Asteroide

corpo rochoso máis pequeno que un planeta que orbita ao redor do Sol
(Redirixido desde "Asteroides")

Un asteroide é un corpo rochoso, carbonáceo ou metálico máis pequeno que un planeta e que orbita ao redor do Sol. Os asteroides tamén son chamados planetas menores, denominación que se considera máis axeitada. A maioría dos asteroides que se atopan no noso sistema solar, posúen órbitas semiestables entre Marte e Xúpiter, pero algúns son desviados a órbitas que cruzan as dos planetas maiores.

O asteroide Ida e o seu satélite Dactyl. Dactyl foi o primeiro satélite dun asteroide en ser descuberto.

Dende a Terra teñen aspecto de estrelas, de aí o nome de asteroides (ἀστεροειδής en grego significa "de figura de estrela"). Foi John Herschel quen lles puxo tal nome pouco despois de que os primeiros fosen descubertos.

O 1 de xaneiro de 1801 o astrónomo siciliano Giuseppe Piazzi descubriu desde o Observatorio Astronómico de Palermo o asteroide ou planeta menor Ceres, mentres traballaba nun catálogo de estrelas. Este planeta menor foi denominado Ceres Ferdinandea en honra do entón rei das Dúas Sicilias, Fernando I[1] .

Ao descubrimento de Piazzi seguírono outros semellantes, pero de obxectos máis pequenos. Hoxe estímase que existen preto de 2 millóns de asteroides cun diámetro maior que 1 km tan só no Cinto Principal de asteroides; porén, se se suman todas as súas masas, o total é o 5% da masa da Lúa.

No caso do Cinto de Kuiper estímase que existen uns 60 millóns de obxectos, cunha masa da orde de 2,5 veces a da Lúa, é dicir, o 3% da terrestre.

En 2016, a ONU acordou declarar o 30 de xuño o Día Internacional dos Asteroides [1].

HistoriaEditar

O planeta entre Marte e XúpiterEditar

 
Johannes Kepler propuxo a existencia dun planeta descoñecido entre Marte e Xúpiter

Durante séculos, astrónomos, físicos e matemáticos preguntáronse polo enorme baleiro que había entre as órbitas de Marte e Xúpiter. O primeiro investigador que se ocupou do oco que había entre as órbitas de Marte e de Xúpiter foi Johannes Kepler. Kepler formulou a hipótese de que tiña que existir un planeta descoñecido neste espazo, aínda que agregou que talvez non fose abondo cun. Posteriormente outros científicos retomaron a cuestión. O filósofo Immanuel Kant dixo que o espazo baleiro estaba en proporción á masa de Xúpiter e Johann Heinrich Lambert pensaba que o oco era quizais o resultado da expulsión dalgún hipotético planeta debido á influencia gravitatoria de Xúpiter e Saturno.

Xa no século XVIII varios astrónomos estaban dispostos a crer na existencia de múltiples planetas descoñecidos no sistema solar. Porén, foi Johann Daniel Titius, en 1766, o primeiro que achegou a explicación para a distancia entre as órbitas de Marte e de Xúpiter que co tempo se coñeceu como lei de Titius-Bode. A relación numérica atraeu a atención de Johann Elert Bode, quen non dubidou da súa validez e que a publicou en 1772. O descubrimento de Urano por parte de William Herschel en 1781 á distancia que vaticinaba a lei foi considerada a confirmación definitiva da súa fiabilidade e reforzou a crenza na existencia dun planeta entre Marte e Xúpiter.[2]

 
Franz Xaver von Zach, impulsor da Sociedade de Lilienthal coñecida como "policía celeste"

Un dos astrónomos que máis interese tomou na localización do planeta foi o barón Franz Xaver von Zach, director do observatorio de Seeberg. Zach seleccionou a rexión zodiacal, preparou un mapa de estrelas que lle permitise determinar a presenza de novos obxectos e calculou mesmo unha hipotética órbita para o descoñecido planeta. En 1800, tras estériles resultados, convenceu outros astrónomos para que o axudaran na busca. O 20 de setembro de 1800 constituíuse a Vereinigte Astronomische Gesellschaft, coñecida como Sociedade de Lilienthal, co propósito de cartografar a rexión do Zodíaco ata as estrelas máis febles. Entre os membros fundadores estaban Karl Ludwig Harding e Olbers, quen máis adiante descubriron un e dous asteroides respectivamente.

