Este articulo fue escrito en 2004 y actualizado al 2022.
Los asteroides son parte de la extensa familia del Sistema Solar, y proveen información importantísima sobre el origen y evolución de los planetas, fundamentalmente porque se han modificado poco de su nacimiento.
 |
| Imágenes del asteroide (4179) Toutatis. Tiene casi 5 km. de extensión, y aquí se ve con una definición de 85 metros. |
Si quieres una descripción mas sencilla, fíjate aquí.
Introducción histórica
El día primero de enero de 1801, el Astrónomo siciliano Giuseppe Piazzi, observando en Palermo un grupito de estrellas de la constelación de Toro, notó que una de las que había registrado en ese momento, al día siguiente había retrogradado 4 minutos de arco. Al principio supuso, al igual que W. Herschel en 1781 con Urano, que era un cometa.
Introducción histórica
El día primero de enero de 1801, el Astrónomo siciliano Giuseppe Piazzi, observando en Palermo un grupito de estrellas de la constelación de Toro, notó que una de las que había registrado en ese momento, al día siguiente había retrogradado 4 minutos de arco. Al principio supuso, al igual que W. Herschel en 1781 con Urano, que era un cometa.
 |
| Portada de la publicación del descubrimiento de Ceres, por Piazzi. |
Posteriormente, al analizar las distintas posición y calcular la órbita, (tarea que fue realizada por un joven matemático desconocido todavía, llamado Gauss, con unas pocas posiciones, en un arco de 9 grados, y un periodo de 41 días), estaba claro que la órbita era casi circular, con una escasa inclinación, a una distancia de aproximadamente 2,77 UA. Esta órbita era mas parecida a la de un planeta que la de un cometa, y la colocaba entre las órbitas de Marte y Júpiter, en un lugar muy cercano a la predicción de la famosa Ley de Bode-Titius. Se lo denominó Ceres, en honor a la divinidad protectora de Sicilia.
Luego, en 1802, Olbers descubrió el segundo asteroide, llamado Pallas. A partir de ese momento, comenzaron a descubrirse mas y mas, hasta que en la actualidad (2021) superan el millón descubiertos.
Ahora la búsqueda en el hemisferio norte la realizan sistemas automáticos, como el Lincoln Near Earth Asteroid Research (LINEAR), el Near Earth Asteroid Tracking (NEAT), o el Lowell Observatory Near Earth Objetc Search (LONEOS), entre los más conocidos.
Como no pueden patrullar todo el cielo, y no alcanzan el hemisferio sur, todavía hay esperanzas para los amateurs de descubrir algún cometa o asteroide.
Definición de Asteroide y Orígenes
Cuando se formó el Sistema Solar, quedaron dos zonas bien definidas; la central, que sería el futuro Sol, y un anillo girando a su alrededor, formado por rocas de variados tamaños, denominados planetesimales, que formarían a los planetas. El proceso de formación planetaria se produjo por acreción, esto es, choques “gentiles” entre planetesimales, no lo suficientemente violentos para destruirlos, sino que por el contrario, se fundían en un astro mayor. Este proceso dio como resultado a los planetas. Los planetesimales que finalmente quedaron sin participar de este proceso, son los asteroides que ahora conocemos.
De todas maneras, no hay todavía no hay una definición exacta de los que es un asteroide, fundamentalmente porque se piensa que algunos satélites son asteroides capturados, como los pequeños satélites de Marte, y muchas de las lunas externas de Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno.
Adicionalmente, algunos cometas al morir (o sea, al dejar de tener material volátil que sea expulsado del núcleo) empiezan a comportarse como asteroides. Esto significa que lo que antes vimos como un cometa, ahora puede verse como asteroide, como es el caso de 1979VA, que tiene una órbita y posición coincidente con el cometa perdido Wilson-Harrington (1949 III).
Luego, en 1802, Olbers descubrió el segundo asteroide, llamado Pallas. A partir de ese momento, comenzaron a descubrirse mas y mas, hasta que en la actualidad (2021) superan el millón descubiertos.
Ahora la búsqueda en el hemisferio norte la realizan sistemas automáticos, como el Lincoln Near Earth Asteroid Research (LINEAR), el Near Earth Asteroid Tracking (NEAT), o el Lowell Observatory Near Earth Objetc Search (LONEOS), entre los más conocidos.
Como no pueden patrullar todo el cielo, y no alcanzan el hemisferio sur, todavía hay esperanzas para los amateurs de descubrir algún cometa o asteroide.
Definición de Asteroide y Orígenes
Cuando se formó el Sistema Solar, quedaron dos zonas bien definidas; la central, que sería el futuro Sol, y un anillo girando a su alrededor, formado por rocas de variados tamaños, denominados planetesimales, que formarían a los planetas. El proceso de formación planetaria se produjo por acreción, esto es, choques “gentiles” entre planetesimales, no lo suficientemente violentos para destruirlos, sino que por el contrario, se fundían en un astro mayor. Este proceso dio como resultado a los planetas. Los planetesimales que finalmente quedaron sin participar de este proceso, son los asteroides que ahora conocemos.
