Aca lo mas detallado de el cinturon de asteroides
Cinturón de asteroides
El cinturón de asteroides es una región del Sistema Solar comprendida aproximadamente entre las órbitas de Marte y Júpiter. Alberga multitud de objetos irregulares denominados asteroides o planetas menores. Esta región también se denomina cinturón principal con la finalidad de distinguirla de otras agrupaciones de planetas menores dentro del Sistema Solar, como el cinturón de Kuiper o el disco disperso.
Más de la mitad de la masa total del cinturón está contenida en los cuatro objetos de mayor tamaño: Ceres, (4) Vesta, (2) Palas e (10) Higia. Ceres, el más grande de todos y el único planeta enano del cinturón, posee un diámetro de 950 km y es el doble de grande que el segundo objeto de mayor tamaño. Sin embargo, la mayoría de cuerpos que componen el cinturón son mucho más pequeños. El material del cinturón, apenas un 4% de la masa de la Luna, se encuentra disperso por todo el volumen de la órbita, por lo que sería muy difícil atravesarlo y chocar con uno de estos objetos. No obstante, dos asteroides de gran tamaño pueden chocar entre sí, formando las que se conocen como familias de asteroides, que poseen composiciones y características similares. Las colisiones también producen un polvo que forma el componente mayoritario de la luz zodiacal. Los asteroides pueden clasificarse, según su espectro y composición, en tres tipos principales: carbonáceos (tipo-C), de silicato (tipo-S) y metálicos (tipo-M).
El cinturón de asteroides se formó en la nebulosa protosolar junto con el resto del Sistema Solar. Los fragmentos de material contenidos en la región del cinturón hubieran formado un planeta, pero las perturbaciones gravitacionales de Júpiter, el planeta más masivo, produjeron que estos fragmentos colisionaran entre sí a grandes velocidades y no pudieran agruparse, resultando en el residuo rocoso que se observa en la actualidad. Una consecuencia de estas perturbaciones son los huecos de Kirkwood; zonas donde no se encuentran asteroides debido a resonancias orbitales con Júpiter, y sus órbitas se tornan inestables. Si algún asteroide pasa a ocupar esta zona es expelido en la mayoría de los casos fuera del Sistema Solar, aunque en ocasiones puede ser enviado hacia algún planeta interior, como la Tierra, y colisionar con ella. Desde su formación se ha expulsado la mayor parte del material.
Ley de Titius-Bode
Artículo principal: Ley de Titius-Bode
En 1766, Johann Daniel Titius descubrió un supuesto patrón en la distancia de los planetas al Sol. Observó que si a la secuencia numérica: 0, 3, 6, 12, 24, 48... (empezando por 0, siguiendo por 3 y doblando cada vez la cantidad anterior) se le suma cuatro a cada cifra y se divide por 10, da como resultado una buena aproximación de la distancia de los distintos planetas al Sol, en unidades astronómicas (UA): 0,4, 0,7, 1,0, 1,6, 2,8, 5,2.
En 1768, el astrónomo Johann Elert Bode hizo referencia a esta relación en uno de sus escritos, pero no acreditó a Titius hasta 1784, por lo que muchos autores se refirieron a ella como la "Ley de Bode". Por esta razón en la actualidad se la conoce como ley de Titius-Bode. Este patrón empírico predecía el semieje mayor de los seis planetas conocidos en aquel momento (Mercurio, Venus, Tierra, Marte, Júpiter y Saturno), excepto con la salvedad de que la serie predecía un planeta a una distancia de 2,8 UA del Sol, correspondiente a una zona entre la órbita de Marte y Júpiter, y sin embargo allí no se observaba ninguno. Titius declaró: "¿Pero habría dejado el Creador ese espacio vacío? No, en absoluto"
Cuando William Herschel descubrió Urano en 1781, la posición del planeta coincidió casi perfectamente con la predicha por esta ley (se encontraba a 19,2 UA, frente a las 19,6 UA predicha por la ley); esto llevó a los astrónomos a concluir que podía existir un planeta entre las órbitas de Marte y Júpiter.La siguiente tabla muestra la distancia real de los planetas al Sol en UA en comparación con la predicha por la ley de Titius-Bode, para los planetas que se conocían hasta entonces:
Planeta Titius-Bode Realidad
Mercurio 0,4 0,39
Venus 0,7 0,72
Tierra 1 1
Marte 1,6 1,52
¿? 2,8 —
Júpiter 5,2 5,2
Saturno 10 9,54
Urano 19,6 19,2
Cinturón de asteroides
En pocos años, los astrónomos descubrieron dos nuevos objetos más, que casaban con el concepto de Herschel. El 1 de septiembre, Karl Harding halló Juno, y el 29 de marzo de 1807 Heinrich Olbers descubrió Vesta.Sin embargo, no se descubrió un nuevo objeto de esta naturaleza hasta 1845, con el hallazgo de Astrea por Karl Hencke el 8 de diciembre de tal año.A partir de entonces, comenzaron a descubrirse multitud de estos objetos a medida que los telescopios se iban haciendo más potentes, hasta tal punto que a comienzos de la década de 1850 ya se habían descubierto más de una decena de ellos, por lo que el concepto de "asteroides" fue gradualmente sustituyendo al de planetas para clasificar a estos objetos.
