13.1: Asteroides
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Objetivos de aprendizaje
Al final de esta sección, podrás:
- Esboza la historia del descubrimiento de asteroides y describe sus órbitas típicas
- Describir la composición y clasificación de los distintos tipos de asteroides
- Discutir lo que se aprendió de las misiones de naves espaciales a varios asteroides
Los asteroides se encuentran principalmente en el amplio espacio entre Marte y Júpiter, una región del sistema solar llamada cinturón de asteroides. Los asteroides son demasiado pequeños para ser vistos sin telescopio; el primero de ellos no fue descubierto hasta principios del siglo XIX.
Descubrimiento y Órbitas de los Asteroides
A finales de 1700, muchos astrónomos estaban cazando un planeta adicional que pensaban que debería existir en la brecha entre las órbitas de Marte y Júpiter. El astrónomo siciliano Giovanni Piazzi pensó que había encontrado este planeta desaparecido en 1801, cuando descubrió el primer asteroide (o como más tarde se le llamó, “planeta menor”) orbitando a 2.8 UA desde el Sol. Su descubrimiento, al que llamó Ceres, fue seguido rápidamente por la detección de otros tres pequeños planetas en órbitas similares.
Claramente, no había un solo planeta faltante entre Marte y Júpiter sino todo un grupo de objetos, cada uno mucho más pequeño que nuestra Luna. (Una historia de descubrimiento análoga se ha desarrollado en cámara lenta en el sistema solar exterior. Plutón fue descubierto más allá de Neptuno en 1930 e inicialmente se le llamó planeta, pero a principios del siglo XXI, se encontraron varios otros objetos similares. Ahora los llamamos a todos planetas enanos.)
Para 1890, más de 300 de estos planetas menores o asteroides habían sido descubiertos por observadores de ojos agudos. En ese año, Max Wolfat Heidelberg introdujo la fotografía astronómica a la búsqueda de asteroides, acelerando enormemente el descubrimiento de estos objetos tenues. En el siglo XXI, los buscadores utilizan cámaras electrónicas impulsadas por computadora, otro salto en la tecnología. Más de medio millón de asteroides tienen ahora órbitas bien determinadas.
A los asteroides se les da un número (correspondiente al orden de descubrimiento) y a veces también un nombre. Originalmente, los nombres de los asteroides fueron elegidos de diosas en la mitología griega y romana. Después de agotar estos y otros nombres femeninos (incluyendo, posteriormente, los de esposos, amigos, flores, ciudades, y otros), los astrónomos recurrieron a los nombres de colegas (y otras personas de distinción) a quienes deseaban honrar. Por ejemplo, los asteroides 2410, 4859 y 68448 se llaman Morrison, Fraknoi y Sidneywolff, para los tres autores originales de este libro de texto.
El asteroide más grande es Ceres (numerado 1), con un diámetro apenas inferior a los 1000 kilómetros. Como vimos, Ceres fue considerado un planeta cuando fue descubierto pero más tarde se le llamó asteroide (el primero de muchos.) Ahora, nuevamente ha sido reclasificado y es considerado uno de los planetas enanos, como Plutón (ver el capítulo sobre Lunas, Anillos y Plutón). Todavía nos resulta conveniente, sin embargo, discutir a Ceres como el más grande de los asteroides. Otros dos asteroides, Pallas y Vesta, tienen diámetros de unos 500 kilómetros, y unos 15 más son mayores de 250 kilómetros (ver Tabla\(\PageIndex{1}\)). El número de asteroides aumenta rápidamente al disminuir el tamaño; hay aproximadamente 100 veces más objetos a 10 kilómetros de ancho que a 100 kilómetros de ancho. Para 2016, casi un millón de asteroides han sido descubiertos por los astrónomos.
