Los asteroides se encuentran principalmente en el amplio espacio entre Marte y Júpiter, una región del sistema solar llamada cinturón de asteroides. Los asteroides son demasiado pequeños para ser vistos sin un telescopio; el primero de ellos no fue descubierto hasta principios del siglo XIX.

Descubrimiento y Órbitas de los Asteroides

A finales de 1700, muchos astrónomos estaban buscando un planeta adicional que pensaban que debería existir en la brecha entre las órbitas de Marte y Júpiter. El astrónomo siciliano Giovanni Piazzi pensó que había encontrado este planeta desaparecido en 1801, cuando descubrió el primer asteroide (o como más tarde se le llamó, «planeta menor») que orbitaba a 2,8 UA del Sol. Su descubrimiento, al que llamó Ceres, fue seguido rápidamente por la detección de otros tres pequeños planetas en órbitas similares.

Claramente, no había un solo planeta perdido entre Marte y Júpiter, sino todo un grupo de objetos, cada uno mucho más pequeño que nuestra Luna. (Una historia de descubrimientos análoga se ha desarrollado en cámara lenta en el sistema solar exterior. Plutón fue descubierto más allá de Neptuno en 1930 e inicialmente fue llamado planeta, pero a principios del siglo XXI, se encontraron varios otros objetos similares. Ahora los llamamos planetas enanos.)

En 1890, más de 300 de estos planetas menores o asteroides habían sido descubiertos por observadores de ojos agudos. En ese año, Max Wolf en Heidelberg introdujo la fotografía astronómica en la búsqueda de asteroides, acelerando enormemente el descubrimiento de estos objetos tenues. En el siglo XXI, los buscadores utilizan cámaras electrónicas impulsadas por computadora, otro salto en la tecnología. Más de medio millón de asteroides tienen ahora órbitas bien determinadas.

A los asteroides se les da un número (correspondiente al orden de descubrimiento) y a veces también un nombre. Originalmente, los nombres de los asteroides se elegían de diosas en la mitología griega y romana. Después de agotar estos y otros nombres femeninos (incluidos, más tarde, los de cónyuges, amigos, flores, ciudades y otros), los astrónomos recurrieron a los nombres de colegas (y otras personas de distinción) a quienes deseaban honrar. Por ejemplo, los asteroides 2410, 4859 y 68448 se denominan Morrison, Fraknoi y Sidneywolff, por los tres autores originales de este libro de texto.

El asteroide más grande es Ceres (numerado 1), con un diámetro de poco menos de 1000 kilómetros. Como vimos, Ceres fue considerado un planeta cuando fue descubierto, pero más tarde fue llamado asteroide (el primero de muchos. Ahora, ha sido reclasificado de nuevo y es considerado uno de los planetas enanos, como Plutón (ver el capítulo sobre Lunas, Anillos y Plutón). Sin embargo, todavía nos parece conveniente hablar de Ceres como el mayor de los asteroides. Otros dos asteroides, Pallas y Vesta, tienen diámetros de unos 500 kilómetros, y unos 15 más tienen más de 250 kilómetros (véase la Tabla 1). El número de asteroides aumenta rápidamente a medida que disminuye su tamaño; hay alrededor de 100 veces más objetos de 10 kilómetros de diámetro que de 100 kilómetros de diámetro. En 2016, los astrónomos habían descubierto casi un millón de asteroides.

Todos los asteroides giran alrededor del Sol en la misma dirección que los planetas, y la mayoría de sus órbitas se encuentran cerca del plano en el que la Tierra y otros planetas giran. La mayoría de los asteroides se encuentran en el cinturón de asteroides, la región entre Marte y Júpiter que contiene todos los asteroides con períodos orbitales de entre 3,3 y 6 años (Figura 1). Aunque más del 75% de los asteroides conocidos están en el cinturón, no están muy espaciados (como a veces se representan en películas de ciencia ficción). El volumen del cinturón es en realidad muy grande, y el espacio típico entre objetos (de hasta 1 kilómetro de tamaño) es de varios millones de kilómetros. (Esto fue una suerte para naves espaciales como Galileo, Cassini, Rosetta y New Horizons, que necesitaban viajar a través del cinturón de asteroides sin colisión.)