De todas maneras, no hay todavía no hay una definición exacta de los que es un asteroide, fundamentalmente porque se piensa que algunos satélites son asteroides capturados, como los pequeños satélites de Marte, y muchas de las lunas externas de Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno.
Adicionalmente, algunos cometas al morir (o sea, al dejar de tener material volátil que sea expulsado del núcleo) empiezan a comportarse como asteroides. Esto significa que lo que antes vimos como un cometa, ahora puede verse como asteroide, como es el caso de 1979VA, que tiene una órbita y posición coincidente con el cometa perdido Wilson-Harrington (1949 III).
 |
| Fotografiado en 1949, el cometa Wilson-Harrington mostraba una leve cola. |
 |
| En medio de la imagen, fotografiado tres décadas después y de aspecto puntual, el ahora asteroide 1979VA (4015 Wilson-Harrington) |
Igualmente puede decirse que son “rocas” de unos mil kilómetros para abajo. Su composición es rocosa, metálica, o una mezcla de ambas en los pertenecientes al Sistema Solar interno, y de hielo los externos, mas parecidos a cometas que a asteroides.
Los de 100 metros pueden alcanzar los 25 millones de objetos.
Sumando a todos los que se encuentran dentro de la órbita de Neptuno, no llegan a superar la masa de nuestra Luna.
Los de mayor diámetro son esféricos, ya que su gravedad es lo suficientemente grande como para haber logrado reducir las irregularidades. Los pequeños son totalmente deformes.
Clasificación Taxonómica
La clasificación Taxonómica depende del espectro. Obviamente el espectro fundamental es el del Sol, con el agregado o falta de las rayas espectrales solares, debida a la composición general del asteroide. Todos los asteroides están clasificados dentro de estos tipos.
A pesar de que la clasificación es muy extensa, la enorme mayoría de estos cuerpos caen dentro de tres categorías:
• Tipo C, incluye mas del 75% de los asteroides conocidos. Con albedo bajo (0,03); Composición: similar a los meteoritos tipo condritas carbonaceas.
• Tipo S, aproximadamente el 17%: relativamente brillantes (albedo: 0,10-0,22); Composición: metálicos (níquel-hierro, o mezclas con magnesio y silicatos)
• Tipo M, Casi todo el resto. Brillantes (albedo: 0,10-0,18); Composición: níquel-hierro puro.
Los demás de la clasificación son extremadamente raros.
A continuación se da la Clasificación Taxonómica de Tholen - 1987: (de datos aportados por el satélite IRAS).
Albedo geométrico: cantidad de luz calculada reflejada (0,00=negro –ideal- 1,00=reflector perfecto) –
Espectro: Clasificación espectral de la luz reflejada del Sol por el asteroide.
(*) unidad nanómetro: la luz visible azul esta en 400nm. El rojo en 700 nm.
Las familias
A pesar de que se sabe que la distribución general en el Sistema Solar es al azar, se ha determinado en 1918 (el japonés Hirayama) que si además del semieje mayor se tienen en cuenta la excentricidad y la inclinación, analizando la distribución de los asteroides en un espacio tridimensional, se encuentran zonas especialmente densas a las que denominó familias, sugiriendo que los miembros de una misma familia es probable que tengan un origen común.
La idea fundamental es que si una familia comenzó como un solo objeto que colisionó y fracturó en varias partes, estas, por las influencias gravitacionales de los otros objetos del Sistema Solar, se irán separando, pero no cambiarían su excentricidad, ni otros parámetros orbitales. Según últimas investigaciones con los datos del SDSS (4), los asteroides de cada familia son muy parecidos, y cada familia es bastante diferente, apoyando la idea de un objeto inicial fragmentado como origen de cada una.
Método para la denominación de los asteroides
Ni bien se descubre un nuevo asteroide, recibe un número preliminar de clasificación, otorgado por el Centro de Planetas Menores (Minor Planet Center o MPC) compuesto por una clave que consta de un número, (el año), y de dos letras: la primera indica la quincena en que se descubrió y la segunda reflejando la secuencia de descubrimiento dentro de la quincena. De este modo, 1989 AC, (4179 Toutatis) fue descubierto en la primera quincena de enero (A) de 1989, y que fue el tercero (C) descubierto en ese período.
Una vez que la órbita se ha establecido con la suficiente precisión como para poder predecir sus futura trayectoria, se les asigna un número (no necesariamente el del orden en que fue descubierto) y, más tarde, un nombre permanente elegido por el descubridor y aprobado por un comité -la división III- de la Unión Astronómica Internacional (International Astronomical Union o IAU).