El Minor Planet Center es un repositorio mundial de datos sobre asteroides. Visítelo en línea para conocer los últimos descubrimientos relacionados con los cuerpos pequeños en nuestro sistema solar. (Tenga en cuenta que parte del material de este sitio es técnico; lo mejor es hacer clic en la pestaña de menú para el “público” para obtener información más al nivel de este libro de texto).
| # | Nombre | Año de Descubrimiento | Eje Semimajor de Órbita (AU) | Diámetro (km) | Clase Composicional |
|---|---|---|---|---|---|
| 1 | Ceres | 1801 | 2.77 | 940 | C (carbonoso) |
| 2 | Pallas | 1802 | 2.77 | 540 | C (carbonoso) |
| 3 | Juno | 1804 | 2.67 | 265 | S (pedregoso) |
| 4 | Vesta | 1807 | 2.36 | 510 | basáltico |
| 10 | Hygiea | 1849 | 3.14 | 410 | C (carbonoso) |
| 16 | Psique | 1852 | 2.92 | 265 | M (metálico) |
| 31 | Eufrosyne | 1854 | 3.15 | 250 | C (carbonoso) |
| 52 | Europa | 1858 | 3.10 | 280 | C (carbonoso) |
| 65 | Cibeles | 1861 | 3.43 | 280 | C (carbonoso) |
| 87 | Sylvia | 1866 | 3.48 | 275 | C (carbonoso) |
| 451 | Patientia | 1899 | 3.06 | 260 | C (carbonoso) |
| 511 | Davida | 1903 | 3.16 | 310 | C (carbonoso) |
| 704 | Interamnia | 1910 | 3.06 | 310 | C (carbonoso) |
Todos los asteroides giran alrededor del Sol en la misma dirección que los planetas, y la mayoría de sus órbitas se encuentran cerca del plano en el que la Tierra y otros planetas circulan. La mayoría de los asteroides se encuentran en el cinturón de asteroides, la región entre Marte y Júpiter que contiene todos los asteroides con periodos orbitales entre 3.3 a 6 años (Figura). Si bien más del 75% de los asteroides conocidos están en el cinturón, no están muy espaciados (ya que a veces se representan en películas de ciencia ficción). El volumen de la cinta es realmente muy grande, y el espaciamiento típico entre los objetos (de hasta 1 kilómetro de tamaño) es de varios millones de kilómetros. (Esto fue afortunado para naves espaciales como Galileo, Cassini, Rosetta y New Horizons, que necesitaban viajar a través del cinturón de asteroides sin colisión).
Aún así, a lo largo de la larga historia de nuestro sistema solar, ha habido un buen número de colisiones entre los propios asteroides. En 1918, el astrónomo japonés Kiyotsugu Hirayama encontró que algunos asteroides caen en familias, grupos con características orbitales similares. Hipótesis de que cada familia pudo haber resultado de la ruptura de un cuerpo más grande o, más probablemente, de la colisión de dos asteroides. Las ligeras diferencias en las velocidades con las que los diversos fragmentos salieron de la escena de colisión explican la pequeña dispersión en órbitas que ahora se observa para los diferentes asteroides de una familia determinada. Existen varias docenas de familias de este tipo, y las observaciones han demostrado que los miembros individuales de la mayoría de las familias tienen composiciones similares, como cabría esperar si fueran fragmentos de un padre común.
Se puede ver un dramático video animado que muestra las órbitas de 100 mil asteroides encontrados por un estudio del cielo. A medida que avanza el video de 3 minutos, se llega a ver las órbitas de los planetas y cómo se distribuyen los asteroides en el sistema solar. Pero tenga en cuenta que todos esos videos son engañosos en un sentido. Los asteroides en sí son realmente pequeños en comparación con las distancias recorridas, por lo que tienen que representarse como puntos más grandes para ser visibles. Si estuvieras en el cinturón de asteroides, habría mucho más espacio vacío que los asteroides.
Composición y Clasificación
Los asteroides son tan diferentes como el blanco y negro. La mayoría son muy oscuros, con reflectividad de sólo 3 a 4%, como un trozo de carbón. Sin embargo, otro grupo grande tiene una reflectividad típica de 15%. Para comprender más sobre estas diferencias y cómo se relacionan con la composición química, los astrónomos estudian el espectro de la luz reflejada por los asteroides en busca de pistas sobre su composición.