Para lograr os seus fins, dividiron o Zodíaco en vinte e catro partes iguais e escolleron outros astrónomos ata completar a cifra das divisións. Estes astrónomos foron coñecidos como a "policía celeste", aínda que varios non chegaron a participar activamente na busca. Entre os seleccionados estaban Herschel e Piazzi, que non recibiu unha invitación formal para unirse á empresa, mais que o final foi o descubridor do novo planeta.

Ceres, o primeiro asteroideEditar

 
Retrato de Giuseppe Piazzi, descubridor de Ceres

A noite do 1 de xaneiro de 1801, mentres traballaba na composición dun catálogo de estrelas, Piazzi atopou un obxecto na constelación de Taurus. Observou nas noitas sucesivas que o obxecto se movía sobre o fondo estelar. Ao principio pensou que se trataba dun erro, mais logo chegou á conclusión de que descubrira un cometa. O 4 de xaneiro anunciou á prensa do achado, grazas ao cal varios astrónomos europeos, entre eles Joseph Lalande que pediu a Piazzi que lle enviase as súas observacións, souberon a nova a finais de febreiro. Máis adiante compartiu as súas observacións con Bode e Barnaba Oriani en que mencionaba a ausencia de nebulosidade arredor do obxecto.

Cos datos que lle proporcionaba Piazzi na súa carta, Bode calculou unah órbita preliminar. O 26 de marzo comunicou na Academia Prusiana das Ciencias que a órbita era consistente co planeta que faltaba entre Marte e Xúpiter e posteriormente informou a Zach para que o publicase en Monatliche Correspondenz. Mesmo chegou a propor o nome de Xuno para o novo planeta. Piazzi xa bautizara o seu descubrimento como Cerere Ferdinandea en honra á deusa patroa de Sicilia e ao rei Fernando. Co tempo, a comunidade astronómica aceptou o nome de Ceres para o novo obxecto.

 
Carl Friedrich Gauss calculou a órbita que permitiu o redescubrimento de Ceres

Lalande pasou as observacións de Piazzi a Johann Karl Burckhardt quen calculou unha órbita elíptica con elas e enviou os seus resultados a Zach a primeiros de xuño. A finais do mesmo mes, a comunidade astronómica estaba convencida de que Ceres era un novo planeta. Non obstante, a tardanza de Piazzi en achegar os datos das súas observacións frustraron os intentos de recuperalo. Zach, nunha carta enviada a Oriani o 6 de xullo, criticou a Piazzi por manter en segredo o seu traballo. Para finais de agosto moitos astrónomos, en especial en Francia, dubidaban da existencia do oxecto.

En setembro publicáronse todas as observacións de Piazzi. Carl Friedrich Gauss calculou unha nova órbita elíptica que melloraba moito a obtida anteriormente por Burckhardt, quen en realidade traballou con poucas observacións. O 7 de decembro Zach chegou a ver o planeta anano, mais o mal tempo dos seguintes días impediulle continuar coas súas observacións. Finalmente, o 31 de decembro Zach e o 2 de xaneiro Olbers observaron independentemente Ceres na posición predita polos cálculos de Gauss, co que se confirmaba a existencia do obxecto.

