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Cinturón de asteróides

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Los asteroides del Sistema Solar interior y Júpiter: el cinturón se encuentra entre las órbitas de Júpiter y Marte.
  sol
  Troyanos de Júpiter
  Órbitas de planetas
  Cinturón de asteróides
  Asteroides de Hilda (Hildas)
  Objetos cercanos a la Tierra (selección)
Las masas relativas de los doce principales asteroides conocidos en comparación con la masa restante de todos los demás asteroides del cinturón.
Con mucho, el objeto más grande dentro del cinturón es el planeta enano Ceres . La masa total del cinturón de asteroides es significativamente menor que la de Plutón y aproximadamente el doble que la de Caronte, la luna de Plutón .

El cinturón de asteroides es una región en forma de toro en el Sistema Solar , ubicada aproximadamente entre las órbitas de los planetas Júpiter y Marte . Contiene una gran cantidad de cuerpos sólidos, de forma irregular, de muchos tamaños pero mucho más pequeños que los planetas, llamados asteroides o planetas menores . Este cinturón de asteroides también se denomina cinturón de asteroides principal o cinturón principal para distinguirlo de otras poblaciones de asteroides del Sistema Solar, como los asteroides cercanos a la Tierra y los asteroides troyanos . [1]

Aproximadamente la mitad de la masa del cinturón está contenida en los cuatro asteroides más grandes: Ceres , Vesta , Pallas e Hygiea . [1] La masa total del cinturón de asteroides es aproximadamente el 4% de la de la Luna .

Ceres, el único objeto en el cinturón de asteroides lo suficientemente grande como para ser un planeta enano , tiene unos 950 km de diámetro, mientras que Vesta, Pallas e Hygiea tienen diámetros medios de menos de 600 km. [2] [3] [4] [5] Los cuerpos restantes varían hasta el tamaño de una partícula de polvo. El material del asteroide está tan poco distribuido que numerosas naves espaciales no tripuladas lo han atravesado sin incidentes. [6] No obstante, se producen colisiones entre grandes asteroides, que pueden producir una familia de asteroides cuyos miembros tienen características orbitales y composiciones similares. Los asteroides individuales dentro del cinturón de asteroides se clasifican por sus espectros , y la mayoría se divide en tres grupos básicos:carbonáceo ( tipo C ), silicato ( tipo S ) y rico en metales ( tipo M ).

El cinturón de asteroides se formó a partir de la nebulosa solar primordial como un grupo de planetesimales . [7] Los planetesimales son los precursores más pequeños de los protoplanetas . Entre Marte y Júpiter, sin embargo, las perturbaciones gravitacionales de Júpiter imbuyeron a los protoplanetas con demasiada energía orbital para que se acrecientan en un planeta. [7] [8] Las colisiones se volvieron demasiado violentas y, en lugar de fusionarse, los planetesimales y la mayoría de los protoplanetas se rompieron. Como resultado, el 99,9% de la masa original del cinturón de asteroides se perdió en los primeros 100 millones de años de la historia del Sistema Solar. [9]Algunos fragmentos finalmente encontraron su camino hacia el interior del Sistema Solar, lo que provocó impactos de meteoritos en los planetas internos. Las órbitas de los asteroides continúan siendo perturbadas apreciablemente cada vez que su período de revolución alrededor del Sol forma una resonancia orbital con Júpiter. A estas distancias orbitales, se produce una brecha de Kirkwood cuando son arrastrados a otras órbitas. [10]

Las clases de pequeños cuerpos del Sistema Solar en otras regiones son los objetos cercanos a la Tierra , los centauros , los objetos del cinturón de Kuiper , los objetos de disco dispersos , los sednoides y los objetos de la nube de Oort .

El 22 de enero de 2014, los científicos de la ESA informaron de la detección, por primera vez definitiva, de vapor de agua en Ceres, el objeto más grande del cinturón de asteroides. [11] La detección se realizó utilizando las capacidades del infrarrojo lejano del Observatorio Espacial Herschel . [12] El hallazgo fue inesperado porque los cometas , no los asteroides, generalmente se considera que "brotan chorros y plumas". Según uno de los científicos, "las líneas se vuelven cada vez más borrosas entre cometas y asteroides". [12]

Historia de la observación [ editar ]

Johannes Kepler notó en 1596 irregularidades en las órbitas de Marte y Júpiter, que luego fueron explicadas por la gravedad de los asteroides.

En 1596, Johannes Kepler predijo "Entre Marte y Júpiter, coloco un planeta" en su Mysterium Cosmographicum . [13] Mientras analizaba los datos de Tycho Brahe , Kepler pensó que había una brecha demasiado grande entre las órbitas de Marte y Júpiter. [14]

En una nota anónima a su traducción de 1766 de la Contemplation de la Nature de Charles Bonnet , [15] el astrónomo Johann Daniel Titius de Wittenberg [16] [17] notó un patrón aparente en el diseño de los planetas, ahora conocido como Titius -Bode Law . Si uno comenzaba una secuencia numérica en 0, luego incluía 3, 6, 12, 24, 48, etc., duplicando cada vez, y sumaba cuatro a cada número y dividía por 10, esto producía una aproximación notablemente cercana a los radios de la órbitas de los planetas conocidos medidas en unidades astronómicas proporcionadas uno permitió un "planeta perdido" (equivalente a 24 en la secuencia) entre las órbitas de Marte (12) y Júpiter (48). En su nota a pie de página, Titius declaró: "¿Pero debería el Lord Arquitecto haber dejado ese espacio vacío? En absoluto". [dieciséis]

Cuando William Herschel descubrió Urano en 1781, la órbita del planeta coincidía con la ley casi a la perfección, lo que llevó a los astrónomos a concluir que tenía que haber un planeta entre las órbitas de Marte y Júpiter.

Giuseppe Piazzi , descubridor de Ceres , el objeto más grande del cinturón de asteroides. Ceres era conocido como planeta, pero luego fue reclasificado como asteroide y desde 2006 como planeta enano.

El 1 de enero de 1801, Giuseppe Piazzi, presidente de astronomía de la Universidad de Palermo , Sicilia, encontró un pequeño objeto en movimiento en una órbita con exactamente el radio predicho por este patrón. Lo apodó "Ceres", en honor a la diosa romana de la cosecha y patrona de Sicilia. Piazzi inicialmente creyó que era un cometa, pero su falta de coma sugirió que era un planeta. [18]

Por lo tanto, el patrón antes mencionado predijo los ejes semi-principales de los ocho planetas de la época (Mercurio, Venus, Tierra, Marte, Ceres, Júpiter, Saturno y Urano).

Quince meses después, Heinrich Olbers descubrió un segundo objeto en la misma región, Pallas . A diferencia de los otros planetas conocidos, Ceres y Pallas siguieron siendo puntos de luz incluso bajo los aumentos más altos del telescopio en lugar de resolverse en discos. Aparte de su rápido movimiento, parecían indistinguibles de las estrellas .

En consecuencia, en 1802, William Herschel sugirió que se colocaran en una categoría separada, llamada "asteroides", después del griego asteroeides , que significa "como una estrella". [19] [20] Al completar una serie de observaciones de Ceres y Pallas, concluyó, [21]

Ni la denominación de planetas ni la de cometas pueden darse con propiedad del lenguaje a estas dos estrellas ... Se parecen tanto a pequeñas estrellas que apenas se distinguen de ellas. De esto, su apariencia asteroide, si tomo mi nombre, y los llamo Asteroides; reservándome, sin embargo, la libertad de cambiar ese nombre, si se produjera otro, más expresivo de su naturaleza.