Los asteroides oscuros se revelan a partir de estudios espectrales como cuerpos primitivos (aquellos que han cambiado poco químicamente desde el inicio del sistema solar) compuestos por silicatos mezclados con compuestos de carbono orgánicos oscuros. Estos se conocen como asteroides tipo C (“C” para carbonosos). Dos de los asteroides más grandes, Ceres y Pallas, son primitivos, al igual que casi todos los asteroides en la parte exterior del cinturón.
El segundo grupo más poblado son los asteroides tipo S, donde “S” representa una composición pedregosa o silicato. Aquí faltan los compuestos de carbono oscuro, lo que resulta en una mayor reflectividad y firmas espectrales más claras de los minerales de silicato. Los asteroides tipo S también son químicamente primitivos, pero su composición diferente indica que probablemente se formaron en una ubicación diferente del sistema solar a la de los asteroides tipo C.
Los asteroides de una tercera clase, mucho menos numerosos que los de los dos primeros, están compuestos principalmente de metal y se denominan asteroides tipo M (“M” para metálicos). Espectroscópicamente, la identificación del metal es difícil, pero para al menos el asteroide tipo M más grande, Psique, esta identificación ha sido confirmada por radar. Dado que un asteroide metálico, como un avión o barco, es un reflector de radar mucho mejor que un objeto pedregoso, Psique aparece brillante cuando apuntamos un haz de radar hacia él.
¿Cómo llegaron a ser esos asteroides metálicos? Sospechamos que cada uno provenía de un cuerpo padre lo suficientemente grande como para que su interior fundido se asentara o se diferenciara, y los metales más pesados se hundieron al centro. Cuando este cuerpo padre se hizo añicos en una colisión posterior, los fragmentos del núcleo eran ricos en metales. Hay suficiente metal incluso en un asteroide tipo M de 1 kilómetro para abastecer al mundo de hierro y muchos otros metales industriales en el futuro previsible, si pudiéramos llevar uno de manera segura a la Tierra.
Además de los asteroides tipo M, algunos otros asteroides muestran signos de calentamiento y diferenciación tempranos. Estas tienen superficies basálticas como las llanuras volcánicas de la Luna y Marte; el gran asteroide Vesta (discutido en un momento) se encuentra en esta última categoría.
Las diferentes clases de asteroides se encuentran a diferentes distancias del Sol (Figura\(\PageIndex{2}\)). Al rastrear cómo varían las composiciones de asteroides con la distancia del Sol, podemos reconstruir algunas de las propiedades de la nebulosa solar a partir de la cual se formaron originalmente.
Vesta: Un asteroide diferenciado
Vesta es uno de los asteroides más interesantes. Orbita al Sol con un semieje mayor de 2.4 UA en la parte interna del cinturón de asteroides. Su reflectividad relativamente alta de casi el 30% lo convierte en el asteroide más brillante, tan brillante que en realidad es visible a simple vista si sabes exactamente dónde mirar. Pero su verdadero reclamo a la fama es que su superficie está cubierta de basalto, lo que indica que Vesta es un objeto diferenciado que alguna vez debió haber estado volcánicamente activo, a pesar de su pequeño tamaño (unos 500 kilómetros de diámetro).
Meteoritos de la superficie de Vesta (Figura\(\PageIndex{3}\)), identificados al comparar sus espectros con el de la propia Vesta, han aterrizado en la Tierra y están disponibles para su estudio directo en el laboratorio. Así sabemos mucho sobre este asteroide. La edad de los flujos de lava de los que derivaron estos meteoritos se ha medido en 4.4 a 4.5 mil millones de años, muy poco después de la formación del sistema solar. Esta edad es consistente con lo que podríamos esperar de los volcanes en Vesta; cualquier proceso que calentara un objeto tan pequeño probablemente fue intenso y de corta duración. En 2016 cayó en Turquía un meteorito que podría identificarse con un flujo de lava particular como lo reveló la nave espacial Dawn en órbita.