Al principio, todos los nombres con los que se bautizaba a los asteroides eran de personajes femeninos de la mitología griega y romana pero pronto se terminaron. Por ese motivo se decidió continuar con denominaciones menos rígidas, que ahora incluyen ciudades, actores, inventores, cantantes, etc. (2745 San Martín – 2738 Viracocha – 293 Brasilia – 7850 Buenos Aires - 4147 Lennon, etc).
Referencias:
1) COLOR CONFIRMATION OF ASTEROID FAMILIES
Zeljko Ivezic, Robert H. Lupton, Mario Juric, Serge Tabachnik, Tom Quinn, James E. Gunn,
Gillian R. Knapp, Constance M. Rockosi, and Jonathan Brinkmann
The Astronomical Journal, 124:2943…2948, 2002 November
2) IOTA – Ocultaciones de estrellas por asteroides. Datos, predicciones, etc. en ingles.
3) SDSS – enorme catalogo de objetos - En ingles
4) MPC – Minor planet Center - En ingles.
Los de 100 metros pueden alcanzar los 25 millones de objetos.
Sumando a todos los que se encuentran dentro de la órbita de Neptuno, no llegan a superar la masa de nuestra Luna.
Los de mayor diámetro son esféricos, ya que su gravedad es lo suficientemente grande como para haber logrado reducir las irregularidades. Los pequeños son totalmente deformes.
 |
| El asteroide Itokawa fotografiado por la sonda espacial ISAS, de la Agencia Espacial Japonesa. |
Existen mas de dos docenas de asteroides mas grandes de 200 km. Es probable que conozcamos el 99% de los de más de 100 km. Los de 10 a 100 km., nuestro conocimiento llega al 50%, pero conocemos pocos de los pequeños. Es probable que de menos de 1 km haya mas de 1 millón de ellos.
Existen pocos datos acerca de la densidad de los asteroides. Se puede conocer la misma cuando uno es desviado por un planeta, ya que eso permite por las leyes de Newton, medir su masa y finalmente, su densidad. Con estos métodos el error de la determinación es bastante grande, ya que el tamaño, y por lo tanto, el volumen del asteroide no es normalmente bien conocido. Las única medición directa, es por la desviación de las naves espaciales que llegaron hasta algunos asteroides, y que pudieron fotografiarlos.
Sorprendentemente, con estos datos se llega a la conclusión que tienen una densidad apenas superior a la del agua, lo que significa que mas bien son acumulaciones de rocas, mas que objetos compactos. Si fueran compactos, su densidad debería ser muy superior.
Tienen enorme cantidad de cráteres, y su estructura parece apoyar mas la idea de que ha sido un planeta que no logró formarse, fundamentalmente debido a la influencia gravitacional de Júpiter. Aún así, veremos mas adelante que están divididos en familias, principalmente por sus órbitas, lo que en algunos casos significa un origen común de la familia.
Vesta ha sido recientemente estudiado por el Telescopio Espacial Hubble (HST). Es interesante debido a que parece ser un cuerpo con una estructura diferencial en capas, como los planetas terrestres. Esto implica que tuvo algún tipo calor interno de origen desconocido que fundió a Vesta (el calor natural producido por la desintegración de isótopos no es suficiente), para lograr esa estructura interna. Esto se sabe porque en la imágenes del HST se ve un enorme cráter, que permite observar zonas expuestas del manto. Es posible que colisiones con otros cuerpos a baja velocidad hayan logrado este calor adicional.
Muchos asteroides se han encontrado como pertenecientes a un sistema doble, con un satélite orbitando, o a veces, en dos asteroides en contacto. Su gravedad es tan débil que pueden “apoyarse” un sobre otro, y quedar visto a la distancia, como un solo asteroide muy elíptico.
En algunos aspectos, el conocimiento de estos astros recién está empezando, con las misiones espaciales, el HST y los telescopios con Opticas Adaptativas.
Curvas de Luz
Los asteroides, justamente por ser irregulares, a veces poseen una variación importante de su magnitud. Si se siguen estas variaciones en el tiempo, es posible saber tanto la proporción de sus ejes mayor y menor, en primera aproximación como un elipsoide de revolución, su período de rotación, la dirección de su polo, etc.
La curva de luz es similar a la de una estrella variable, pero no es igual, ya que depende de objetos que no emiten luz, por lo que presentan sombras, y adicionalmente si el asteroide esta más cerca al Sol que la Tierra, presentará fases. Además, la curva va cambiando en distintos momentos, ya que depende de la configuración con presente con respecto a nosotros. Estos datos permiten calcular con relativa dificultad, la orientación de su polo, ya que cuando la variación de luz es mínima, normalmente el polo esta señalando al observador.
Medición del tamaño
La enorme mayoría de los asteroides no tienen un “disco” visible, como el caso de Vesta. Por su tamaño y distancia, normalmente presentan una imagen idéntica a la de una estrella.
La determinación de su tamaño real es por medio del método fotométrico, que depende de su magnitud absoluta (M). La idea fundamental es que la M de un objeto, va a depender fundamentalmente de su tamaño, ya que al ser mas grande, mayor cantidad de luz va a reflejar.