En 1807, una investigación más profunda reveló dos nuevos objetos en la región: Juno y Vesta . [22] La quema de Lilienthal en las guerras napoleónicas , donde se había realizado la mayor parte del trabajo, [23] puso fin a este primer período de descubrimiento. [22]

A pesar de la acuñación de Herschel, durante varias décadas siguió siendo una práctica común referirse a estos objetos como planetas [15] y anteponer sus nombres con números que representan su secuencia de descubrimiento: 1 Ceres, 2 Pallas, 3 Juno, 4 Vesta. Sin embargo, en 1845 los astrónomos detectaron un quinto objeto ( 5 Astraea ) y, poco después, se encontraron nuevos objetos a un ritmo acelerado. Contarlos entre los planetas se volvió cada vez más engorroso. Finalmente, fueron eliminados de la lista de planetas (como sugirió por primera vez Alexander von Humboldt a principios de la década de 1850) y la elección de la nomenclatura de Herschel, "asteroides", gradualmente se volvió de uso común. [15]

El descubrimiento de Neptuno en 1846 llevó al descrédito de la ley de Titius-Bode a los ojos de los científicos porque su órbita no estaba ni cerca de la posición predicha. Hasta la fecha, no existe una explicación científica para la ley, y el consenso de los astrónomos la considera una coincidencia. [24]

La expresión "cinturón de asteroides" entró en uso a principios de la década de 1850, aunque es difícil precisar quién acuñó el término. El primer uso en inglés parece ser en la traducción de 1850 (por Elise Otté ) del Cosmos de Alexander von Humboldt : [25] "[...] y la aparición regular, alrededor del 13 de noviembre y el 11 de agosto, de estrellas fugaces , que probablemente forman parte de un cinturón de asteroides que se cruzan con la órbita de la Tierra y se mueven con velocidad planetaria ”. Otro aspecto temprano ocurrió en Robert James Mann 's Guía para el conocimiento de los cielos : [26] 'Las órbitas de los asteroides se colocan en una amplia franja de espacio, que se extiende entre los extremos de [...]'.El astrónomo estadounidenseBenjamin Peirce parece haber adoptado esa terminología y haber sido uno de sus impulsores. [27]

A mediados de 1868 se habían localizado cien asteroides, y en 1891 la introducción de la astrofotografía por Max Wolf aceleró aún más la tasa de descubrimiento. [28] Se había encontrado un total de 1.000 asteroides en 1921, [29] 10.000 en 1981, [30] y 100.000 en 2000. [31] Los sistemas modernos de reconocimiento de asteroides ahora utilizan medios automatizados para localizar nuevos planetas menores en cantidades cada vez mayores. .

Origen [ editar ]

El cinturón de asteroides que muestra las inclinaciones orbitales frente a las distancias del Sol, con los asteroides en la región central del cinturón de asteroides en rojo y otros asteroides en azul.

Formación [ editar ]

En 1802, poco después de descubrir Pallas, Olbers sugirió a Herschel que Ceres y Pallas eran fragmentos de un planeta mucho más grande que una vez ocupó la región Marte-Júpiter, este planeta había sufrido una explosión interna o un impacto cometario muchos millones de años antes [32]. ( El astrónomo de Odessan KN Savchenko sugirió que Ceres, Pallas, Juno y Vesta eran lunas escapadas en lugar de fragmentos del planeta explotado). [33] La gran cantidad de energía necesaria para destruir un planeta, combinada con la baja masa combinada del cinturón, que es solo alrededor del 4% de la masa de la Luna de la Tierra , [2]no apoya la hipótesis. Además, las diferencias químicas significativas entre los asteroides se vuelven difíciles de explicar si provienen del mismo planeta. [34] En 2018, un estudio de investigadores de la Universidad de Florida encontró que el cinturón de asteroides se creó a partir de los restos de varios planetas antiguos en lugar de un solo planeta. [35]

Una hipótesis sobre la creación del cinturón de asteroides es que, en general, en el Sistema Solar, se cree que se produjo una formación planetaria a través de un proceso comparable a la hipótesis nebular de larga data: una nube de polvo y gas interestelar colapsó bajo la influencia de la gravedad. para formar un disco giratorio de material que luego se condensó aún más para formar el Sol y los planetas. [36] Durante los primeros millones de años de la historia del Sistema Solar, un proceso de acumulación de colisiones pegajosas provocó la acumulación de pequeñas partículas, que gradualmente aumentaron de tamaño. Una vez que los grupos alcanzaron la masa suficiente, podrían atraer a otros cuerpos a través de la atracción gravitacional y convertirse en planetesimales.. Esta acumulación gravitacional condujo a la formación de los planetas.

Los planetesimales dentro de la región que se convertiría en el cinturón de asteroides estaban demasiado perturbados por la gravedad de Júpiter para formar un planeta. En cambio, continuaron orbitando el Sol como antes, chocando ocasionalmente. [37] En regiones donde la velocidad promedio de las colisiones era demasiado alta, la rotura de planetesimales tendía a dominar sobre la acreción, [38] impidiendo la formación de cuerpos del tamaño de planetas. Las resonancias orbitales ocurrieron cuando el período orbital de un objeto en el cinturón formaba una fracción entera del período orbital de Júpiter, perturbando al objeto en una órbita diferente; la región que se encuentra entre las órbitas de Marte y Júpiter contiene muchas de estas resonancias orbitales. A medida que Júpiter migró hacia adentrodespués de su formación, estas resonancias habrían barrido el cinturón de asteroides, excitando dinámicamente a la población de la región y aumentando sus velocidades entre sí. [39]

Durante la historia temprana del Sistema Solar, los asteroides se derritieron hasta cierto punto, lo que permitió que los elementos dentro de ellos se diferenciaran parcial o completamente por masa. Algunos de los cuerpos progenitores pueden incluso haber pasado por períodos de vulcanismo explosivo y haber formado océanos de magma . Sin embargo, debido al tamaño relativamente pequeño de los cuerpos, el período de fusión fue necesariamente breve (en comparación con los planetas mucho más grandes) y, en general, terminó hace unos 4.500 millones de años, en las primeras decenas de millones de años de formación. [40] En agosto de 2007, un estudio de circónLos cristales de un meteorito antártico que se cree que se originó en Vesta sugirieron que éste, y por extensión el resto del cinturón de asteroides, se había formado con bastante rapidez, dentro de los 10 millones de años del origen del Sistema Solar. [41]

Evolución [ editar ]

Los asteroides no son muestras del Sistema Solar primordial. Han experimentado una evolución considerable desde su formación, incluido el calentamiento interno (en las primeras decenas de millones de años), el derretimiento de la superficie por impactos, la meteorización espacial por radiación y el bombardeo de micrometeoritos . [42] Aunque algunos científicos se refieren a los asteroides como planetesimales residuales, [43] otros científicos los consideran distintos. [44]

Se cree que el cinturón de asteroides actual contiene solo una pequeña fracción de la masa del cinturón primordial. Las simulaciones por computadora sugieren que el cinturón de asteroides original puede haber contenido la masa equivalente a la Tierra. [45] Principalmente debido a las perturbaciones gravitacionales, la mayor parte del material fue expulsado del cinturón en aproximadamente 1 millón de años de formación, dejando menos del 0,1% de la masa original. [37] Desde su formación, la distribución de tamaño del cinturón de asteroides se ha mantenido relativamente estable: no ha habido un aumento o disminución significativa en las dimensiones típicas de los asteroides del cinturón principal. [46]