Asteroides de cerca
De camino a su encuentro de 1995 con Júpiter, la nave Galileo fue apuntada para volar cerca de dos asteroides tipo S del cinturón principal llamados Gaspra e Ida. La cámara Galileo reveló tanto larga como altamente irregular (parecida a una papa maltratada), como corresponde a fragmentos de una colisión catastrófica (Figura\(\PageIndex{4}\)).
Las imágenes detalladas nos permitieron contar los cráteres de Gaspra e Ida, y estimar el tiempo que sus superficies han estado expuestas a colisiones. Los científicos del Galileo concluyeron que estos asteroides tienen apenas unos 200 millones de años (es decir, las colisiones que los formaron tuvieron lugar hace unos 200 millones de años). Los cálculos sugieren que un asteroide del tamaño de Gaspra o Ida puede esperar otra colisión catastrófica en algún momento de los próximos mil millones de años, momento en el que se interrumpirá para formar otra generación de fragmentos aún más pequeños.
La mayor sorpresa del sobrevuelo Galileo de Ida fue el descubrimiento de una luna (que entonces se llamaba Dactyl), en órbita alrededor del asteroide (Figura\(\PageIndex{5}\)). Aunque solo 1.5 kilómetros de diámetro, más pequeño que muchos campus universitarios, Dactyl proporciona a los científicos algo más allá de su alcance: una medición de la masa y densidad de Ida usando las leyes de Kepler. La distancia de la luna de unos 100 kilómetros y su periodo orbital de unas 24 horas indican que Ida tiene una densidad de aproximadamente 2.5 g/cm 3, lo que coincide con la densidad de rocas primitivas. Posteriormente, tanto los grandes telescopios de luz visible como los radares planetarios de alta potencia han descubierto muchas otras lunas de asteroides, por lo que ahora podemos acumular datos valiosos sobre las masas y densidades de asteroides.
Por cierto, Fobos y Deimos, las dos pequeñas lunas de Marte, son probablemente asteroides capturados (Figura). Fueron estudiados por primera vez a corta distancia por los orbitadores vikingos en 1977 y más tarde por Mars Global Surveyor. Ambos son irregulares, algo alargados y muy creados, pareciéndose a otros asteroides más pequeños. Sus dimensiones más grandes son de unos 26 kilómetros y 16 kilómetros, respectivamente. Las pequeñas lunas exteriores de Júpiter y Saturno probablemente también fueron capturadas de asteroides que pasaban, tal vez temprano en la historia del sistema solar.
A partir de la década de 1990, las naves espaciales han proporcionado miradas cercanas a varios asteroides más. La nave espacial Near Earth Asteroid Rendezvous (NEAR) entró en órbita alrededor del asteroide tipo S Eros, convirtiéndose en una luna temporal de este asteroide. De camino a Eros, la nave espacial NEAR pasó a llamarse en honor al geólogo planetario Eugene Shoemaker, pionero en nuestra comprensión de los cráteres y los impactos.
Durante un año, la nave espacial Near-Shoemaker orbitó el pequeño asteroide a diversas altitudes, midiendo su superficie y composición interior así como mapeando Eros desde todos los lados (Figura). Los datos mostraron que Eros está hecho de algunos de los materiales químicamente más primitivos del sistema solar. Varios otros asteroides han sido revelados como hechos de escombros sueltos en todo momento, pero no de Eros. Su densidad uniforme (aproximadamente la misma que la de la corteza terrestre) y sus extensos surcos y crestas a escala global muestran que es una roca agrietada pero sólida.
Eros tiene una buena cantidad de material de superficie suelta que parece haberse deslizado hacia las elevaciones más bajas. En algunos lugares, la capa superficial de escombros es de 100 metros de profundidad. La parte superior del suelo suelto está salpicada de cantos rodados dispersos y medio enterrados. Hay tantos de estos cantos rodados que son más numerosos que los cráteres. Por supuesto, con la gravedad tan baja en este pequeño mundo, un astronauta visitante encontraría cantos rodados sueltos rodando hacia ella bastante lentamente y fácilmente podría dar un salto lo suficientemente alto como para evitar ser golpeado por uno. Si bien la nave espacial Near-Shoemaker no fue construida como un módulo de aterrizaje, al término de su misión orbital en el año 2000, se le permitió caer suavemente a la superficie, donde continuó su análisis químico por otra semana.