Pallas, Xuno e VestaEditar

 
Heinrich Olbers descubriu Pallas e Vesta e propuxo a primeira teoría da orixe dos asteroides

Uns meses despois da recuperación de Ceres, o 28 de marzo de 1802, Olbers atopou outro obxecto de características semellantes, mais cunha inclinación e excentricidade maiores. Dous días despois estaba seguro de que estaba perante un novo planeta, que denominou Pallas, pois observou que se desprazaba respecto das estrelas do fondo. O 4 de abril, Zach confirmou o descubrimento de Olbers e estendeu a nova que deseguido foi aceptada pola maioría dos astrónomos europeos. Para tratar de casar a lei de Bode-Titius, cun fundamento físico que non se puxera en dúbida, coa presenza de dous corpos en lugar dun, Olbers propuxo que Ceres e Pallas eran anacos dun planeta máis grande que se fragmentara por forzas internas o por un impacto.

A consecuencia inmediata da teoría de Olbers foi que aínda poderían existir máis obxectos entre as órbitas de Marte e de Xúpiter sen descubrir. Así, Harding, tras constantes observacións da rexión do firmamento onde se cruzaban as órbitas de Ceres e de Pallas, acabou por atopar Xuno o 1 de setembro de 1804. Días despois, Hofrath Huth, nunha carta enviada a Bode, aventuraba que non sería o derradeiro descubrimento e que estes corpos puideran orixinarse á vez que o resto de planetas e da mesma forma, en contra do que postulaba Olbers.

Case tres anos despois, Olbers descubriu un cuarto asteroide, Vesta, na mesma rexión do ceo e que resultou ser o máis brillante. O nome foi proposto por Gauss. Estes catro descubrimentos reforzaron a teoría olbersiana, a pesar de seren obxectivamente poucos. Porén, xa en 1812, Joseph-Louis de Lagrange cuestionouna, afirmando que era extraordinaria, mais improbable.

Milleiros de asteroidesEditar

Tralos primeiros descubrimentos pasaron preto de corenta anos ata que Karl Ludwig Hencke atopou o quinto despois de cinco lustros de intensa busca. Este longo espazo de tempo pódese explicarse por tres causas principais. En primeiro lugar, a maioría dos astrónomos, influídos pola teoría de Olbers, fixeron as súas procuras na mesma rexión do espazo en que se descubriron os primeiros corpos. En segundo, a procura sistemática de novos planetas non se consideraba unha prioridade astronómica, posto que os primeiros obxectos se atoparon por accidente. Por último, a ausencia de boas cartas celestes, onde se mostrase de forma inequívoca a posición das estrelas, desalentou os astrónomos porque non se tiña certeza de atoparse perante un novo planeta ou unha estrela.

 
Max Wolf descubriu o primeiro asteroide mediante astrofotografía

Co acceso a un número cada vez maior de cartas celestes, os astrónomos dispuxeron de medios para emprender a tarefa con suficientes garantías. Así, en 1857 xa se descubriran cincuenta e o centésimo catalogouse en 1868. O 22 de decembro de 1891, Maximilian Franz Wolf descubriu Brucia mediante a astrofotografía, técnica que acelerou o aumento da listaxe de asteroides. Contra 1923 xa había mil asteroides catalogados e en 1985 rexistrouse o número tres mil. A finais do século XX, o refinamento das técnicas de observación e o emprego de programas automatizados, como Linear e Spacewatch, incrementou exponencialmente a cantidade de asteroides coñecidos. En 1999 eran dez mil; en 2002, cincuenta mil; o número cen mil catalogouse en 2005 e contra 2014 xa eran catrocientos mil os corpos catalogados.[3] Algunhas estimacións permiten supor que hai máis dun millón de asteroides con tamaños superiores a un quilómetro.[4]

Mentres aumentaba o número de asteroides coñecidos, os astrónomos cuestionábanse a súa orixe. François Arago observou que as órbitas non se intersecaban na mesma rexión do espazo, o que puña en dúbida a teoría de Olbers, aínda que admitiu que o entrelazamento das órbitas suxería algún tipo de relación. Máis adiante, en 1867, Daniel Kirkwood postulou que os asteroides se orixinaran a partir dun anel de materia que non chegou a formar un planeta debido á influencia gravitatoria de Xúpiter. Esta teoría acabou por converterse na dominante nos círculos astronómicos. O propio Kirkwood atopou que non existían asteroides con períodos de traslación que tivesen unha relación de números enteiros sinxelos con Xúpiter polo que se producían ocos na distribución dos asteroides. En 1918, Kiyotsugu Hirayama atopou similitudes nos parámetros orbitais de varios asteroides, concluíu que tiñan unha orixe común, probablemente tras colisións catastróficas, e chamou estas agrupacións familias de asteroides.