La resonancia orbital 4: 1 con Júpiter, en un radio de 2,06  AU , puede considerarse el límite interior del cinturón de asteroides. Las perturbaciones de Júpiter envían cuerpos que se desvían allí hacia órbitas inestables. La mayoría de los cuerpos formados dentro del radio de esta brecha fueron arrastrados por Marte (que tiene un afelio a 1,67 UA) o expulsados ​​por sus perturbaciones gravitacionales en la historia temprana del Sistema Solar. [47] Los asteroides de Hungaria se encuentran más cerca del Sol que la resonancia 4: 1, pero están protegidos de la interrupción por su alta inclinación. [48]

Cuando se formó por primera vez el cinturón de asteroides, las temperaturas a una distancia de 2,7 AU del Sol formaron una " línea de nieve " por debajo del punto de congelación del agua. Los planetesimales formados más allá de este radio pudieron acumular hielo. [49] [50] En 2006 se anunció que se había descubierto una población de cometas dentro del cinturón de asteroides más allá de la línea de nieve, lo que pudo haber proporcionado una fuente de agua para los océanos de la Tierra. Según algunos modelos, no hubo suficiente desgasificación de agua durante el período de formación de la Tierra para formar los océanos, lo que requirió una fuente externa como un bombardeo cometario. [51]

Características [ editar ]

951 Gaspra , el primer asteroide captado por una nave espacial, visto durante el sobrevuelo de Galileo en 1991; los colores son exagerados
Fragmento del meteorito Allende , una condrita carbonosa que cayó a la Tierra en México en 1969

Contrariamente a las imágenes populares, el cinturón de asteroides está casi vacío. Los asteroides están repartidos en un volumen tan grande que sería improbable alcanzar un asteroide sin apuntar con cuidado. No obstante, actualmente se conocen cientos de miles de asteroides, y el número total varía en millones o más, dependiendo del límite de tamaño más bajo. Se sabe que más de 200 asteroides miden más de 100 km, [52] y un estudio en las longitudes de onda infrarrojas ha demostrado que el cinturón de asteroides tiene entre 700.000 y 1,7 millones de asteroides con un diámetro de 1 km o más. [53] Las magnitudes aparentes de la mayoría de los asteroides conocidos están entre 11 y 19, con la mediana en aproximadamente 16. [54]

Se estima que la masa total del cinturón de asteroides es 2,39 × 10 21 kilogramos, que es solo el 3% de la masa de la Luna . [55] Los cuatro objetos más grandes, Ceres , 4 Vesta , 2 Pallas y 10 Hygiea , representan quizás el 62% de la masa total del cinturón, con el 39% representado solo por Ceres. [56] [4]

Composición [ editar ]

El cinturón actual consta principalmente de tres categorías de asteroides: asteroides de tipo C o carbonosos, asteroides de tipo S o de silicato y asteroides de tipo M o metálicos.

Los asteroides carbonáceos , como sugiere su nombre, son ricos en carbono. Dominan las regiones exteriores del cinturón de asteroides. [57] Juntos comprenden más del 75% de los asteroides visibles. Tienen un tono más rojo que los otros asteroides y tienen un albedo muy bajo . Su composición superficial es similar a la de los meteoritos de condrita carbonácea . Químicamente, sus espectros coinciden con la composición primordial del Sistema Solar temprano, con solo los elementos más ligeros y los volátiles eliminados.

Los asteroides de tipo S ( ricos en silicato ) son más comunes hacia la región interna del cinturón, dentro de las 2.5 AU del Sol. [57] [58] Los espectros de sus superficies revelan la presencia de silicatos y algo de metal, pero no compuestos carbonosos significativos. Esto indica que sus materiales han sido modificados significativamente de su composición primordial, probablemente por fusión y reformación. Tienen un albedo relativamente alto y forman aproximadamente el 17% de la población total de asteroides.

Los asteroides de tipo M (ricos en metales) forman aproximadamente el 10% de la población total; sus espectros se parecen a los del hierro-níquel. Se cree que algunos se formaron a partir de núcleos metálicos de cuerpos progenitores diferenciados que se rompieron por colisión. Sin embargo, también existen algunos compuestos de silicato que pueden producir una apariencia similar. Por ejemplo, el gran asteroide de tipo M 22 Kalliope no parece estar compuesto principalmente de metal. [59] Dentro del cinturón de asteroides, la distribución del número de asteroides de tipo M alcanza su punto máximo en un eje semi-mayor de aproximadamente 2,7 AU. [60] Todavía no está claro si todos los tipos M tienen una composición similar o si se trata de una etiqueta para varias variedades que no encajan perfectamente en las principales clases C y S. [61]

El Hubble observa el extraordinario asteroide de múltiples colas P / 2013 P5 . [62]

Un misterio del cinturón de asteroides es la relativa rareza de los asteroides de tipo V o basálticos . [63] Las teorías de la formación de asteroides predicen que los objetos del tamaño de Vesta o más grandes deberían formar costras y mantos, que estarían compuestos principalmente de roca basáltica, lo que da como resultado que más de la mitad de todos los asteroides estén compuestos de basalto u olivino . Sin embargo, las observaciones sugieren que falta el 99 por ciento del material basáltico previsto. [64] Hasta 2001, se creía que la mayoría de los cuerpos basálticos descubiertos en el cinturón de asteroides se originaban en el asteroide Vesta (de ahí su nombre tipo V). Sin embargo, el descubrimiento del asteroide 1459 Magnyareveló una composición química ligeramente diferente de los otros asteroides basálticos descubiertos hasta entonces, lo que sugiere un origen diferente. [64] Esta hipótesis fue reforzada por el descubrimiento adicional en 2007 de dos asteroides en el cinturón exterior, 7472 Kumakiri y (10537) 1991 RY 16 , con una composición basáltica diferente que no podría haberse originado en Vesta. Estos dos últimos son los únicos asteroides tipo V descubiertos en el cinturón exterior hasta la fecha. [63]

La temperatura del cinturón de asteroides varía con la distancia al Sol. Para las partículas de polvo dentro del cinturón, las temperaturas típicas oscilan entre 200 K (−73 ° C) a 2,2 AU hasta 165 K (−108 ° C) a 3,2 AU [65] Sin embargo, debido a la rotación, la temperatura de la superficie de un asteroide puede variar considerablemente ya que los lados están expuestos alternativamente a la radiación solar y luego al fondo estelar.

Cometas del cinturón principal [ editar ]

Varios cuerpos anodinos en el cinturón exterior muestran actividad cometaria . Debido a que sus órbitas no se pueden explicar a través de la captura de cometas clásicos, se cree que muchos de los asteroides exteriores pueden estar helados, con el hielo ocasionalmente expuesto a la sublimación a través de pequeños impactos. Los cometas del cinturón principal pueden haber sido una fuente importante de los océanos de la Tierra porque la relación deuterio-hidrógeno es demasiado baja para que los cometas clásicos hayan sido la fuente principal. [66]

Órbitas [ editar ]

El cinturón de asteroides (que muestra excentricidades), con el cinturón de asteroides en rojo y azul (la región del "núcleo" en rojo)

La mayoría de los asteroides dentro del cinturón de asteroides tienen excentricidades orbitales de menos de 0,4 y una inclinación de menos de 30 °. La distribución orbital de los asteroides alcanza un máximo con una excentricidad de alrededor de 0,07 y una inclinación por debajo de 4 °. [54] Por lo tanto, aunque un asteroide típico tiene una órbita relativamente circular y se encuentra cerca del plano de la eclíptica , algunas órbitas de asteroides pueden ser muy excéntricas o viajar bien fuera del plano de la eclíptica.