Con el descubrimiento del planeta Neptuno en 1846, la ley de Titus-Bode comenzó a perder fuerza entre la comunidad de astrónomos, ya que este planeta no la cumplía. De hecho, actualmente dicha ley se toma por una mera casualidad sin ninguna justificación teórica, aunque algunos trabajos muestran que las leyes de Kepler podrían tener cierta correlación con la ley de Titus-Bode.
La cuestión de la nomenclatura comenzó a ser un problema para los astrónomos. Cada vez que se descubría uno de estos objetos, se le daba el nombre de algún dios mitológico y se le designaba con un símbolo para abreviarlo, como ocurre con los planetas. Sin embargo, la multitud de asteroides descubiertos provocó que estos símbolos fueran cada vez más complejos, hasta tal punto que había que tener cierta habilidad artística para dibujarlos. Por este motivo, finalmente en 1867 se acordó una nueva nomenclatura para estos objetos, la cual consistía en el nombre del asteroide precedido por un número entre paréntesis, y en orden de descubrimiento: (1) Ceres, (2) Palas, (3) Juno, (4) Vesta, etcétera. Actualmente se suelen representar del mismo modo, incluyendo o sustrayendo los paréntesis.
El término "cinturón de asteroides" comenzó a utilizarse a comienzos de la década de 1850, aunque se ignora quién fue el primero en hacer referencia al mismo. En el año 1868 ya se conocían un centenar de asteroides, y en 1891 el descubrimiento de la astrofotografía por Max Wolf aceleró este ritmo todavía más. En 1923 el número de asteroides sobrepasaba los 1.000, en 1981 los 10.000 , en 2000 los 100.000 y en 2010 el número de asteroides ronda los 500.000.
Entre los astrónomos españoles destaca José Comas y Solá, que descubrió un total de once asteroides, entre los que se encuentran (804) Hispania y (945) Barcelona.
Formación
En 1802, poco después del descubrimiento de (2) Palas, Heinrich Olbers sugirió a William Herschel que Ceres y (2) Palas podrían tratarse de fragmentos de un planeta mucho más grande que en el pasado podría haber orbitado en aquella región entre Marte y Júpiter. Según esta hipótesis, el planeta se descompuso hace millones de años debido a una explosión interna o a impactos de cometa. Sin embargo, la gran cantidad de energía que hubiera sido necesaria para que tal evento ocurriera, en combinación con la escasa masa total del cinturón de asteroides (sólo un 4% la masa de la Luna), ponen de manifiesto que esta hipótesis no puede ser válida. Además, las diferencias en composición química entre los asteroides del cinturón son muy difíciles de explicar en el caso de que fueran originados en el mismo planeta. Por tanto, en la actualidad la mayoría de científicos acepta que los asteroides nunca formaron parte de un planeta.
En general, se cree que el Sistema Solar se formó a partir de una nebulosa primitiva, compuesta por gas y polvo, que colapsó bajo influencia gravitatoria formando un disco de material en rotación. Mientras que en el centro, donde se formaría el Sol, la densidad aumentaba con rapidez, en las regiones externas del disco se formaron granos sólidos de pequeño tamaño que, con el tiempo, fueron agrupándose mediante procesos de acreción y colisión para formar los planetas.
Los planetesimales que se encontraban en la región donde actualmente se encuentra el cinturón fueron perturbados gravitacionalmente por Júpiter. El planeta provocó que una determinada parte de los planetesimales adquiriera excentricidades e inclinaciones muy elevadas, acelerándose a altas velocidades, lo que causó que colisionaran entre ellos, y por tanto en vez de agruparse para formar un planeta se disgregaron en multitud de residuos rocosos; los asteroides.Una gran parte fueron eyectados fuera del Sistema Solar, sobreviviendo solamente menos del 1% de los asteroides iniciales.