En realidad primero hay que determinar cual es su albedo (la cantidad de luz que refleja del Sol), ya que si el objeto refleja mucha luz, tendrá que tener un tamaño menor que si la superficie es oscura, a igual M.
En los más lejanos, se utiliza un método térmico, que es dependiente de la radiación infrarroja que emite el asteroide. Suele tener gran error.
Si puede determinarse su espectro, con otras consideraciones orbitales, es posible clasificar al asteroide, y según esa clasificación se puede saber cual es su albedo promedio. (ver clasificación taxonómica mas abajo).
Esta determinación suele tener un error importante, que puede llegar al 40%. La forma mas precisa para esta medición es por medio de la ocultación de estrellas por asteroides, ya que esto permite medirlos con un error pequeño.
En la ocultación por el asteroide Deira, el 9 de mayo de 2004, desde Santa Fe, en el Observatorio Géminis Austral, José Luis Sánchez, observó una desaparición de 8,2 segundos, y desde el Observatorio Cristo Rey, Gustavo Mazalan y Victor Buso, la midieron en 8,6 seg., cuando la predicción era de 7,1 segundos como máximo. La ocultación se predijo con el tamaño del asteroide por medios fotométricos, (unos 30 km – jamás fue medido de una forma directa), cuando por la medición realizada, mas bien parece que tuviera 40 o más km., o que sea muy elíptico.
Las ocultaciones
La ocultación de estrellas por asteroides es una de las maneras de obtener el tamaño y forma proyectada en el momento de la ocultación del asteroide, con una precisión muy alta. Con telescopios de pequeño tamaño es posible medir estos parámetros con un error mínimo.
En la ocultación observada por miembros de la LIADA de 216 Kleopatra, todos trabajaron con telescopios de 20 cm de diámetro. Por el control de tiempos, el asteroide fue medido con una precisión de 0,008”. Para llegar a esa resolución, se requeriría un telescopio de al menos 14 metros de diámetro!!!. Aproximadamente el error obtenido es de unos 7 kilómetros, duplicando la calidad de las anteriores determinaciones, logradas con la técnica de radar, con el radiotelescopio de 300 metros de diámetro de Arecibo.
Clasificación
Los Asteroides están divididos en varios grupos. No todos los astrónomos coinciden en la clasificación. Normalmente tomamos la utilizada por la IAU. Entre ellos:
Anillo Principal:
Este grupo es el conocido desde el principio, y es el grupo de asteroides que están fundamentalmente entre Marte y Júpiter. Están divididos en familias, que normalmente reciben el nombre del primero que se descubrió de esa familia (ver mas abajo).
También hay una distribución ordenada de los asteroides por efecto gravitacional de Júpiter. El planeta gigante permite o no determinadas orbitas en sus cercanías. Es por eso que en un análisis de la distribución de estos cuerpos, hay zonas faltantes, llamadas “Lagunas o Gap de Kirkwood”. Sucede con los asteroides que tienen orbitas cuyo período es una fracción entera del de Júpiter, particularmente 1/3, 2/5 y 3/7.
Los Near Earth Objects (NEOs)
Estos objetos están clasificados simplemente por que nosotros habitamos la Tierra, y nos interesan particularmente este tipo de asteroides, que pueden acercarse mucho a nuestro planeta (y eventualmente chocar con la Tierra), pero no tienen ninguna característica particular que permita clasificarlos físicamente. Eventualmente, si viviéramos en Marte, haríamos una subdivisión de NMO, o Near Mars Objects!!.
Están subdivididos en grupos:
a) Atenas: Tienen semiejes mayores orbitales de menos de 1,0 UA
b) Apolos: Tienen perihelios menores de 1,0 UA.
c) Amor: Distancia al Perihelio de menos de 1,3 UA.
Los Troyanos
La mayoría están localizados cerca de Júpiter, en los denominados puntos de Lagrange. Estos lugares son de estabilidad gravitacional suficiente como para mantener orbitas por períodos largos. Los más importantes son los puntos L4 y L5, los que están a 60 grados por delante y por detrás del planeta, siguiendo su misma órbita.
En este momento se conocen unos 1200 Troyanos, la mayoría pertenecientes a Júpiter.
El primero fue descubierto por Max Wolf en 1906, en el punto L4, y se lo llamó 588 Aquiles. Existen también troyanos de otros planetas, como Venus, Marte (5261 Eureka) y casi todos los planetas grandes, por ej Neptuno tiene a 2001 QR322.
Aunque no son troyanos, nuestro planeta tiene asociados en orbitas inusuales a 3753 Cruithne, y a 2002AA29, que casi pueden considerarse lunas.
Centauros:
Hay algunos objetos de este grupo en la parte externa del Sistema Solar. El más famoso es 2060 Chiron, que está en orbita entre Saturno y Urano.