Figura 1: Asteroides en el Sistema Solar. Este diagrama generado por computadora muestra las posiciones de los asteroides conocidos en 2006. Si los tamaños de asteroides se dibujaran a escala, ninguno de los puntos que representan un asteroide sería visible. Aquí, los puntos de asteroides son demasiado grandes y dan una falsa impresión de lo atestado que se vería el cinturón de asteroides si estuvieras en él. Tenga en cuenta que, además de los del cinturón de asteroides, también hay asteroides en el sistema solar interior y algunos a lo largo de la órbita de Júpiter (como los grupos Troyanos y griegos), controlados por la gravedad del planeta gigante.

Aún así, a lo largo de la larga historia de nuestro sistema solar, ha habido un buen número de colisiones entre los propios asteroides. En 1918, el astrónomo japonés Kiyotsugu Hirayama descubrió que algunos asteroides caen en familias, grupos con características orbitales similares. Planteó la hipótesis de que cada familia podría haber sido el resultado de la ruptura de un cuerpo más grande o, más probablemente, de la colisión de dos asteroides. Las ligeras diferencias en las velocidades con las que los diversos fragmentos salieron de la escena de la colisión explican la pequeña dispersión en las órbitas que ahora se observa para los diferentes asteroides en una familia dada. Existen varias docenas de estas familias, y las observaciones han demostrado que los miembros individuales de la mayoría de las familias tienen composiciones similares, como esperaríamos si fueran fragmentos de un padre común.

Composición y clasificación

Los asteroides son tan diferentes como el blanco y el negro. La mayoría son muy oscuros, con reflectividad de solo 3 a 4%, como un trozo de carbón. Sin embargo, otro grupo grande tiene una reflectividad típica del 15%. Para entender más acerca de estas diferencias y cómo están relacionadas con la composición química, los astrónomos estudian el espectro de la luz reflejada de los asteroides en busca de pistas sobre su composición.

Los asteroides oscuros se revelan a partir de estudios espectrales como cuerpos primitivos (aquellos que han cambiado poco químicamente desde el comienzo del sistema solar) compuestos de silicatos mezclados con compuestos oscuros de carbono orgánico. Estos son conocidos como asteroides de tipo C («C» para carbonáceos). Dos de los asteroides más grandes, Ceres y Pallas, son primitivos, al igual que casi todos los asteroides de la parte exterior del cinturón.

El segundo grupo más poblado son los asteroides de tipo S, donde » S » significa una composición pétrea o silicatada. Aquí, faltan los compuestos de carbono oscuro, lo que resulta en una mayor reflectividad y firmas espectrales más claras de minerales de silicato. Los asteroides de tipo S también son químicamente primitivos, pero su composición diferente indica que probablemente se formaron en una ubicación diferente en el sistema solar de los asteroides de tipo C.

Los asteroides de tercera clase, mucho menos numerosos que los de los dos primeros, están compuestos principalmente de metal y se denominan asteroides de tipo M («M» para metálicos). Espectroscópicamente, la identificación del metal es difícil, pero al menos para el asteroide de tipo M más grande, Psique, esta identificación ha sido confirmada por radar. Dado que un asteroide metálico, como un avión o un barco, es un reflector de radar mucho mejor que un objeto pedregoso, la psique aparece brillante cuando le apuntamos un rayo de radar.

¿Cómo llegaron a ser tales asteroides metálicos? Sospechamos que cada uno provino de un cuerpo padre lo suficientemente grande como para que su interior fundido se asiente o se diferencie, y los metales más pesados se hundieron en el centro. Cuando este cuerpo padre se rompió en una colisión posterior, los fragmentos del núcleo eran ricos en metales. Hay suficiente metal en un asteroide de tipo M de 1 kilómetro para abastecer al mundo con hierro y muchos otros metales industriales en el futuro previsible, si pudiéramos traer uno a la Tierra con seguridad.

Además de los asteroides de tipo M, algunos otros asteroides muestran signos de calentamiento y diferenciación tempranos. Estos tienen superficies basálticas como las llanuras volcánicas de la Luna y Marte; el gran asteroide Vesta (discutido en un momento) está en esta última categoría.

Las diferentes clases de asteroides se encuentran a diferentes distancias del Sol (Figura 2). Al rastrear cómo varían las composiciones de los asteroides con la distancia al Sol, podemos reconstruir algunas de las propiedades de la nebulosa solar a partir de la cual se formaron originalmente.