Evolución
Desde su formación en la nebulosa primitiva que dio origen al Sistema Solar, los asteroides han sufrido diversos cambios. Entre éstos se encuentran el calor interno durante los primeros millones de años, el derretimiento de su superficie debido a impactos, la erosión espacial a causa de la radiación y el viento solar, y el bombardeo de micrometeoritos.Algunos científicos se refieren a los asteroides como los planetesimales residuales, mientras que otros los consideran distintos debido a estos procesos.
Se cree que el cinturón de asteroides actual contiene solamente una fracción de la masa del cinturón primitivo. Las simulaciones por computadora sugieren que el cinturón de asteroides original podría haber contenido una masa equiparable a la de la Tierra. Debido principalmente a perturbaciones gravitatorias, la mayoría del material fue expelido del cinturón durante los primeros millones de años de formación, dejando solamente un 0,1% de la masa original.Se cree que parte del material expulsado podría encontrarse en la nube de Oort, en los confines del Sistema Solar. Desde su formación, el tamaño típico de los asteroides ha permanecido relativamente estable; no ha habido aumentos o disminuciones significativas.
La resonancia orbital 4:1 con Júpiter, situada en torno a 2,06 UA del Sol, puede considerarse el límite interior del cinturón principal. Las perturbaciones causadas por Júpiter enviaron los asteroides que allí se encontraban hacia órbitas inestables, creando una zona desierta a dicha distancia. La mayoría de los cuerpos que se encontraban a menor distancia fueron lanzados hacia Marte (cuyo afelio es de 1,67 UA) o eyectados por perturbaciones gravitacionales en los primeros episodios de la formación del Sistema Solar.Los asteroides que conforman la familia Hungaria se encuentran más próximos al Sol que la zona mencionada anteriormente, pero poseen órbitas estables debido a su elevada inclinación orbital.
Cuando el cinturón de asteroides todavía estaba en formación, a una distancia de 2,7 UA del Sol se encontraba la línea de separación de temperaturas del punto de condensación del agua. A los planetesimales que se encontraban a una distancia mayor les fue posible acumular hielo.En 2006 se postuló que una población de cometas situados más allá del límite de dicha separación pudo haber contribuido a la formación de los océanos de la Tierra.
Tamaños
La masa total del cinturón de asteroides se estima entre 3,0×1021 y 3,6×1021 kg, lo cual supone solamente un 4% de la masa de la Luna, o lo que es lo mismo, un 0,06% de la masa terrestre. Los objetos celestes más grandes del cinturón son, por tanto, mucho menores y menos masivos que la Luna. Los cuatro cuerpos principales suman la mitad de la masa total del cinturón, y Ceres, el más grande de ellos, representa un tercio de la masa total. Ceres posee un radio de unos 475 km, que equivale a un tercio del radio lunar, y una masa de 1021 kg, que representa solamente un 1,3% de la masa de la Luna. El segundo objeto más grande del cinturón, (4) Vesta, tiene la mitad del tamaño de Ceres. Se conocen en torno a 1.000 asteroides cuyo radio es mayor que 15 km, y se estima que el cinturón podría albergar cerca de medio millón de asteroides con radios mayores a 1,6 km.
Los tamaños de los asteroides pueden determinarse de diversas maneras, sabiendo su distancia. Uno de los métodos es observando su tránsito aparente delante de una estrella, que sucede debido a la rotación terrestre. Cuando esto ocurre, la estrella es ocultada detrás del asteroide, y midiendo el tiempo que se prolonga dicha ocultación es posible hallar el diámetro del asteroide. Con este método se ha determinado con buena precisión los tamaños de los asteroides más grandes del cinturón, como Ceres o (2) Palas.