5335 Damocles orbita desde cerca de Marte hasta mas allá de Urano. 5145 Pholus orbita desde Saturno hasta pasado Neptuno. Es seguro que debe haber muchos Centauros, pero no son fáciles de ver, y con seguridad tienen orbitas muy perturbadas, ya que cruzan a todos los planetas gigantes. Su composición química probablemente es mas parecida a la de cometas que asteroides, y de hecho 2060 Chiron hace unos años mostró emisión de material, por lo que está clasificado en este momento como cometa.
TNOs (Trans Neptunian Objetcts) –Objetos mas allá de Neptuno.
Un grupo final de objetos son los TNOs, objetos de hielo que se mueven principalmente más allá de la órbita de Neptuno, entre 30 y 50 UA (esta definición no es definitiva). Simulaciones por computadora sugieren que el jóven Júpiter, con su enorme gravedad, expulsó a estos objetos que no escaparon completamente. Las mismas simulaciones sugieren que podría haber objetos de la masa de Marte o inclusive, la Tierra aunque si existieran en nuestro Sistema Solar, ya deberían haber sido descubiertos.
 |
| Imagenes reales de varios asteroides, a escala. |
 |
| Para comparar con la imagen anterior, Eros esta a escala con el asteroide Vesta y el planeta enano Ceres. Como referencia, nuestra Luna es tres veces mayor que Ceres. |
Existen pocos datos acerca de la densidad de los asteroides. Se puede conocer la misma cuando uno es desviado por un planeta, ya que eso permite por las leyes de Newton, medir su masa y finalmente, su densidad. Con estos métodos el error de la determinación es bastante grande, ya que el tamaño, y por lo tanto, el volumen del asteroide no es normalmente bien conocido. Las única medición directa, es por la desviación de las naves espaciales que llegaron hasta algunos asteroides, y que pudieron fotografiarlos.
Sorprendentemente, con estos datos se llega a la conclusión que tienen una densidad apenas superior a la del agua, lo que significa que mas bien son acumulaciones de rocas, mas que objetos compactos. Si fueran compactos, su densidad debería ser muy superior.
Tienen enorme cantidad de cráteres, y su estructura parece apoyar mas la idea de que ha sido un planeta que no logró formarse, fundamentalmente debido a la influencia gravitacional de Júpiter. Aún así, veremos mas adelante que están divididos en familias, principalmente por sus órbitas, lo que en algunos casos significa un origen común de la familia.
 |
| Espectacular fotografía de Eros, donde se observa uno de sus mayores cráteres, Psyche. |
Vesta ha sido recientemente estudiado por el Telescopio Espacial Hubble (HST). Es interesante debido a que parece ser un cuerpo con una estructura diferencial en capas, como los planetas terrestres. Esto implica que tuvo algún tipo calor interno de origen desconocido que fundió a Vesta (el calor natural producido por la desintegración de isótopos no es suficiente), para lograr esa estructura interna. Esto se sabe porque en la imágenes del HST se ve un enorme cráter, que permite observar zonas expuestas del manto. Es posible que colisiones con otros cuerpos a baja velocidad hayan logrado este calor adicional.
Muchos asteroides se han encontrado como pertenecientes a un sistema doble, con un satélite orbitando, o a veces, en dos asteroides en contacto. Su gravedad es tan débil que pueden “apoyarse” un sobre otro, y quedar visto a la distancia, como un solo asteroide muy elíptico.
 |
| Representación en base a datos reales del asteroide 216 Kleopatra. Aparentemente son dos asteroides apoyados uno contra otro. También pueden observarse dos satelites. Esta hecho de hierro. |
Curvas de Luz
Los asteroides, justamente por ser irregulares, a veces poseen una variación importante de su magnitud. Si se siguen estas variaciones en el tiempo, es posible saber tanto la proporción de sus ejes mayor y menor, en primera aproximación como un elipsoide de revolución, su período de rotación, la dirección de su polo, etc.
La curva de luz es similar a la de una estrella variable, pero no es igual, ya que depende de objetos que no emiten luz, por lo que presentan sombras, y adicionalmente si el asteroide esta más cerca al Sol que la Tierra, presentará fases. Además, la curva va cambiando en distintos momentos, ya que depende de la configuración con presente con respecto a nosotros. Estos datos permiten calcular con relativa dificultad, la orientación de su polo, ya que cuando la variación de luz es mínima, normalmente el polo esta señalando al observador.
 |
| Explicación del motivo de la variación luminosa de los asteroides. |
 |
| Curva de luz real del asteroide 2001OE84 |
La enorme mayoría de los asteroides no tienen un “disco” visible, como el caso de Vesta. Por su tamaño y distancia, normalmente presentan una imagen idéntica a la de una estrella.
La determinación de su tamaño real es por medio del método fotométrico, que depende de su magnitud absoluta (M). La idea fundamental es que la M de un objeto, va a depender fundamentalmente de su tamaño, ya que al ser mas grande, mayor cantidad de luz va a reflejar.