A veces, el término cinturón principal se usa para referirse solo a la región del "núcleo" más compacta donde se encuentra la mayor concentración de cuerpos. Esto se encuentra entre los fuertes huecos de Kirkwood de 4: 1 y 2: 1 en 2,06 y 3,27  AU , y en excentricidades orbitales inferiores a aproximadamente 0,33, junto con inclinaciones orbitales por debajo de unos 20 °. A partir de 2006 , esta región "núcleo" contenía el 93% de todos los planetas menores descubiertos y numerados dentro del Sistema Solar. [67] La base de datos de cuerpos pequeños del JPL enumera más de 700.000 asteroides del cinturón principal conocidos. [68]

Brechas de Kirkwood [ editar ]

Número de asteroides en el cinturón de asteroides en función de su semieje mayor . Las líneas discontinuas indican los espacios de Kirkwood , donde las resonancias orbitales con Júpiter desestabilizan las órbitas. El color da una posible división en tres zonas:
  Zona I: correa principal interior ( a <2,5 AU )
  Zona II: correa principal media ( 2,5 AU < a <2,82 AU )
  Zona III: cinturón principal exterior ( a > 2,82 AU )

El semieje mayor de un asteroide se utiliza para describir las dimensiones de su órbita alrededor del Sol, y su valor determina el período orbital del planeta menor . En 1866, Daniel Kirkwood anunció el descubrimiento de lagunas en las distancias de las órbitas de estos cuerpos al Sol . Estaban ubicados en posiciones donde su período de revolución alrededor del Sol era una fracción entera del período orbital de Júpiter. Kirkwood propuso que las perturbaciones gravitacionales del planeta llevaron a la eliminación de asteroides de estas órbitas. [69]

Cuando el período orbital medio de un asteroide es una fracción entera del período orbital de Júpiter, se crea una resonancia de movimiento medio con el gigante gaseoso que es suficiente para perturbar un asteroide a nuevos elementos orbitales . Los asteroides que se ubican en las órbitas de la brecha (primordialmente debido a la migración de la órbita de Júpiter, [70] o debido a perturbaciones o colisiones previas) son empujados gradualmente a diferentes órbitas aleatorias con un semieje mayor o menor.

Colisiones [ editar ]

La luz zodiacal , una pequeña parte de la cual es creada por el polvo de las colisiones en el cinturón de asteroides.

La alta población del cinturón de asteroides lo convierte en un entorno muy activo, donde las colisiones entre asteroides ocurren con frecuencia (en escalas de tiempo astronómicas). Se espera que las colisiones entre los cuerpos del cinturón principal con un radio medio de 10 km ocurran aproximadamente una vez cada 10 millones de años. [71] Una colisión puede fragmentar un asteroide en numerosos pedazos más pequeños (lo que lleva a la formación de una nueva familia de asteroides ). [72] Por el contrario, las colisiones que ocurren a velocidades relativas bajas también pueden unir dos asteroides. Después de más de 4 mil millones de años de tales procesos, los miembros del cinturón de asteroides ahora se parecen poco a la población original.

Junto con los cuerpos de asteroides, el cinturón de asteroides también contiene bandas de polvo con radios de partículas de hasta unos pocos cientos de micrómetros . Este fino material se produce, al menos en parte, a partir de colisiones entre asteroides y por el impacto de micrometeoritos sobre los asteroides. Debido al efecto Poynting-Robertson , la presión de la radiación solar hace que este polvo se mueva lentamente hacia adentro, hacia el Sol. [73]

La combinación de este fino polvo de asteroide, así como el material cometario expulsado, produce la luz zodiacal . Este tenue resplandor auroral se puede ver de noche extendiéndose desde la dirección del Sol a lo largo del plano de la eclíptica . Las partículas de asteroide que producen la luz zodiacal visible tienen un radio de aproximadamente 40 μm. La vida útil típica de las partículas de la nube zodiacal del cinturón principal es de unos 700.000 años. Por lo tanto, para mantener las bandas de polvo, se deben producir constantemente nuevas partículas dentro del cinturón de asteroides. [73]Alguna vez se pensó que las colisiones de asteroides forman un componente importante de la luz zodiacal. Sin embargo, las simulaciones por computadora de Nesvorný y sus colegas atribuyeron el 85 por ciento del polvo de luz zodiacal a fragmentaciones de cometas de la familia Júpiter, en lugar de cometas y colisiones entre asteroides en el cinturón de asteroides. A lo sumo, el 10 por ciento del polvo se atribuye al cinturón de asteroides. [74]

Meteoritos [ editar ]

Algunos de los escombros de las colisiones pueden formar meteoroides que ingresan a la atmósfera de la Tierra. [75] De los 50.000 meteoritos encontrados en la Tierra hasta la fecha, se cree que el 99,8 por ciento se originó en el cinturón de asteroides. [76]

Familias y grupos [ editar ]

Esta gráfica de inclinación orbital ( i p ) versus excentricidad ( e p ) para los asteroides numerados del cinturón principal muestra claramente agrupaciones que representan familias de asteroides.

En 1918, el astrónomo japonés Kiyotsugu Hirayama notó que las órbitas de algunos de los asteroides tenían parámetros similares, formando familias o grupos. [77]

Aproximadamente un tercio de los asteroides en el cinturón de asteroides son miembros de una familia de asteroides. Estos comparten elementos orbitales similares, como semi-eje mayor, excentricidad e inclinación orbital, así como características espectrales similares, todas las cuales indican un origen común en la ruptura de un cuerpo más grande. Las pantallas gráficas de estos elementos, para miembros del cinturón de asteroides, muestran concentraciones que indican la presencia de una familia de asteroides. Hay alrededor de 20 a 30 asociaciones que son casi con certeza familias de asteroides. Se han encontrado agrupaciones adicionales que son menos seguras. Las familias de asteroides se pueden confirmar cuando los miembros muestran características espectrales comunes. [78] Las asociaciones más pequeñas de asteroides se denominan grupos o cúmulos.

Algunas de las familias más prominentes en el cinturón de asteroides (en orden creciente de ejes semi-principales) son las familias Flora , Eunoma , Koronis , Eos y Themis . [60] La familia Flora, una de las más grandes con más de 800 miembros conocidos, puede haberse formado a partir de una colisión hace menos de mil millones de años. [79] El asteroide más grande para ser un verdadero miembro de una familia (a diferencia de un intruso en el caso de Ceres con la familia Gefion ) es 4 Vesta. Se cree que la familia Vesta se formó como resultado de un impacto de formación de cráteres en Vesta. Asimismo, los meteoritos HEDtambién puede haberse originado en Vesta como resultado de esta colisión. [80]

Se han encontrado tres bandas prominentes de polvo dentro del cinturón de asteroides. Estos tienen inclinaciones orbitales similares a las familias de asteroides Eos, Koronis y Themis, por lo que posiblemente estén asociados con esos grupos. [81]

La evolución del cinturón principal después del bombardeo pesado tardío probablemente se vio afectada por el paso de grandes centauros y objetos transneptunianos (TNO). Los centauros y los TNO que llegan al interior del Sistema Solar pueden modificar las órbitas de los asteroides del cinturón principal, aunque solo si su masa es del orden de10 −9  M para encuentros únicos o, un orden menos en caso de múltiples encuentros cercanos. Sin embargo, es poco probable que los centauros y los TNO tengan familias de asteroides jóvenes significativamente dispersas en el cinturón principal, pero pueden haber perturbado a algunas familias de asteroides antiguas. Los asteroides del cinturón principal actuales que se originaron como centauros u objetos transneptunianos pueden encontrarse en el cinturón exterior con una vida útil corta de menos de 4 millones de años, muy probablemente entre 2,8 y 3,2 AU con excentricidades mayores que las típicas del asteroide del cinturón principal. [82]

