides cuyos periodos de traslación y distancias medias al Sol son

aproximadamente los mismos que los de Júpiter, hallándose dentro de su órbita en la mayor parte de su trayecto. Se llaman también así porque tienen nombre de la guerra de Troya : Héctor , Agamenón, Ulises, Aquiles, Príamo, Eneas...

 

Ellos corroboran un caso especial del problema de los tres cuerpos para el que Lagrange había encontrado solución mucho antes de que fueran descubiertos, a saber: el movimiento es estable y no se halla sujeto a serias perturbaciones si los tres cuerpos que se mueven bajo la influencia de la gravitación están situados en los vértices de un triangulo equilátero.

 

Estos asteroides forman dos grupos, cuyos miembros oscilan en torno a dos puntos de la orbita de Júpiter y el otro detrás, de modo que cada punto forma un triangulo equilátero con Júpiter y el Sol. Se encuentran en los llamados puntos lagrangianos, aproximadamente a 60º  delante y detrás de la órbita jupiteriana.

 

A una distancia del Sol que se aproxima a la distancia media de todos los asteroides, la ley de Titus Bode predice un planeta. Su ausencia sugiere a algunos astrónomos que los asteroides tuvieron su origen por la desintegración de un planeta, el cual llenaría el "hueco". Por la medición de el paralaje del asteroide Eros, que a veces está tan sólo a 21.500.000 km. de la Tierra, se determina con gran precisión la distancia entre la Tierra y el Sol. También para ello se ha dado uso al radar con buenos resultados.

 

 

AGRUPACIONES DE ASTEROIDES

 

Dentro del espacio orbital que los asteroides ocupan en nuestro sistema solar, se agrupan en zonas o cinturones formando "familias", bien diferenciadas. Kresak a creado un sistema de clasificación distinguiendo 4 grupos:

 

 

Grupo del cinturón principal

 

Son el 90% de todos los asteroides residentes entre Marte y Júpiter, que forman el cinturón principal o zona central. Sus órbitas poseen poca excentricidad e inclinación, con lo que son casi circulares y planas respecto a la eclíptica.

 

Ejemplos : Vesta, Astrea, Metis, etc.

 

 

Grupo Apolo-Amor

 

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Grupo Libradores

 

Pertenecientes a este grupo son todos aquellos que se sitúan en la zona externa del cinturón, quedando a distancias de unas 4 UA orbitando bajo el campo gravitatorio de Júpiter. El más claro ejemplo de estos asteroides son los troyanos (ver ASTEROIDES TROYANOS).

 

 

Grupo de grandes inclinación orbitales

 

Sólo 80 descubiertos pertenecen al grupo "inclinado". Sus inclinaciones orbitales respecto a la orbita terrestre o a la eclíptica son muy fuertes: la órbita más inclinada es de 52º ,0.9´, correspondiente al asteroide Betulia, seguida de la del asteroide Hidalgo, con 42º ,49´.

 

Sus órbitas están en el cinturón principal y son muy poco elípticas respecto a los demás planetas, aunque, muy elípticas en relación a los demás asteroides.

 

 

DETECCION DE ASTEROIDES

 

 

POR FOTOGRAFIA

 

Este método, consiste en una exposición fotográfica de varias horas, con seguimiento del telescopio del movimiento estelar aparente. Con esto se consigue que las estrellas aparezcan como puntos brillantes, mientras que los asteroides, mucho más veloces y cercanos a la Tierra, se presenten en forma de rayas. Esto permite detectar asteroides con brillo muy débil, ya que el

poco brillo que poseen, es plasmado en la fotografía durante la sesión.

 

 

POR OCULTACION

 

Consiste en detectar la ocultación de una estrella por un asteroide, cuando este pasa exactamente entre la Tierra y dicha estrella. Esto nos permite ver asteroides débiles en brillo.

 

Cuando se oculta la estrella, se observa un cambio brusco en su brillo, estando eclipsada no más de 25 segundos, por lo general. Sabiendo la duración del eclipse con mucha precisión, es posible calcular, la distancia del objeto, su tamaño y su forma.

 

No sólo la observación dura 25 segundos: es aconsejable estar 20 minutos antes y después del suceso, ya que se podría descubrir un satélite del asteroide en cuestión como sucedió con Lucina el 18 de enero de 1982, ocultando la AGK +17º 1309, la cual observada por distintos astrónomos de España y Francia, dejó ver su satélite, que no es nada más que un pequeño asteroide girando en torno a Lucina.

 

La primera detección observada fue el 23 de de enero de 1975, cuando Eros debía ocultar durante pocos segundos una estrella de la constelación de Géminis. Tras comprobar y reunir todos los datos de los observadores, se dio a conocer que Eros tiene la forma de una enorme huevo, de dimensiones 30 x 19 x 7 kilómetros.

 

 

LOS PRIMEROS CUATRO ASTEROIDES DESCUBIERTOS

 

 

CERES

 

CARACTERISTICAS

 

Diámetro : 800 km. aproximadamente

Masa : desconocida

Rotación : desconocida

Traslación : 4,6 años siderales

Inclinación eje : 10,5º sobre el plano de la eclíptica

Distancia media al Sol : 420.000.000 km. = 2.8 unidades astronómicas (UA)

 

Primer asteroide catalogado, descubierto el 1 de Enero de 1801 por G. Piazzi, que en su honor se le puso el nombre de la diosa romana de Sicilia, Ceres. Es el mayor de los conocidos. En fase llena refleja proporcionalmente casi la misma cantidad de luz solar que la Luna, por lo que se cree que su superficie es tan accidentada como la de esta. Su órbita es más excéntrica que la de la Tierra.

 

PALAS

 

CARACTERISTICAS

 

Diámetro : 487 km.

Masa : desconocida

Rotación : desconocida

Traslación : 4,6 años siderales

Inclinación eje : desconocida

Distancia media al Sol : 414.392.000 km. = 2.77 unidades astronómicas (UA)

 

Segundo asteroide catalogado, descubierto por Olbers en 1802. En su fase llena refleja un 7% de la luz solar recibida. La velocidad a que varía la reflejada al variar de fase indica que su superficie es probablemente más rugosa que la de la Luna. Barnard ( descubridor de la Estrella de Barnard ), fue el que dio con más precisión el diámetro de Palas.

 

 

JUNO

 

CARACTERISTICAS

 

Diámetro : 190 km.

Masa : desconocida

Rotación : desconocida

Traslación : 1592 días = 4.36164383561 años

Inclinación eje : 13º sobre el plano de la eclíptica

Excentricidad orbita : 0,26

Distancia media al Sol : 400.000.000 km. = 2.67 unidades astronómicas (UA)

 

Tercer asteroide catalogado, decubierto por Harding en 1804. En oposición, cuando se encuentra en el lado de la Tierra opuesto al Sol, aparece regularmente con un brillo superior a la novena magnitud y posee un albedo de 0.12, es decir, en su fase llena refleja el 12% de luz solar recibida.

 

 

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