Otro método para estimar sus tamaños es medir su brillo aparente. Cuanto más grande sea un asteroide, más luz solar reflejará debido a su mayor superficie. Sin embargo, el brillo aparente también depende del albedo característico del asteroide, y éste viene determinado por la composición del mismo. A modo de ejemplo, (4) Vesta aparece algo más brillante en el cielo que Ceres, pues el albedo del primero es cuatro veces superior. No obstante, el albedo de los asteroides puede determinarse, ya que cuanto menor albedo posee un cuerpo, más radiación absorbe y por tanto más se calienta; este calor emite radiación en el infrarrojo, y comparando la radiación infrarroja y la visible que llega a superficie terrestre puede determinarse el albedo, y por tanto calcular su tamaño. Con este método se puede incluso averiguar las irregularidades que presenta un determinado asteroide en el caso de que se encuentre en rotación. En ese caso, las irregularidades hacen que la superficie que se observa cambie, modificando también su brillo aparente de forma periódica.
Composición
La mayoría de los asteroides del cinturón se encuentran clasificados, según su composición, en tres categorías: asteroides carbonáceos o tipo-C, asteroides de silicatos o tipo-S, y asteroides metálicos o tipo-M.Existen otros tipos de asteroides, pero su población es muy escasa.
Existe una correlación importante entre la composición de los asteroides y su distancia al Sol. Los asteroides más cercanos suelen ser rocosos, compuestos por silicatos y exentos de agua, mientras que los más alejados son en su mayoría carbonáceos, compuestos por minerales arcillosos y con presencia de agua. Por tanto, los asteroides más alejados son también los más oscuros, y los más cercanos reflejan mayor cantidad de radiación. Se cree que este hecho es consecuencia de las características de la nebulosa primitiva que dio origen al Sistema Solar. En las regiones más alejadas la temperatura era mucho menor, y por tanto el agua se podía condensar en los asteroides; todo lo contrario que en las regiones interiores, donde al tener mayor temperatura el agua probablemente se vaporizaría.
Los asteroides tipo-C o carbonáceos son los más abundantes en el cinturón, ya que componen el 75% del total. Reflejan muy poca luz (albedo entre 0,03 y 0,09[38] ) y por tanto son muy oscuros, y suelen presentar un tono ligeramente azulado. Estos asteroides absorben bastante radiación infrarroja debido a la presencia de agua retenida en su estructura. Por lo general se encuentran en las regiones exteriores del cinturón. El asteroide de mayor tamaño que pertenece inequívocamente al tipo-C es (10) Higia.[37
Los asteroides tipo-S, compuestos por silicatos, representan en torno al 15% del total. Están situados en la parte del cinturón más cercana al Sol. Exhiben un color ligeramente rojizo y tienen un albedo relativamente elevado (entre 0,10 y 0,22 ). (3) Juno constituye un buen ejemplo de este tipo.
Los asteroides tipo-M, o metálicos, poseen cantidades importantes de hierro y níquel. Conforman aproximadamente el 10% del total de asteroides, y poseen un albedo similar a los de tipo-S (0,10 - 0,18[38] ). Estos objetos pueden ser los núcleos metálicos de objetos anteriores de mayor tamaño, los cuales acabaron fragmentándose debido a colisiones. Se encuentran situados a mitad del cinturón de asteroides, en torno a 2,7 UA del Sol. Aunque no es común, se han registrado asteroides, como es el caso de (22) Kalliope, que presentan densidades muy bajas para ser de tipo-M, lo cual implica que no están compuestos principalmente por metales y presentan altas porosidades.Dentro de este tipo se engloban asteroides que no se ajustan a los tipos C y S, pues no todos los asteroides tipo-M están compuestos por materiales similares ni tienen el mismo albedo.
Una de las incógnitas del cinturón de asteroides es la relativa escasez de asteroides basálticos, o de tipo-V.Las teorías de formación de asteroides predicen que los objetos del tamaño de (4) Vesta o mayores deberían formar corteza y manto, los cuales estarían compuestos principalmente por roca basáltica. Las evidencias muestran, sin embargo, que el 99% del material basáltico predicho no se observa. Hasta el año 2001 se creía que la mayor parte de los objetos basálticos descubiertos en el cinturón se habían originado a partir de (4) Vesta. Sin embargo, el descubrimiento de (1459) Magnya reveló una composición química diferente a los asteroides basálticos conocidos anteriormente, lo cual sugiere que se originó de forma distinta. Esta hipótesis se reforzó con el descubrimiento en 2007 de dos asteroides en la región exterior del cinturón. Se trata de (7472) Kumakiri y (10537) 1991 RY16, los cuales presentan composiciones basálticas diferentes. Estos dos asteroides son los únicos de tipo-V descubiertos hasta la fecha en la región exterior del cinturón.
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jejej ok no se si esta bueno pero comenten