Periferia [ editar ]

Bordeando el borde interior del cinturón (que varía entre 1,78 y 2,0 AU, con un semieje mayor medio de 1,9 AU) se encuentra la familia de planetas menores de Hungaria . Llevan el nombre del miembro principal, 434 Hungaria ; el grupo contiene al menos 52 asteroides con nombre. El grupo de Hungaria está separado del cuerpo principal por la brecha de Kirkwood 4: 1 y sus órbitas tienen una alta inclinación. Algunos miembros pertenecen a la categoría de asteroides que cruzan Marte, y es probable que las perturbaciones gravitacionales de Marte sean un factor en la reducción de la población total de este grupo. [83]

Otro grupo de alta inclinación en la parte interior del cinturón de asteroides es la familia Phocaea . Estos se componen principalmente de los asteroides de tipo S, mientras que la familia vecina Hungaria incluye algunos tipos E . [84] La familia Phocaea orbita entre 2,25 y 2,5 AU del Sol.

Bordeando el borde exterior del cinturón de asteroides está el grupo Cybele , orbitando entre 3.3 y 3.5 AU. Estos tienen una resonancia orbital de 7: 4 con Júpiter. La familia Hilda orbita entre 3,5 y 4,2 AU, y tiene órbitas relativamente circulares y una resonancia orbital estable de 3: 2 con Júpiter. Hay pocos asteroides más allá de 4.2 AU, hasta la órbita de Júpiter. Aquí se pueden encontrar las dos familias de asteroides troyanos que, al menos para objetos mayores de 1 km, son aproximadamente tan numerosas como los asteroides del cinturón de asteroides. [85]

Nuevas familias [ editar ]

Algunas familias de asteroides se han formado recientemente, en términos astronómicos. El Cúmulo Karin aparentemente se formó hace unos 5,7 millones de años a partir de una colisión con un asteroide progenitor de 33 km de radio. [86] La familia Veritas se formó hace unos 8,3 millones de años; la evidencia incluye polvo interplanetario recuperado de sedimentos oceánicos . [87]

Más recientemente, el cúmulo de Datura parece haberse formado hace unos 530.000 años a partir de una colisión con un asteroide del cinturón principal. La estimación de la edad se basa en la probabilidad de que los miembros tengan sus órbitas actuales, más que en cualquier evidencia física. Sin embargo, este grupo puede haber sido una fuente de material de polvo zodiacal. [88] [89] Otras formaciones de cúmulos recientes, como el cúmulo de Iannini (hace entre  1  y 5 millones de años), pueden haber proporcionado fuentes adicionales de este polvo de asteroide. [90]

Exploración [ editar ]

Concepto artístico de la nave espacial Dawn con Vesta y Ceres

La primera nave espacial en atravesar el cinturón de asteroides fue la Pioneer 10 , que ingresó a la región el 16 de julio de 1972. En ese momento existía cierta preocupación de que los escombros en el cinturón representaran un peligro para la nave espacial, pero desde entonces ha sido atravesado de manera segura por 12 naves espaciales sin incidentes. Pioneer 11 , Voyagers 1 y 2 y Ulysses atravesaron el cinturón sin obtener imágenes de ningún asteroide. Galileo tomó imágenes de 951 Gaspra en 1991 y 243 Ida en 1993, NEAR tomó imágenes de 253 Mathilde en 1997 y aterrizó en 433 Eros en febrero de 2001, Cassini tomó imágenes de 2685 Masurskyen 2000, Stardust tomó imágenes de 5535 Annefrank en 2002, New Horizons tomó imágenes de 132524 APL en 2006, Rosetta tomó imágenes de 2867 Šteins en septiembre de 2008 y 21 de Lutetia en julio de 2010, y Dawn orbitó Vesta entre julio de 2011 y septiembre de 2012 y ha orbitado Ceres desde marzo de 2015. [91] De camino a Júpiter, Juno atravesó el cinturón de asteroides sin recopilar datos científicos. [92] Debido a la baja densidad de materiales dentro del cinturón, las probabilidades de que una sonda se estrelle contra un asteroide se estiman ahora en menos de 1 en 1 billón. [93]

La mayoría de los asteroides del cinturón fotografiados hasta la fecha provienen de breves oportunidades de sobrevuelo mediante sondas dirigidas a otros objetivos. Solo las misiones Dawn , NEAR Shoemaker y Hayabusa han estudiado asteroides durante un período prolongado en órbita y en la superficie.

Ver también [ editar ]

Referencias [ editar ]