En 2003, la misión japonesa Hayabusa 1 no solo visitó un pequeño asteroide sino que también trajo muestras para estudiarlas en laboratorios de la Tierra. El asteroide objetivo tipo S, Itokawa (mostrado en la Figura\(\PageIndex{8}\)), es mucho más pequeño que Eros, de solo unos 500 metros de largo. Este asteroide es alargado y parece ser el resultado de la colisión de dos asteroides separados hace mucho tiempo. Casi no hay cráteres de impacto, sino abundancia de cantos rodados (como un montón de escombros) en la superficie.
La nave espacial Hayabusa fue diseñada no para aterrizar, sino para tocar la superficie el tiempo suficiente para recolectar una pequeña muestra. Esta complicada maniobra falló en su primer intento, con la nave espacial derribándose brevemente de su costado. Finalmente, los controladores tuvieron éxito en recoger algunos granos de material superficial y transferirlos a la cápsula de retorno. El reingreso de 2010 a la atmósfera terrestre sobre Australia fue espectacular (Figura\(\PageIndex{9}\)), con una ruptura ardiente de la nave espacial, mientras que una pequeña cápsula de retorno se lanzó en paracaídas con éxito a la superficie. Meses de cuidadosa extracción y estudio de más de mil diminutas partículas de polvo confirmaron que la superficie de Itokawa tenía una composición similar a una conocida clase de meteoritos primitivos. Estimamos que los granos de polvo que Hayabusa recogió habían estado expuestos en la superficie del asteroide durante unos 8 millones de años.
A finales de 2018, dos naves espaciales se reunieron con Asteroides Cercanos a la Tierra (ver Asteroides y Defensa Planetaria) y se prepararon para aterrizar y recolectar muestras para regresar a la Tierra. La nave espacial japonesa Hyabusa2 llegó a Ryugu, y la NASA OSIRIS-REx apuntó a Bennu. Ambos asteroides, cada uno de menos de 1 km de diámetro, son de la clase oscura, carbonosa. Debido a que tales objetos son ricos en agua, son de especial interés como posibles recursos espaciales futuros. Ambos asteroides parecen ser “montones de escombros”, o aglomeraciones poco unidas de pequeños fragmentos.
La misión espacial de asteroides más ambiciosa (llamada Dawn) ha visitado los dos asteroides del cinturón principal más grandes, Ceres y Vesta, orbitando cada uno durante aproximadamente un año (Figura\(\PageIndex{10}\)). Sus grandes tamaños (diámetros de alrededor de 1000 y 500 kilómetros, respectivamente) los hacen apropiados para su comparación con los planetas y lunas grandes. Ambos resultaron estar fuertemente cráteres, lo que implica que sus superficies son viejas. En Vesta, ahora en realidad hemos localizado los grandes cráteres de impacto que expulsaron los meteoritos basálticos previamente identificados como provenientes de este asteroide. Estos cráteres son tan grandes que toman muestras de varias capas del material de la corteza de Vesta.
Ceres no ha tenido una historia comparable de impactos gigantes, por lo que su superficie está cubierta de cráteres que se parecen más a los de las tierras altas lunares. La gran sorpresa en Ceres es la presencia de manchas blancas muy brillantes, asociadas principalmente a los picos centrales de grandes cráteres (Figura\(\PageIndex{11}\)). El mineral de color claro es algún tipo de sal, ya sea producida cuando se formaron estos cráteres o posteriormente liberada del interior. Después de repetidos vuelos cercanos, datos de la nave espacial Dawn de la NASA indicaron que Ceres tiene (o ha tenido) un océano subsuperficial de agua, con erupciones ocasionales en la superficie. El más dramático es el volcán de hielo de 4 kilómetros de altura llamado Ahuna Mons (ver Figura\(\PageIndex{11}\)).