Figura 2: Donde Se Encuentran Diferentes Tipos de Asteroides. Los asteroides de diferente composición se distribuyen a diferentes distancias del Sol. El tipo-S y el tipo-C son primitivos; el tipo-M consiste en núcleos de cuerpos padres diferenciados.

Vesta: Un Diferenciadas Asteroide

Figura 3: Trozo de Vesta. Este meteorito (roca que cayó del espacio) ha sido identificado como un fragmento volcánico de la corteza del asteroide Vesta. (crédito: modificación del trabajo de R. Kempton (Servicios Meteorológicos de Nueva Inglaterra))

Vesta es uno de los asteroides más interesantes. Orbita alrededor del Sol con un semieje mayor de 2,4 UA en la parte interior del cinturón de asteroides. Su reflectividad relativamente alta de casi el 30% lo convierte en el asteroide más brillante, tan brillante que en realidad es visible a simple vista si sabes dónde mirar. Pero su verdadero reclamo a la fama es que su superficie está cubierta de basalto, lo que indica que Vesta es un objeto diferenciado que una vez debió haber sido volcánicamente activo, a pesar de su pequeño tamaño (unos 500 kilómetros de diámetro).

Meteoritos de la superficie de Vesta (Figura 3), identificados comparando sus espectros con los del propio Vesta, han aterrizado en la Tierra y están disponibles para su estudio directo en el laboratorio. Por lo tanto, sabemos mucho sobre este asteroide. La edad de los flujos de lava de los que derivan estos meteoritos se ha medido en 4,4 a 4.5 mil millones de años, muy poco después de la formación del sistema solar. Esta edad es consistente con lo que podríamos esperar de los volcanes en Vesta; cualquier proceso que calentara un objeto tan pequeño probablemente fuera intenso y de corta duración. En 2016, un meteorito cayó en Turquía que podría identificarse con un flujo de lava en particular, según lo revelado por la nave espacial Dawn en órbita.

Asteroides De cerca

En el camino hacia su encuentro de 1995 con Júpiter, la nave espacial Galileo fue apuntada para volar cerca de dos asteroides de tipo S del cinturón principal llamados Gaspra e Ida. La cámara Galileo reveló tanto la longitud como la irregularidad (que se asemeja a una patata rebozada), como corresponde a los fragmentos de una colisión catastrófica (Figura 4).

Figura 4: Mathilde, Gaspra e Ida. Los tres primeros asteroides fotografiados de vuelos de naves espaciales, impresos a la misma escala. Gaspra e Ida son de tipo S y fueron investigadas por la nave espacial Galileo; Mathilde es de tipo C y fue un objetivo de sobrevuelo para la nave espacial NEAR-Shoemaker. (crédito: modificación de obra por Proyecto NEAR, Proyecto Galileo, NASA)

Las imágenes detalladas nos permitieron contar los cráteres de Gaspra e Ida, y estimar el tiempo que sus superficies han estado expuestas a colisiones. Los científicos de Galileo concluyeron que estos asteroides tienen solo unos 200 millones de años (es decir, las colisiones que los formaron tuvieron lugar hace unos 200 millones de años). Los cálculos sugieren que un asteroide del tamaño de Gaspra o Ida puede esperar otra colisión catastrófica en algún momento en los próximos mil millones de años, momento en el que se interrumpirá para formar otra generación de fragmentos aún más pequeños.

La mayor sorpresa del sobrevuelo de Ida por Galileo fue el descubrimiento de una luna (que entonces se llamaba Dactyl), en órbita alrededor del asteroide (Figura 5). Aunque solo 1.5 kilómetros de diámetro, más pequeño que muchos campus universitarios, Dactyl proporciona a los científicos algo que de otra manera está más allá de su alcance: una medición de la masa y la densidad de Ida utilizando las leyes de Kepler. La distancia de la luna de unos 100 kilómetros y su período orbital de unas 24 horas indican que Ida tiene una densidad de aproximadamente 2,5 g / cm3, que coincide con la densidad de las rocas primitivas. Posteriormente, tanto los grandes telescopios de luz visible como los radares planetarios de alta potencia han descubierto muchas otras lunas de asteroides, de modo que ahora podemos acumular datos valiosos sobre masas y densidades de asteroides.