  1. a b Matt Williams (23 de agosto de 2015). "¿Qué es el cinturón de asteroides?" . Universe Today . Consultado el 30 de enero de 2016 .
  2. a b Krasinsky, GA ; Pitjeva, EV ; Vasilyev, MV; Yagudina, EI (julio de 2002). "Masa oculta en el cinturón de asteroides". Ícaro . 158 (1): 98-105. Código bibliográfico : 2002Icar..158 ... 98K . doi : 10.1006 / icar.2002.6837 .
  3. ^ Pitjeva, EV (2005). "Efemérides de planetas de alta precisión: EPM y determinación de algunas constantes astronómicas" (PDF) . Investigación del sistema solar . 39 (3): 176–186. Código bibliográfico : 2005SoSyR..39..176P . doi : 10.1007 / s11208-005-0033-2 . S2CID 120467483 . Archivado desde el original (PDF) el 3 de julio de 2014.  
  4. ^ a b Para estimaciones recientes de las masas de Ceres, Vesta, Pallas e Hygiea, consulte las referencias en los infoboxes de sus respectivos artículos.
  5. ^ Yeomans, Donald K. (13 de julio de 2006). "Navegador de base de datos de cuerpo pequeño JPL" . NASA JPL. Archivado desde el original el 29 de septiembre de 2010 . Consultado el 27 de septiembre de 2010 .
  6. Brian Koberlein (12 de marzo de 2014). "Por qué el cinturón de asteroides no amenaza a la nave espacial" . Universe Today . Consultado el 30 de enero de 2016 .
  7. ^ a b "¿Cómo se formó el cinturón de asteroides? ¿Había un planeta allí?" . CosmosUp. 2016-01-17 . Consultado el 30 de enero de 2016 .
  8. Nola Taylor Redd (11 de junio de 2012). "Cinturón de asteroides: hechos e información" . Space.com . Consultado el 30 de enero de 2016 .
  9. ^ Beatty, Kelly (10 de marzo de 2009). "Esculpir el cinturón de asteroides" . Cielo y telescopio . Consultado el 30 de abril de 2014 .
  10. ^ Delgrande, JJ; Soanes, SV (1943). "Brecha de Kirkwood en las órbitas de los asteroides". Revista de la Real Sociedad Astronómica de Canadá . 37 : 187. Código Bibliográfico : 1943JRASC..37..187D .
  11. ^ Küppers, Michael; O'Rourke, Laurence; Bockelée-Morvan, Dominique; Zakharov, Vladimir; Lee, Seungwon; von Allmen, Paul; Lleva, Benoît; Teyssier, David; Marston, Anthony; Müller, Thomas; Crovisier, Jacques; Barucci, M. Antonietta; Moreno, Raphael (2014). "Fuentes localizadas de vapor de agua en el planeta enano (1) Ceres". Naturaleza . 505 (7484): 525–527. Código bibliográfico : 2014Natur.505..525K . doi : 10.1038 / nature12918 . ISSN 0028-0836 . PMID 24451541 . S2CID 4448395 .   
  12. a b Harrington, JD (22 de enero de 2014). "El telescopio Herschel detecta agua en un planeta enano - Versión 14-021" . NASA . Consultado el 22 de enero de 2014 .
  13. ^ "Amanecer: entre Júpiter y Marte [sic], coloco un planeta" (PDF) . Laboratorio de propulsión a chorro .
  14. ^ Russell, Christopher; Raymond, Carol, eds. (2012). La misión del amanecer a planetas menores 4 Vesta y 1 Ceres . Springer Science + Business Media . pag. 5. ISBN 978-1-4614-4902-7.
  15. a b c Hilton, J. (2001). "¿Cuándo se convirtieron los asteroides en planetas menores?" . Observatorio Naval de Estados Unidos (USNO) . Archivado desde el original el 6 de abril de 2012 . Consultado el 1 de octubre de 2007 .
  16. ^ a b "Dawn: un viaje al comienzo del sistema solar" . Centro de Física Espacial: UCLA . 2005. Archivado desde el original el 24 de mayo de 2012 . Consultado el 3 de noviembre de 2007 .
  17. ^ Hoskin, Michael. "Ley de Bode y el descubrimiento de Ceres" . Churchill College, Cambridge . Consultado el 12 de julio de 2010 .
  18. ^ "¡Llame a la policía! La historia detrás del descubrimiento de los asteroides". Astronomy Now (junio de 2007): 60–61.
  19. ^ Harper, Douglas (2010). "Asteroide" . Diccionario de etimología en línea . Etimología en línea . Consultado el 15 de abril de 2011 .
  20. ^ DeForest, Jessica (2000). "Raíces griegas y latinas" . Universidad del estado de michigan. Archivado desde el original el 12 de agosto de 2007 . Consultado el 25 de julio de 2007 .
  21. ^ Cunningham, Clifford (1984). "William Herschel y los dos primeros asteroides". El Boletín del Planeta Menor . Observatorio Dance Hall, Ontario. 11 : 3. Código Bibliográfico : 1984MPBu ... 11 .... 3C .
  22. ^ a b Personal (2002). "Serendipia astronómica" . NASA JPL. Archivado desde el original el 6 de febrero de 2012 . Consultado el 20 de abril de 2007 .
  23. ^ Linda T. Elkins-Tanton, Asteroides, meteoritos y cometas , 2010: 10
  24. ^ "¿Es una coincidencia que la mayoría de los planetas caigan dentro de los límites de la ley de Titius-Bode?" . astronomy.com . Consultado el 22 de enero de 2014 .
  25. von Humboldt, Alexander (1850). Cosmos: un bosquejo de una descripción física del universo . 1 . Nueva York: Harper & Brothers. pag. 44. ISBN 978-0-8018-5503-0.
  26. ^ Mann, Robert James (1852). Una guía para el conocimiento de los cielos . Jarrold. pag. 171.y 1853, pág. 216
  27. ^ "Investigación adicional relativa a la forma, la magnitud, la masa y la órbita de los planetas asteroides" . The Edinburgh New Philosophical Journal . 5 : 191. Enero-abril de 1857.: "[El profesor Peirce] luego observó que la analogía entre el anillo de Saturno y el cinturón de los asteroides era digna de mención".
  28. ^ Hughes, David W. (2007). "Una breve historia de la detección de asteroides" . BBC . Consultado el 20 de abril de 2007 .
  29. ^ Moore, Patrick; Rees, Robin (2011). Libro de datos de astronomía de Patrick Moore (2ª ed.). Prensa de la Universidad de Cambridge. pag. 156. ISBN 978-0-521-89935-2.
  30. ^ Manley, Scott (25 de agosto de 2010). Descubrimiento de asteroides de 1980 a 2010 . YouTube . Consultado el 15 de abril de 2011 .
  31. ^ "Estadísticas de archivo MPC" . Centro de Planetas Menores de la IAU . Consultado el 4 de abril de 2011 .
  32. ^ "Una breve historia de la detección de asteroides" . Open2.net . Consultado el 15 de mayo de 2007 .
  33. ^ Bronshten, VA (1972). "Origen de los asteroides" .
  34. ^ Masetti, M. y Mukai, K. (1 de diciembre de 2005). "Origen del cinturón de asteroides" . Centro de vuelos espaciales Goddard de la NASA . Consultado el 25 de abril de 2007 .
  35. ^ "Estudio revela orígenes secretos de asteroides y meteoritos" . news.ufl.edu . 2018-07-02 . Consultado el 17 de octubre de 2018 .
  36. ^ Watanabe, Susan (20 de julio de 2001). "Misterios de la Nebulosa Solar" . NASA . Consultado el 2 de abril de 2007 .
  37. a b Petit, J.-M .; Morbidelli, A. y Chambers, J. (2001). "La excitación primordial y la limpieza del cinturón de asteroides" (PDF) . Ícaro . 153 (2): 338–347. Código Bibliográfico : 2001Icar..153..338P . doi : 10.1006 / icar.2001.6702 . Archivado (PDF) desde el original el 21 de febrero de 2007 . Consultado el 22 de marzo de 2007 .
  38. ^ Edgar, R. y Artymowicz, P. (2004). "Bombeo de un disco planetesimal por un planeta en rápida migración". Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 354 (3): 769–772. arXiv : astro-ph / 0409017 . Código bibliográfico : 2004MNRAS.354..769E . doi : 10.1111 / j.1365-2966.2004.08238.x . S2CID 18355985 . 