En realidad primero hay que determinar cual es su albedo (la cantidad de luz que refleja del Sol), ya que si el objeto refleja mucha luz, tendrá que tener un tamaño menor que si la superficie es oscura, a igual M.
En los más lejanos, se utiliza un método térmico, que es dependiente de la radiación infrarroja que emite el asteroide. Suele tener gran error.
Si puede determinarse su espectro, con otras consideraciones orbitales, es posible clasificar al asteroide, y según esa clasificación se puede saber cual es su albedo promedio. (ver clasificación taxonómica mas abajo).
Esta determinación suele tener un error importante, que puede llegar al 40%. La forma mas precisa para esta medición es por medio de la ocultación de estrellas por asteroides, ya que esto permite medirlos con un error pequeño.
 |
| Mecanismo de una ocultación de una estrella por un asteroide (OA). |
En la ocultación por el asteroide Deira, el 9 de mayo de 2004, desde Santa Fe, en el Observatorio Géminis Austral, José Luis Sánchez, observó una desaparición de 8,2 segundos, y desde el Observatorio Cristo Rey, Gustavo Mazalan y Victor Buso, la midieron en 8,6 seg., cuando la predicción era de 7,1 segundos como máximo. La ocultación se predijo con el tamaño del asteroide por medios fotométricos, (unos 30 km – jamás fue medido de una forma directa), cuando por la medición realizada, mas bien parece que tuviera 40 o más km., o que sea muy elíptico.
Las ocultaciones
La ocultación de estrellas por asteroides es una de las maneras de obtener el tamaño y forma proyectada en el momento de la ocultación del asteroide, con una precisión muy alta. Con telescopios de pequeño tamaño es posible medir estos parámetros con un error mínimo.
 |
| Ocultación de una estrella por el asteroide 216 Kleopatra. Observadores: a) Alex Amorin (Brasil), b) Eduardo Pulver (San Pedro, Arg), c) OCR: Julio Nardon, Luis Mansilla y Victor Angel Buso, Obs. Astr. del Colegio Cristo Rey, Rosario, (Arg), Juan Seguel (Chile). Este ultimo no registro tiempos, pero si vio la ocultación. |
En la ocultación observada por miembros de la LIADA de 216 Kleopatra, todos trabajaron con telescopios de 20 cm de diámetro. Por el control de tiempos, el asteroide fue medido con una precisión de 0,008”. Para llegar a esa resolución, se requeriría un telescopio de al menos 14 metros de diámetro!!!. Aproximadamente el error obtenido es de unos 7 kilómetros, duplicando la calidad de las anteriores determinaciones, logradas con la técnica de radar, con el radiotelescopio de 300 metros de diámetro de Arecibo.
Clasificación
Los Asteroides están divididos en varios grupos. No todos los astrónomos coinciden en la clasificación. Normalmente tomamos la utilizada por la IAU. Entre ellos:
Anillo Principal:
Este grupo es el conocido desde el principio, y es el grupo de asteroides que están fundamentalmente entre Marte y Júpiter. Están divididos en familias, que normalmente reciben el nombre del primero que se descubrió de esa familia (ver mas abajo).
También hay una distribución ordenada de los asteroides por efecto gravitacional de Júpiter. El planeta gigante permite o no determinadas orbitas en sus cercanías. Es por eso que en un análisis de la distribución de estos cuerpos, hay zonas faltantes, llamadas “Lagunas o Gap de Kirkwood”. Sucede con los asteroides que tienen orbitas cuyo período es una fracción entera del de Júpiter, particularmente 1/3, 2/5 y 3/7.
Los Near Earth Objects (NEOs)
Estos objetos están clasificados simplemente por que nosotros habitamos la Tierra, y nos interesan particularmente este tipo de asteroides, que pueden acercarse mucho a nuestro planeta (y eventualmente chocar con la Tierra), pero no tienen ninguna característica particular que permita clasificarlos físicamente. Eventualmente, si viviéramos en Marte, haríamos una subdivisión de NMO, o Near Mars Objects!!.
 |
| Paso del NEO Aphophis, que es uno de los que mas cerca pasara de nuestro planeta, en el 2029 y mas cerca aun en el 2036. Aquí se ve pasando dentro de las orbitas de los satélites geosincronicos de comunicación. |
a) Atenas: Tienen semiejes mayores orbitales de menos de 1,0 UA
b) Apolos: Tienen perihelios menores de 1,0 UA.
c) Amor: Distancia al Perihelio de menos de 1,3 UA.
Los Troyanos
La mayoría están localizados cerca de Júpiter, en los denominados puntos de Lagrange. Estos lugares son de estabilidad gravitacional suficiente como para mantener orbitas por períodos largos. Los más importantes son los puntos L4 y L5, los que están a 60 grados por delante y por detrás del planeta, siguiendo su misma órbita.