Figura 5: Ida y Dactyl. El asteroide Ida y su diminuta luna Dáctilo (el pequeño cuerpo a su derecha), fueron fotografiados por la nave espacial Galileo en 1993. Ida de forma irregular tiene 56 kilómetros en su dimensión más larga, mientras que Dactyl tiene aproximadamente 1,5 kilómetros de diámetro. Los colores se han intensificado en esta imagen; para el ojo, todos los asteroides se ven básicamente grises. (crédito: modificación del trabajo de NASA/JPL)

Por cierto, Fobos y Deimos, las dos pequeñas lunas de Marte, son probablemente asteroides capturados (Figura 6). Fueron estudiados por primera vez a corta distancia por los orbitadores Viking en 1977 y más tarde por Mars Global Surveyor. Ambos son irregulares, algo alargados y muy creados, pareciéndose a otros asteroides más pequeños. Sus dimensiones más grandes son de unos 26 kilómetros y 16 kilómetros, respectivamente. Las pequeñas lunas exteriores de Júpiter y Saturno probablemente también fueron capturadas de asteroides que pasaban, quizás al principio de la historia del sistema solar.

Figura 6: Lunas de Marte. Las dos pequeñas lunas de Marte, (a) Fobos y (b) Deimos, fueron descubiertas en 1877 por el astrónomo estadounidense Asaph Hall. Sus materiales de superficie son similares a muchos de los asteroides del cinturón exterior de asteroides, lo que lleva a los astrónomos a creer que las dos lunas pueden ser asteroides capturados. (crédito a: modificación del trabajo de la NASA; crédito b: modificación del trabajo de la NASA/JPL-Caltech/Universidad de Arizona)

A partir de la década de 1990, las naves espaciales han proporcionado una mirada cercana a varios asteroides más. La nave espacial Near Earth Asteroid Rendezvous (CERCANA a la Tierra) entró en órbita alrededor del asteroide de tipo S Eros, convirtiéndose en una luna temporal de este asteroide. En su camino a Eros, la nave espacial CERCANA recibió el nombre del geólogo planetario Eugene Shoemaker, un pionero en nuestra comprensión de los cráteres y los impactos.

Durante un año, la nave espacial NEAR-Shoemaker orbitó el pequeño asteroide a varias altitudes, midiendo su composición superficial e interior, así como cartografiando Eros desde todos los lados (Figura 7). Los datos mostraron que Eros está hecho de algunos de los materiales químicamente más primitivos del sistema solar. Varios otros asteroides han sido revelados como hechos de escombros sueltos, pero no Eros. Su densidad uniforme (casi la misma que la de la corteza terrestre) y extensas ranuras y crestas a escala global muestran que es una roca agrietada pero sólida.

Figura 7: Mirando hacia el Polo Norte de Eros. Esta vista se construyó a partir de seis imágenes del asteroide tomadas a una altitud de 200 kilómetros. El gran cráter en la parte superior ha sido nombrado Psique (en honor a la doncella que fue amante de Eros en la mitología clásica) y tiene unos 5,3 kilómetros de ancho. Una región en forma de silla de montar se puede ver directamente debajo de ella. Cráteres de diferentes tamaños son visibles. (crédito: modificación del trabajo de NASA/JHUPL)

Eros tiene una buena cantidad de material de superficie suelta que parece haberse deslizado hacia elevaciones más bajas. En algunos lugares, la capa de escombros de la superficie tiene 100 metros de profundidad. La parte superior de la tierra suelta está salpicada de rocas dispersas y medio enterradas. Hay tantos de estos cantos rodados que son más numerosos que los cráteres. Por supuesto, con la gravedad tan baja en este pequeño mundo, un astronauta visitante encontraría rocas sueltas rodando hacia ella bastante lentamente y podría saltar lo suficientemente alto como para evitar ser golpeado por uno. Aunque la nave espacial NEAR-Shoemaker no fue construida como un módulo de aterrizaje, al final de su misión orbital en 2000, se le permitió caer suavemente a la superficie, donde continuó su análisis químico durante otra semana.