  39. ^ Scott, ERD (13-17 de marzo de 2006). "Restricciones en el mecanismo de formación y edad de Júpiter y la vida útil de la nebulosa de condritas y asteroides". Actas 37ª Conferencia Anual de Ciencia Lunar y Planetaria . League City, Texas: Sociedad Lunar y Planetaria. Código Bibliográfico : 2006LPI .... 37.2367S .
  40. ^ Taylor, GJ; Keil, K .; McCoy, T .; Haack, H. y Scott, ERD (1993). "Diferenciación de asteroides - vulcanismo piroclástico a océanos de magma". Meteoríticos . 28 (1): 34–52. Código Bibliográfico : 1993Metic..28 ... 34T . doi : 10.1111 / j.1945-5100.1993.tb00247.x .
  41. ^ Kelly, Karen (2007). "Los investigadores de U of T descubren pistas sobre el sistema solar temprano" . Universidad de Toronto . Archivado desde el original el 24 de enero de 2012 . Consultado el 12 de julio de 2010 .
  42. ^ Clark, BE; Hapke, B .; Pieters, C .; Britt, D. (2002). "Evolución del regolito y meteorización espacial de asteroides". Asteroides III . University of Arizona: 585. Bibcode : 2002aste.book..585C .Gaffey, Michael J. (1996). "Las propiedades físicas y espectrales del metal en ensamblajes de meteoritos: implicaciones para los materiales de superficie de asteroides". Ícaro . 66 (3): 468–486. Código bibliográfico : 1986Icar ... 66..468G . doi : 10.1016 / 0019-1035 (86) 90086-2 . ISSN  0019-1035 .Keil, K. (2000). "Alteración térmica de asteroides: evidencia de meteoritos" . Ciencia planetaria y espacial . Consultado el 8 de noviembre de 2007 .Baragiola, RA; Duke, CA; Loeffler, M .; McFadden, LA y Sheffield, J. (2003). "Impacto de iones y micrometeoritos en superficies minerales: cambios de reflectancia y producción de especies atmosféricas en cuerpos del sistema solar sin aire". Conjunto Conjunto EGS - AGU - EUG : 7709. Código Bibliográfico : 2003EAEJA ..... 7709B .
  43. ^ Chapman, CR; Williams, JG; Hartmann, WK (1978). "Los asteroides". Revista anual de astronomía y astrofísica . 16 : 33–75. Código Bibliográfico : 1978ARA & A..16 ... 33C . doi : 10.1146 / annurev.aa.16.090178.000341 .
  44. ^ Kracher, A. (2005). "Asteroide 433 Eros y planetesimales parcialmente diferenciados: agotamiento masivo versus agotamiento superficial de azufre" (PDF) . Laboratorio Ames . Archivado (PDF) desde el original el 28 de noviembre de 2007 . Consultado el 8 de noviembre de 2007 .
  45. Robert Piccioni (19 de noviembre de 2012). "¿Los impactos de asteroides hicieron que la Tierra fuera habitable?" . Guidetothecosmos.com . Consultado el 3 de mayo de 2013 .
  46. ^ "Los asteroides causaron el cataclismo del sistema solar interior temprano" . Noticias . Consultado el 18 de octubre de 2018 .
  47. ^ Alfvén, H .; Arrhenius, G. (1976). "Los Cuerpos Pequeños" . SP-345 Evolución del sistema solar . NASA. Archivado desde el original el 13 de mayo de 2007 . Consultado el 12 de abril de 2007 .
  48. ^ Spratt, Christopher E. (abril de 1990). "El grupo de planetas menores de Hungría". Revista de la Real Sociedad Astronómica de Canadá . 84 : 123-131. Código Bibliográfico : 1990JRASC..84..123S .
  49. Lecar, M .; Podolak, M .; Sasselov, D .; Chiang, E. (2006). "Cirrus infrarrojos - Nuevos componentes de la emisión infrarroja extendida". El diario astrofísico . 640 (2): 1115-1118. arXiv : astro-ph / 0602217 . Código Bibliográfico : 2006ApJ ... 640.1115L . doi : 10.1086 / 500287 . S2CID 18778001 . 
  50. ^ Berardelli, Phil (23 de marzo de 2006). "Los cometas del cinturón principal pueden haber sido fuente de agua de la Tierra" . Espacio diario . Consultado el 27 de octubre de 2007 .
  51. ^ Lakdawalla, Emily (28 de abril de 2006). "Descubrimiento de un tipo completamente nuevo de cometa" . La Sociedad Planetaria. Archivado desde el original el 1 de mayo de 2007 . Consultado el 20 de abril de 2007 .
  52. ^ Yeomans, Donald K. (26 de abril de 2007). "Motor de búsqueda de base de datos de cuerpo pequeño JPL" . NASA JPL . Consultado el 26 de abril de 2007 . - buscar asteroides en las principales regiones del cinturón con un diámetro> 100.
  53. ^ Tedesco, EF y desierto, F.-X. (2002). "La búsqueda profunda de asteroides del Observatorio espacial infrarrojo" . El diario astronómico . 123 (4): 2070–2082. Código bibliográfico : 2002AJ .... 123.2070T . doi : 10.1086 / 339482 .
  54. a b Williams, Gareth (25 de septiembre de 2010). "Distribución de los planetas menores" . Centro de planetas menores . Consultado el 27 de octubre de 2010 .
  55. Pitjeva, EV (2018). "Masas del cinturón de asteroides principal y el cinturón de Kuiper de los movimientos de planetas y naves espaciales". Investigación del sistema solar . 44 (8–9): 554–566. arXiv : 1811.05191 . Código bibliográfico : 2018AstL ... 44..554P . doi : 10.1134 / S1063773718090050 . S2CID 119404378 . 
  56. ^ En profundidad | Ceres. Exploración del sistema solar de la NASA.
  57. a b Wiegert, P .; Balam, D .; Moss, A .; Veillet, C .; Connors, M. y Shelton, I. (2007). "Evidencia de una dependencia del color en la distribución del tamaño de los asteroides del cinturón principal" (PDF) . El diario astronómico . 133 (4): 1609-1614. arXiv : astro-ph / 0611310 . Código Bibliográfico : 2007AJ .... 133.1609W . doi : 10.1086 / 512128 . S2CID 54937918 . Consultado el 6 de septiembre de 2008 .  
  58. ^ Clark, BE (1996). "Nuevas noticias y puntos de vista en competencia de la geología del cinturón de asteroides". Ciencia lunar y planetaria . 27 : 225-226. Código bibliográfico : 1996LPI .... 27..225C .
  59. ^ Margot, JL y Brown, ME (2003). "Un asteroide de tipo M de baja densidad en el cinturón principal" (PDF) . Ciencia . 300 (5627): 1939–1942. Código Bibliográfico : 2003Sci ... 300.1939M . doi : 10.1126 / science.1085844 . PMID 12817147 . S2CID 5479442 . Archivado desde el original (PDF) el 26 de febrero de 2020.   
  60. a b Lang, Kenneth R. (2003). "Asteroides y meteoritos" . Cosmos de la NASA . Consultado el 2 de abril de 2007 .
  61. ^ Mueller, M .; Harris, AW; Delbo, M. (2005). el equipo MIRSI. "21 Lutetia y otros tipos M: sus tamaños, albedos y propiedades térmicas a partir de nuevas mediciones de IRTF". Boletín de la Sociedad Astronómica Estadounidense . 37 : 627. Bibcode : 2005DPS .... 37.0702M .
  62. ^ "¿Cuándo un cometa no es un cometa?" . Comunicado de prensa de la ESA / Hubble . Consultado el 12 de noviembre de 2013 .
  63. ^ a b Duffard, RD; Roig, F. (14 al 18 de julio de 2008). "¿Dos nuevos asteroides basálticos en el cinturón principal?". Asteroides, cometas, meteoritos 2008 . Baltimore, Maryland. arXiv : 0704.0230 . Código Bibliográfico : 2008LPICo1405.8154D .
  64. a b Than69Ker (2007). "Extraños asteroides desconciertan a los científicos" . space.com . Consultado el 14 de octubre de 2007 .