En este momento se conocen unos 1200 Troyanos, la mayoría pertenecientes a Júpiter.
El primero fue descubierto por Max Wolf en 1906, en el punto L4, y se lo llamó 588 Aquiles. Existen también troyanos de otros planetas, como Venus, Marte (5261 Eureka) y casi todos los planetas grandes, por ej Neptuno tiene a 2001 QR322.
Aunque no son troyanos, nuestro planeta tiene asociados en orbitas inusuales a 3753 Cruithne, y a 2002AA29, que casi pueden considerarse lunas.
Centauros:
Hay algunos objetos de este grupo en la parte externa del Sistema Solar. El más famoso es 2060 Chiron, que está en orbita entre Saturno y Urano.
5335 Damocles orbita desde cerca de Marte hasta mas allá de Urano. 5145 Pholus orbita desde Saturno hasta pasado Neptuno. Es seguro que debe haber muchos Centauros, pero no son fáciles de ver, y con seguridad tienen orbitas muy perturbadas, ya que cruzan a todos los planetas gigantes. Su composición química probablemente es mas parecida a la de cometas que asteroides, y de hecho 2060 Chiron hace unos años mostró emisión de material, por lo que está clasificado en este momento como cometa.
TNOs (Trans Neptunian Objetcts) –Objetos mas allá de Neptuno.
Un grupo final de objetos son los TNOs, objetos de hielo que se mueven principalmente más allá de la órbita de Neptuno, entre 30 y 50 UA (esta definición no es definitiva). Simulaciones por computadora sugieren que el jóven Júpiter, con su enorme gravedad, expulsó a estos objetos que no escaparon completamente. Las mismas simulaciones sugieren que podría haber objetos de la masa de Marte o inclusive, la Tierra aunque si existieran en nuestro Sistema Solar, ya deberían haber sido descubiertos.
 |
| Orbita de 2003 UB313 (Eris) comparado con Plutón, nuestra luna y la Tierra. |
Suelen ser grandes (aunque como recién se están descubriendo, es probable que haya muchos pequeños). Hasta ahora –2012- se conocen mas de 1000. Los mayores son mas grandes que 1 Ceres, aunque como están medidos térmicamente, por la cantidad de radiación IR, el error aun es grande. A pesar de ello, son objetos de 1500 km aproximadamente.
Entre ellos pueden destacarse Varuna de 1000 km, Ixion de 1000 km también, o 2002AW197, de 900 km. Uno de los últimos descubiertos es Sedna (1600 km), con una orbita muy estirada, que la recorre en 10.500 años, pero todavía está en discusión si Sedna es o no un TNOs, ya que está a más de 70 UA, fuera del área de clasificación.
Hay otras subdivisiones, como los “plutinos” o “cubewanos”, pero todavía no están aceptadas por todos. son realmente TNOs con orbitas particulares.
Los planetas enanos
Desde el año 2006, el antes asteroide 1 Ceres y Pluton se clasifican como planetas enanos.
Scattered-Disk Objects
A mayor distancia de las 50UA, están los objetos de la Nube de Oort interna (tambien conocidos como Scattered-Disk Objects (SDOs) “Objetos de disco disperso”, que todavía se mantienen orbitando cerca de la eclíptica (el plano del Sistema Solar).
A Mucha mayor distancia, comienza a dominar la Nube de Oort tradicional, cuyos componentes ya no respetan las orbitas en el plano del Sistema Solar.
A estas distancias, nada está perfectamente definido. Seguramente con el tiempo se irán ajustando las definiciones de cada cuerpo.
Entre ellos pueden destacarse Varuna de 1000 km, Ixion de 1000 km también, o 2002AW197, de 900 km. Uno de los últimos descubiertos es Sedna (1600 km), con una orbita muy estirada, que la recorre en 10.500 años, pero todavía está en discusión si Sedna es o no un TNOs, ya que está a más de 70 UA, fuera del área de clasificación.
Hay otras subdivisiones, como los “plutinos” o “cubewanos”, pero todavía no están aceptadas por todos. son realmente TNOs con orbitas particulares.
Los planetas enanos
Desde el año 2006, el antes asteroide 1 Ceres y Pluton se clasifican como planetas enanos.
Scattered-Disk Objects
A mayor distancia de las 50UA, están los objetos de la Nube de Oort interna (tambien conocidos como Scattered-Disk Objects (SDOs) “Objetos de disco disperso”, que todavía se mantienen orbitando cerca de la eclíptica (el plano del Sistema Solar).
A Mucha mayor distancia, comienza a dominar la Nube de Oort tradicional, cuyos componentes ya no respetan las orbitas en el plano del Sistema Solar.
A estas distancias, nada está perfectamente definido. Seguramente con el tiempo se irán ajustando las definiciones de cada cuerpo.
Clasificación Taxonómica
La clasificación Taxonómica depende del espectro. Obviamente el espectro fundamental es el del Sol, con el agregado o falta de las rayas espectrales solares, debida a la composición general del asteroide. Todos los asteroides están clasificados dentro de estos tipos.