A finales de 2017, se descubrió algo completamente nuevo: un asteroide interestelar. Este visitante fue encontrado a una distancia de 33 millones de kilómetros con un telescopio de reconocimiento en Haleakala, Hawai. A medida que los astrónomos siguieron el descubrimiento, rápidamente se hizo evidente que este asteroide viajaba demasiado rápido para formar parte de la familia del Sol. Su órbita es una hipérbola, y cuando se descubrió ya salía rápidamente del sistema solar interno. Aunque estaba demasiado distante para la obtención de imágenes incluso por telescopios grandes, su tamaño y forma podían estimarse a partir de su brillo y sus rápidas fluctuaciones de luz. Es altamente alargado, con una forma aproximadamente cilíndrica. Las dimensiones nominales son de unos 200 metros de longitud y sólo 35 metros de ancho, el más extremo de cualquier objeto natural. Los objetos grandes, como planetas y lunas, son arrastrados por su propia gravedad en formas aproximadamente esféricas, e incluso pequeños asteroides y cometas (a menudo descritos como “en forma de papa”) rara vez tienen irregularidades de más de un factor de dos.
Este asteroide fue nombrado 'Oumuamua, una palabra hawaiana que significa “explorador” o “primero en llegar”. En cierto modo, el descubrimiento de un asteroide o cometa interestelar no fue inesperado. Al principio de la historia del sistema solar, antes de que las órbitas del planeta se clasificaran en caminos estables y no intersecantes, todos en el mismo plano, estimamos que se expulsó bastante masa, ya sea planetas enteros o fragmentos más numerosos más pequeños. Incluso hoy en día, un cometa ocasional que viene de los bordes exteriores del sistema solar puede tener su órbita cambiada por la interacción gravitacional con Júpiter y el Sol, y algunos de estos escapan en trayectorias hiperbólicas. Como recientemente hemos aprendido que los sistemas planetarios son comunes, la pregunta fue: ¿dónde se expulsan objetos de escombros similares de otros sistemas planetarios? Ahora hemos encontrado uno, y las encuestas mejoradas pronto agregarán otras a esta categoría.
Ver una representación artística del asteroide 'Oumuamua por la ESO. Aunque no estaba lo suficientemente cerca de la Tierra como para ser fotografiada, su forma larga y esbelta se indicaba por su rápida variación en el brillo a medida que giraba.
Las agencias espaciales involucradas con la misión Dawn han producido agradables videos animados de “sobrevuelo” de Vesta y Ceres disponibles en línea.
Conceptos clave y resumen
El sistema solar incluye muchos objetos que son mucho más pequeños que los planetas y sus lunas más grandes. Los rocosos generalmente se llaman asteroides. Ceres es el asteroide más grande; alrededor de 15 son mayores de 250 kilómetros y alrededor de 100 mil son mayores de 1 kilómetro. La mayoría se encuentran en el cinturón de asteroides entre Marte y Júpiter. La presencia de familias de asteroides en el cinturón indica que muchos asteroides son los restos de antiguas colisiones y fragmentación. Los asteroides incluyen objetos tanto primitivos como diferenciados. La mayoría de los asteroides están clasificados como tipo C, lo que significa que están compuestos por materiales carbonosos. Dominando el cinturón interior están los asteroides tipo S (pedregosos), con algunos de tipo M (metálicos). Tenemos imágenes de naves espaciales de varios asteroides y muestras devueltas del asteroide Itokawa. Observaciones recientes han detectado una serie de lunas de asteroides, lo que permite medir las masas y densidades de los asteroides que orbitan. Los dos asteroides más grandes, Ceres y Vesta, han sido ampliamente estudiados desde órbita por la nave espacial Dawn.
Glosario
- asteroide
- un objeto pedregoso o metálico que orbita el Sol que es más pequeño que un planeta importante pero que no muestra evidencia de una atmósfera o de otro tipo de actividad asociada con los cometas
- cinturón de asteroides
- la región del sistema solar entre las órbitas de Marte y Júpiter en la que se encuentran la mayoría de los asteroides; el cinturón principal, donde las órbitas son generalmente las más estables, se extiende de 2.2 a 3.3 UA desde el Sol