CaracterísticasEditar

 
Comparación entre os tamaños relativos entre un planeta, un planetesimal, cometas, asteroides, meteoroides e grans de po. Neste diagrama compárase co asteroide Chicxulub, que segundo algunhas simulacións tería un tamaño de entre 10 e 15 km.[5]

Os asteroides son corpos menores, rochosos e que orbitan arredor do Sol a distancias inferiores á de Neptuno. A maioría están situados entre as órbitas de Marte e de Xúpiter. Teñen tamaños reducidos e formas irregulares, agás algúns de maior tamaño como Palas, Vesta ou Higía que teñen formas lixeiramente redondeadas.

O tamaño dos asteroides varía entre os 1000 km do máis grande ata rochas de apenas unha decena de metros. Os tres máis grandes son similares a planetas en miniatura: son máis ou menos esféricos, o seu interior está parcialmente diferenciado e crese que son protoplanetas. Porén, a gran maioría son moito máis pequenos, de forma irregular e ou ben son restos superviventes dos primitivos planetésimos, ou ben fragmentos de corpos máis grandes producidos tras colisións catastróficas.

Ceres antes considerado o asteroide máis grande pasou a pertencer á categoría de planeta anano. Polo tanto, agora os de maior tamaño son Pallas e Vesta, ambos con diámetros pouco maiores de 500 km. Vesta, ademais, é o único asteroide do cinto principal que, en ocasións, poden verse a simple vista.

A masa de todos os asteroides do cinto principal está estimada entre 2,8 e 3,2×1021 kg;, é dicir, un 4 % da masa da Lúa. Ceres, con 9,5×1020 kg, representa a terceira parte do total. Xunto a Vesta (9 %), Pallas (7 %) e Higya (3 %) alcanza máis da metade da masa. Os tres seguintes asteroides Davida (1,2 %), Interamnia (1 %) e Europa (0,9 %) só engaden outro 3 % á masa total. A partir de aquí, o número de asteroides aumenta rapidamente mentres que as súas masas individuais diminúen.

O número de asteroides diminúe notablemente segundo aumenta o tamaño. Aínda que isto segue unha distribución de potencias, hai saltos para os 5 e 100 km onde se encontran máis asteroides do esperado segundo unha distribución logarítmica.

Clasificación pola posición no Sistema SolarEditar

Cinto de asteroidesEditar

Artigo principal: Cinto de asteroides.

A maior parte dos asteroides coñecidos xiran no espazo nunha agrupación coñecida polo nome de Cinto de asteroides, que se atopa entre Marte e Xúpiter. Este cinto está a unha distancia do Sol comprendida entre 2 e 3,5 unidades astronómicas (UA). Estes asteroides xiran ao redor do Sol en órbitas de entre 3 e 6 anos.

O 22 de agosto de 2006, Ceres foi reclasificado como planeta anano xunto con Plutón e Eris.

Asteroides próximos á Terra (NEAs)Editar

Existe un especial interese en identificar asteroides que teñen órbitas que interseccionan coa da Terra. Os tres grupos máis importantes de asteroides próximos á Terra son os asteroides Amor, os asteroides Apolo e os asteroides Atón.

Asteroides potencialmente perigososEditar

Chámanse asteroides potencialmente perigosos (PHA, acrónimo en inglés de Potentially Hazardous Asteroids) a aqueles que se aproximan á Terra a menos de 0,05 UA e teñen unha magnitude absoluta inferior a 22. O máis grande destes corpos é (4179) Toutatis[1].