A pesar de que la clasificación es muy extensa, la enorme mayoría de estos cuerpos caen dentro de tres categorías:
• Tipo C, incluye mas del 75% de los asteroides conocidos. Con albedo bajo (0,03); Composición: similar a los meteoritos tipo condritas carbonaceas.
• Tipo S, aproximadamente el 17%: relativamente brillantes (albedo: 0,10-0,22); Composición: metálicos (níquel-hierro, o mezclas con magnesio y silicatos)
• Tipo M, Casi todo el resto. Brillantes (albedo: 0,10-0,18); Composición: níquel-hierro puro.
Los demás de la clasificación son extremadamente raros.
A continuación se da la Clasificación Taxonómica de Tholen - 1987: (de datos aportados por el satélite IRAS).
Albedo geométrico: cantidad de luz calculada reflejada (0,00=negro –ideal- 1,00=reflector perfecto) –
Espectro: Clasificación espectral de la luz reflejada del Sol por el asteroide.
(*) unidad nanómetro: la luz visible azul esta en 400nm. El rojo en 700 nm.
Las familias
A pesar de que se sabe que la distribución general en el Sistema Solar es al azar, se ha determinado en 1918 (el japonés Hirayama) que si además del semieje mayor se tienen en cuenta la excentricidad y la inclinación, analizando la distribución de los asteroides en un espacio tridimensional, se encuentran zonas especialmente densas a las que denominó familias, sugiriendo que los miembros de una misma familia es probable que tengan un origen común.
La idea fundamental es que si una familia comenzó como un solo objeto que colisionó y fracturó en varias partes, estas, por las influencias gravitacionales de los otros objetos del Sistema Solar, se irán separando, pero no cambiarían su excentricidad, ni otros parámetros orbitales. Según últimas investigaciones con los datos del SDSS (4), los asteroides de cada familia son muy parecidos, y cada familia es bastante diferente, apoyando la idea de un objeto inicial fragmentado como origen de cada una.
 |
| Un asteroide originario (izquierda) se fractura en tres partes. Al pasar el tiempo (medio) por la influencia gravitacional de los otros astros, sus orbitas se van desplazando. En apariencia (derecha) son tres asteroides que no tienen relacion, pero son resultado del mismo origen. Se los puede descubrir porque conservan el mismo semieje mayor, la misma inclinación orbital y excentricidad. |
 |
| Distribución real de familias en el Sistema Solar. Son 6612 asteroides del SDSS. Están divididos por colores. En el eje horizontal, están los semiejes mayores en UA, en el vertical la inclinación. Se pueden ver perfectamente definidas las familias. Las líneas verticales negras son zonas sin asteroides, por las Lagunas de Kirkwood. Para una mayor explicación ver el texto mas arriba. |
Método para la denominación de los asteroides
Ni bien se descubre un nuevo asteroide, recibe un número preliminar de clasificación, otorgado por el Centro de Planetas Menores (Minor Planet Center o MPC) compuesto por una clave que consta de un número, (el año), y de dos letras: la primera indica la quincena en que se descubrió y la segunda reflejando la secuencia de descubrimiento dentro de la quincena. De este modo, 1989 AC, (4179 Toutatis) fue descubierto en la primera quincena de enero (A) de 1989, y que fue el tercero (C) descubierto en ese período.
Una vez que la órbita se ha establecido con la suficiente precisión como para poder predecir sus futura trayectoria, se les asigna un número (no necesariamente el del orden en que fue descubierto) y, más tarde, un nombre permanente elegido por el descubridor y aprobado por un comité -la división III- de la Unión Astronómica Internacional (International Astronomical Union o IAU).
Al principio, todos los nombres con los que se bautizaba a los asteroides eran de personajes femeninos de la mitología griega y romana pero pronto se terminaron. Por ese motivo se decidió continuar con denominaciones menos rígidas, que ahora incluyen ciudades, actores, inventores, cantantes, etc. (2745 San Martín – 2738 Viracocha – 293 Brasilia – 7850 Buenos Aires - 4147 Lennon, etc).
En el siguiente video un resumen mas moderno (2022) de los asteoides.
Referencias:
1) COLOR CONFIRMATION OF ASTEROID FAMILIES
Zeljko Ivezic, Robert H. Lupton, Mario Juric, Serge Tabachnik, Tom Quinn, James E. Gunn,
Gillian R. Knapp, Constance M. Rockosi, and Jonathan Brinkmann
The Astronomical Journal, 124:2943…2948, 2002 November
2) IOTA – Ocultaciones de estrellas por asteroides. Datos, predicciones, etc. en ingles.
3) SDSS – enorme catalogo de objetos - En ingles
4) MPC – Minor planet Center - En ingles.
No hay comentarios:
Publicar un comentario
Por favor dejanos tu comentario que te responderemos a la brevedad.