  65. ^ Bajo, FJ; et al. (1984). "Cirrus infrarrojos - Nuevos componentes de la emisión infrarroja extendida". Cartas de revistas astrofísicas . 278 : L19 – L22. Código bibliográfico : 1984ApJ ... 278L..19L . doi : 10.1086 / 184213 .
  66. ^ "Entrevista con David Jewitt" . YouTube.com. 2007-01-05 . Consultado el 21 de mayo de 2011 .
  67. ^ Este valor se obtuvo mediante un simple recuento de todos los cuerpos en esa región utilizando datos de 120.437 planetas menores numerados de la base de datos de órbitas del Minor Planet Center , con fecha del 8 de febrero de 2006.
  68. ^ "Motor de búsqueda de base de datos de cuerpo pequeño JPL: clase orbital (MBA)" . Dinámica del sistema solar JPL . Consultado el 26 de febrero de 2018 .
  69. ^ Fernie, J. Donald (1999). "El Kepler americano" . Científico estadounidense . 87 (5): 398. doi : 10.1511 / 1999.5.398 . Consultado el 4 de febrero de 2007 .
  70. ^ Liou, Jer-Chyi y Malhotra, Renu (1997). "Agotamiento del cinturón de asteroides exterior". Ciencia . 275 (5298): 375–377. Bibcode : 1997Sci ... 275..375L . doi : 10.1126 / science.275.5298.375 . hdl : 2060/19970022113 . PMID 8994031 . S2CID 33032137 .  
  71. ^ Backman, DE (6 de marzo de 1998). "Fluctuaciones en la densidad de nubes zodiacales generales" . Informe Backman . Centro de Investigación Ames de la NASA. Archivado desde el original el 3 de marzo de 2012 . Consultado el 4 de abril de 2007 .
  72. ^ David Nesvorný, William F. Bottke Jr, Luke Dones y Harold F. Levison (junio de 2002). "La reciente ruptura de un asteroide en la región del cinturón principal" (PDF) . Naturaleza . 417 (6890): 720–722. Bibcode : 2002Natur.417..720N . doi : 10.1038 / nature00789 . PMID 12066178 . S2CID 4367081 .   CS1 maint: uses authors parameter (link)
  73. ^ a b Alcance, William T. (1992). "Emisión zodiacal. III - Polvo cerca del cinturón de asteroides". Revista astrofísica . 392 (1): 289–299. Código bibliográfico : 1992ApJ ... 392..289R . doi : 10.1086 / 171428 .
  74. ^ Nesvorný, David; Jenniskens, Peter; Levison, Harold F .; Bottke, William F .; Vokrouhlický, David; Gounelle, Matthieu (2010). "Origen cometario de la nube zodiacal y micrometeoritos carbonosos. Implicaciones para discos de desechos calientes". El diario astrofísico . 713 (2): 816–836. arXiv : 0909.4322 . Código Bibliográfico : 2010ApJ ... 713..816N . doi : 10.1088 / 0004-637X / 713/2/816 . S2CID 18865066 . 
  75. ^ Kingsley, Danny (1 de mayo de 2003). "Resuelto desajuste misterioso polvo de meteorito" . ABC Science . Consultado el 4 de abril de 2007 .
  76. ^ "Meteoros y meteoritos" (PDF) . NASA . Consultado el 12 de enero de 2012 .
  77. ^ Hughes, David W. (2007). "Encontrar asteroides en el espacio" . BBC. Archivado desde el original el 10 de marzo de 2012 . Consultado el 20 de abril de 2007 .
  78. ^ Lemaitre, Anne (31 de agosto - 4 de septiembre de 2004). "Clasificación de la familia de asteroides de catálogos muy grandes". Actuaciones Dinámica de Poblaciones de Sistemas Planetarios . Belgrado, Serbia y Montenegro: Cambridge University Press. págs. 135-144. Código Bibliográfico : 2005dpps.conf..135L . doi : 10.1017 / S1743921304008592 .
  79. ^ Martel, Linda MV (9 de marzo de 2004). "Pequeños rastros de una gran desintegración de asteroides" . Descubrimientos de investigación en ciencias planetarias. Archivado desde el original el 1 de abril de 2007 . Consultado el 2 de abril de 2007 .
  80. ^ Drake, Michael J. (2001). "La historia de Eucrite / Vesta" . Meteorítica y ciencia planetaria . 36 (4): 501–513. Bibcode : 2001M y PS ... 36..501D . doi : 10.1111 / j.1945-5100.2001.tb01892.x .
  81. ^ Amor, SG y Brownlee, DE (1992). "La contribución de la banda de polvo de IRAS al complejo de polvo interplanetario - Evidencia vista a 60 y 100 micrones". Revista astronómica . 104 (6): 2236–2242. Código bibliográfico : 1992AJ .... 104.2236L . doi : 10.1086 / 116399 .
  82. ^ Galiazzo, MA; Wiegert, P. y Aljbaae, S. (2016). "Influencia de los Centauros y TNOs en el cinturón principal y sus familias". Astrofísica y Ciencias Espaciales . 361 (12): 361–371. arXiv : 1611.05731 . Bibcode : 2016Ap y SS.361..371G . doi : 10.1007 / s10509-016-2957-z . S2CID 118898917 . 
  83. ^ Spratt, Christopher E. (1990). "El grupo de planetas menores de Hungría". Revista de la Real Sociedad Astronómica de Canadá . 84 (2): 123-131. Código Bibliográfico : 1990JRASC..84..123S .
  84. ^ Carvano, JM; Lázaro, D .; Mothé-Diniz, T .; Angeli, CA y Florczak, M. (2001). "Estudio espectroscópico de los grupos dinámicos de Hungaria y Phocaea". Ícaro . 149 (1): 173–189. Código bibliográfico : 2001Icar..149..173C . doi : 10.1006 / icar.2000.6512 .
  85. ^ Dymock, Roger (2010). Asteroides y planetas enanos y cómo observarlos . Guías de observación de astrónomos. Saltador. pag. 24. ISBN 978-1-4419-6438-0. Consultado el 4 de abril de 2011 .
  86. ^ Nesvorný, David; et al. (Agosto de 2006). "Formación de cúmulos de Karin por impacto de asteroides". Ícaro . 183 (2): 296–311. Código bibliográfico : 2006Icar..183..296N . doi : 10.1016 / j.icarus.2006.03.008 .
  87. ^ McKee, Maggie (18 de enero de 2006). "Eón de tormentas de polvo rastreadas hasta el aplastamiento de un asteroide" . Espacio New Scientist . Consultado el 15 de abril de 2007 .
  88. ^ Nesvorný; Vokrouhlický, D; Bottke, WF; et al. (2006). "La ruptura de un asteroide del cinturón principal hace 450 mil años" (PDF) . Ciencia . 312 (5779): 1490. Bibcode : 2006Sci ... 312.1490N . doi : 10.1126 / science.1126175 . PMID 16763141 . S2CID 38364772 .   
  89. ^ Vokrouhlický; Durech, J; Michalowski, T; et al. (2009). "Familia Datura: la actualización de 2009" . Astronomía y Astrofísica . 507 (1): 495–504. Bibcode : 2009A & A ... 507..495V . doi : 10.1051 / 0004-6361 / 200912696 .
  90. Nesvorný, D .; Bottke, WF; Levison, HF y Dones, L. (2003). "Origen reciente de las bandas de polvo del sistema solar" (PDF) . El diario astrofísico . 591 (1): 486–497. Código bibliográfico : 2003ApJ ... 591..486N . doi : 10.1086 / 374807 . S2CID 1747264 . Archivado desde el original (PDF) el 12 de abril de 2020.  
  91. ^ Barucci, MA; Fulchignoni, M. y Rossi, A. (2007). "Objetivos del asteroide Rosetta: 2867 Steins y 21 Lutetia". Reseñas de ciencia espacial . 128 (1–4): 67–78. Código bibliográfico : 2007SSRv..128 ... 67B . doi : 10.1007 / s11214-006-9029-6 . S2CID 123088075 . 
  92. ^ Greicius, Tony (31 de julio de 2015). "Juno de la NASA da una vista similar a una nave espacial del sobrevuelo de la tierra" . nasa.gov . NASA . Consultado el 4 de septiembre de 2015 .
  93. ^ Stern, Alan (2 de junio de 2006). "New Horizons cruza el cinturón de asteroides" . Espacio diario . Consultado el 14 de abril de 2007 .

Lectura adicional [ editar ]

  • Elkins-Tanton, Linda T. (2006). Asteroides, meteoritos y cometas (Primera ed.). Nueva York: Chelsea House. ISBN 978-0-8160-5195-3.

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