No 2016 tíñanse identificados 23 asteroide destas características[6]. Os máis próximos:

Asteroides máis próximos á Terra (comezos de 2016)[6]
Nome Máxima aproximación Distancia (AU) Diámetro estimado (m)
2008HU4 15/04/2016 0,0127 10
2015VC2 28/01/2016 0,0149 14
2010FX9 19/03/2016 0,0176 30

ApophisEditar

99942 Apophis (/əˈpɒfɪs/) é un NEA cun diámetro duns 350 m para o que, tras a súa descuberta no 2004, os cálculos da súa traxectoria daban un 2,7% de probabilidade de impacto coa Terra no 2029. Posteriores melloras dos datos fan desestimar esa e outras posibles datas, de xeito que en marzo de 2021 se descarta a súa posibilidade de impacto coa Terra en un século.[7]

Asteroides troianosEditar

Artigo principal: Asteroide troiano.
 
Imaxe dos asteroides troianos de Xúpiter (en cor verde). Os do campo grego por diante da órbita de Xúpiter e os do campo troiano tras da órbita de Xúpiter. A imaxe tamén mostra o cinto de asteroides entre as órbitas de Marte e Xúpiter (en cor branca).

Os asteroides troianos son asteroides que comparten órbita cun planeta. Distribúense en dúas rexións alongadas e curvas arredor dos puntos estables de Lagrange L4 e L5, situados 60° diante e detrás do planeta respectivamente. O nome troiano débese a que se estableceu a convención de bautizar aos asteroides que ocupaban ditos puntos da órbita de Xúpiter co nome dos personaxes da guerra de Troia.

Tradicionalmente o termo referíase aos asteroides troianos de Xúpiter, que foron os primeiros en seren descubertos e son, con moito, os máis numerosos ata agora. Porén, co descubrimento de asteroides nos puntos de Lagrange doutros planetas do Sistema Solar, o termo estendeuse para englobalos a todos. Só Saturno e os planetas interiores á Terra non teñen asteroides troianos confirmados. No caso dos troianos de Xúpiter, os que anteceden ao planeta pertencen ao grupo do campo grego e os que seguen ao planeta ao grupo do campo troiano.

Existen dúas teorías para explicar a orixe e localización dos asteroides. A primeira indica que se formaron durante a última etapa de acreción planetaria na mesma rexión na que se encontran. A segunda establece que, durante a migración planetaria, o primitivo cinto de Kuiper desestabilizouse, e millóns de obxectos foron expulsados ao interior do Sistema Solar onde se incorporaron aos puntos de Lagrange dos planetas gasosos.

(588) Aquiles, no punto L4 da órbita xupiteriana, foi o primeiro troiano en ser descuberto o 22 de febreiro de 1906. Tivo que transcorrer case un século para descubrir troianos doutros planetas. O 20 de xuño de 1990 encontrouse (5261) Eureka, primeiro troiano de Marte no punto L5 do sistema Sol-Marte; e o 21 de agosto de 2001 achouse 2001 QR322, o primeiro de Neptuno; en 2004 atopouse 2004 UP10 que orbita diante de Neptuno no seu punto de Langrange L4, e en 2006 descubríronse tres novos asteroides troianos de Neptuno. Tamén apareceron cadanseu troiano nas órbitas da Terra e de Urano.

Asteroides centaurosEditar

Artigo principal: Centauro (astronomía).

Denomínanse Asteroides Centauros aos que se atopan na parte exterior do Sistema Solar, orbitando entre os grandes planetas. 2060 Chiron orbita entre Saturno e Urano, 5335 Damocles entre Marte e Urano.

Asteroides coorbitantes da TerraEditar

Son asteroides que ao achegarse á Terra permanecen capturados pola gravidade terrestre por algúns anos e despois afástanse novamente. Actualmente coñécense dous corpos deste tipo: o 2003 YN107 e o (164207) 2004 GU9.

Obxectos transneptunianosEditar

Os Obxectos Transneptunianos (TNOs) están formados maiormente por xeo e atópanse na súa maioría máis aló da órbita de Neptuno.