En 2003, la misión Hayabusa 1 de Japón no solo visitó un pequeño asteroide, sino que también trajo muestras para estudiarlas en laboratorios de la Tierra. El asteroide objetivo de tipo S, Itokawa (mostrado en la Figura 8), es mucho más pequeño que Eros, con solo unos 500 metros de largo. Este asteroide es alargado y parece ser el resultado de la colisión de dos asteroides separados hace mucho tiempo. Casi no hay cráteres de impacto, sino una abundancia de rocas (como una pila de escombros) en la superficie.

La nave espacial Hayabusa no fue diseñada para aterrizar, sino para tocar la superficie el tiempo suficiente para recoger una pequeña muestra. Esta difícil maniobra fracasó en su primer intento, con la nave volviéndose de lado brevemente. Finalmente, los controladores tuvieron éxito en recoger algunos granos de material de superficie y transferirlos a la cápsula de retorno.

Figura 9: Retorno de Hayabusa. Esta dramática imagen muestra la sonda Hayabusa rompiéndose al reingresar. La cápsula de retorno, que se separó de la nave espacial principal y se lanzó en paracaídas a la superficie, brilla en la parte inferior derecha. (crédito: modificación del trabajo de la NASA Ames/Jesse Carpenter/Greg Merkes)

La reentrada de 2010 en la atmósfera de la Tierra sobre Australia fue espectacular (Figura 9), con una ruptura ardiente de la nave espacial, mientras que una pequeña cápsula de regreso se lanzó con éxito en paracaídas a la superficie. Meses de cuidadosa extracción y estudio de más de mil pequeñas partículas de polvo confirmaron que la superficie de Itokawa tenía una composición similar a una conocida clase de meteoritos primitivos. Estimamos que los granos de polvo recogidos por Hayabusa habían estado expuestos en la superficie del asteroide durante unos 8 millones de años.

La misión espacial de asteroides más ambiciosa (llamada Dawn) ha visitado los dos asteroides más grandes del cinturón principal, Ceres y Vesta, orbitando cada uno durante aproximadamente un año (Figura 10). Sus grandes tamaños (diámetros de aproximadamente 1000 y 500 kilómetros, respectivamente) los hacen apropiados para la comparación con los planetas y las lunas grandes. Ambos resultaron tener muchos cráteres, lo que implica que sus superficies son viejas. En Vesta, hemos localizado los grandes cráteres de impacto que expulsaron los meteoritos basálticos identificados previamente como procedentes de este asteroide. Estos cráteres son tan grandes que muestrean varias capas de material de la corteza de Vesta.

Figura 10: Vesta y Ceres. La nave espacial Dawn de la NASA tomó estas imágenes de los grandes asteroides (a) Vesta y (b) Ceres. (a) Tenga en cuenta que Vesta no es redondo, como lo es Ceres (que se considera un planeta enano). Una montaña que duplica la altura del monte. El Everest en la Tierra es visible en la parte inferior de la imagen de Vesta. (b) La imagen de Ceres tiene sus colores exagerados para resaltar diferencias en la composición. Se puede ver una característica blanca en el cráter Occator cerca del centro de la imagen. (crédito a, b: modificación del trabajo de NASA / JPL-Caltech/UCLA/MPS/DLR/IDA)

Ceres no ha tenido una historia comparable de impactos gigantes, por lo que su superficie está cubierta de cráteres que se parecen más a los de las tierras altas lunares. La gran sorpresa en Ceres es la presencia de manchas blancas muy brillantes, asociadas principalmente con los picos centrales de grandes cráteres (Figura 11). El mineral de color claro es algún tipo de sal, ya sea producida cuando se formaron estos cráteres o posteriormente liberada desde el interior.

Figura 11: Manchas blancas en un Cráter más Grande en Ceres. Estas características brillantes parecen ser depósitos de sal en un cráter de Ceres llamado Occator, que tiene 92 kilómetros de diámetro. (crédito: modificación del trabajo de NASA / JPL-Caltech / UCLA/MPS/DLR / IDA)

Glosario

asteroide: un objeto pedregoso o metálico que orbita alrededor del Sol y que es más pequeño que un planeta mayor, pero que no muestra evidencia de una atmósfera u otro tipo de actividad asociada con cometas

cinturón de asteroides: la región del sistema solar entre las órbitas de Marte y Júpiter en la que se encuentran la mayoría de los asteroides; el cinturón principal, donde las órbitas son generalmente las más estables, se extiende de 2,2 a 3,3 UA desde el Sol