A maior distancia (50UA) atópanse os obxectos da Nube de Oort.

Clasificación por grupo espectralEditar

Os asteroides poden ser clasificados polo seu espectro óptico, que corresponde á composición da superficie dos mesmos, e tendo en conta tamén o seu albedo, nos seguintes tipos:

  • Tipo C: o 75% dos asteroides coñecidos, con albedo menor que 0,04. Son extremadamente escuros, semellantes a meteoritos. Parecen conter unha elevada porcentaxe de carbono.
  • Tipo D: este tipo de asteroides teñen un albedo moi baixo (0,02-0,05). Son moi vermellos, en lonxitudes de onda longas, debido quizais á presenza de materiais con gran cantidade de carbono. Son moi raros no cinto principal e son atopados con maior frecuencia en distancias superiores a 3,3 UA do Sol e o seu período orbital é a metade do de Xúpiter, é dicir, están en resonancia 2:1.
  • Tipo S: este tipo representa ao redor do 17% dos asteroides coñecidos. Teñen un albedo de 0,14 como media e son de composición metálica, formados fundamentalmente por silicio.
  • Tipo M: inclúe gran parte do resto de asteroides. Son asteroides brillantes (albedo 0,10-0,18), case exclusivamente formados por níquel e ferro.

Hai outros grupos de asteriodes raros, o número de tipos continúa medrando e están sendo estudados os seguintes:

  • Tipo T: caracterízanse por un baixo albedo (0,04-0,11).
  • Tipo E
  • Tipo R
  • Tipo V: por 4 Vesta.

Satélites asteroidaisEditar

Artigo principal: Satélite asteroidal.

Algúns asteroides teñen satélites ao seu redor, como o asteroide 243 Ida e o seu satélite asteroidal Dactyl. O 10 de agosto de 2005 anunciouse o descubrimento dun asteroide, o 87 Silvia, que ten dous satélites xirando ao seu redor, Rómulo e Remo. Rómulo, a primeira lúa, descubriuse o 18 de febreiro de 2001 co telescopio W. M. Keck II de 10 metros do observatorio de Mauna Kea; ten 18 km de diámetro e a súa órbita, a unha distancia de 1.370 km de Silvia, tarda en completarse 87,6 horas. Remo, a segunda lúa, ten 7 km de diámetro e xira a unha distancia de 710 km, tardando 33 horas en completar unha órbita ao redor de Silvia.

NotasEditar

  1. 1,0 1,1 IAU (ed.). "Near Earth Asteroids (NEAs)" (en inglés). Consultado o 17 de novembro de 2015. 
  2. Hilton, James L. (11 de outubro de 2013). "When did the asteroids become minor planets?" (en inglés). USNO. Consultado o 7 de xuño de 2015. 
  3. "MPC Archive Statistics" (en inglés). Minor Planet Center. Consultado o 7 de xuño de 2015. 
  4. ESA (5 de abril de 2002). "New Study Reveals Twice As Many Asteroids As Previously Believed" (en inglés). ESA. Consultado o 7 de xuño de 2015. 
  5. Navarro, Karina F.; Urrutia-Fucugauchi, Jaime; Villagran-Muniz, Mayo; Sánchez-Aké, Citlali; Pi-Puig, Teresa; Pérez-Cruz, Ligia; Navarro-González, Rafael (1 de agosto de 2020). "Emission spectra of a simulated Chicxulub impact-vapor plume at the Cretaceous–Paleogene boundary". Icarus (en inglés) 346: 113813. ISSN 0019-1035. doi:10.1016/j.icarus.2020.113813. Consultado o 9 de xuño de 2020. 
  6. 6,0 6,1 esa. "Planetary defence". European Space Agency (en inglés). Consultado o 2019-03-25. 
  7. "Apophis impact ruled out for the first time". www.esa.int (en inglés). Consultado o 2021-03-26. 

Véxase taménEditar

BibliografíaEditar

Outros artigosEditar

Ligazóns externasEditar