Asteroide

Un asteroide es un planeta menor —un objeto que no es ni un planeta verdadero ni un cometa identificado— que orbita dentro del Sistema Solar interior . Son cuerpos rocosos, metálicos o helados sin atmósfera, clasificados como de tipo C ( carbonosos ), de tipo M ( metálicos ) o de tipo S ( silíceos ). El tamaño y la forma de los asteroides varían significativamente, desde pequeños montones de escombros de menos de un kilómetro de diámetro y más grandes que los meteoroides , hasta Ceres , un planeta enano de casi 1000 km de diámetro. Un cuerpo se clasifica como cometa, no asteroide, si muestra una coma (cola) cuando se calienta por la radiación solar, aunque observaciones recientes sugieren un continuo entre estos tipos de cuerpos. ^{[1] [2]}

De los aproximadamente un millón de asteroides conocidos, ^[3] la mayor parte se encuentra entre las órbitas de Marte y Júpiter , aproximadamente a 2 a 4 UA del Sol, en una región conocida como el cinturón principal de asteroides . La masa total de todos los asteroides combinados es solo el 3% de la de la Luna de la Tierra . La mayoría de los asteroides del cinturón principal siguen órbitas estables ligeramente elípticas, girando en la misma dirección que la Tierra y tardando entre tres y seis años en completar un circuito completo alrededor del Sol. ^[4]

Históricamente, los asteroides se han observado desde la Tierra. La primera observación de cerca de un asteroide fue realizada por la nave espacial Galileo . Posteriormente, la NASA y la JAXA lanzaron varias misiones dedicadas a los asteroides , con planes para otras misiones en curso. La NEAR Shoemaker de la NASA estudió Eros , y Dawn observó Vesta y Ceres . Las misiones Hayabusa y Hayabusa2 de la JAXA estudiaron y trajeron muestras de Itokawa y Ryugu , respectivamente. OSIRIS-REx estudió Bennu , recogiendo una muestra en 2020 que fue devuelta a la Tierra en 2023. Lucy de la NASA , lanzada en 2021, tiene la tarea de estudiar diez asteroides diferentes, dos del cinturón principal y ocho troyanos de Júpiter . Psyche , lanzada en octubre de 2023, tiene como objetivo estudiar el asteroide metálico Psyche .

Los asteroides cercanos a la Tierra tienen el potencial de tener consecuencias catastróficas si chocan con ella, siendo un ejemplo notable el impacto de Chicxulub , que se cree que provocó la extinción masiva del Cretácico-Paleógeno . Como experimento para hacer frente a este peligro, en septiembre de 2022 la nave espacial Double Asteroid Redirection Test alteró con éxito la órbita del asteroide no amenazante Dimorphos al estrellarse contra él.

En 2006, la Unión Astronómica Internacional (UAI) introdujo el término amplio actualmente preferido de cuerpo pequeño del Sistema Solar , definido como un objeto en el Sistema Solar que no es ni un planeta , ni un planeta enano , ni un satélite natural ; esto incluye asteroides, cometas y clases descubiertas más recientemente. ^[5] Según la UAI, "el término 'planeta menor' todavía puede usarse, pero en general, se preferirá 'cuerpo pequeño del Sistema Solar'". ^[6]

Históricamente, el primer asteroide descubierto, Ceres , fue considerado en un principio un nuevo planeta. ^[a] Fue seguido por el descubrimiento de otros cuerpos similares, que con el equipo de la época parecían ser puntos de luz como estrellas, mostrando poco o ningún disco planetario, aunque fácilmente distinguibles de las estrellas debido a sus movimientos aparentes. Esto impulsó al astrónomo Sir William Herschel a proponer el término asteroide , ^[b] acuñado en griego como ἀστεροειδής, o asteroeidēs , que significa 'similar a una estrella, con forma de estrella', y derivado del griego antiguo ἀστήρ astēr 'estrella, planeta'. A principios de la segunda mitad del siglo XIX, los términos asteroide y planeta (no siempre calificados como "menores") todavía se usaban indistintamente. ^[c]

Tradicionalmente, los cuerpos pequeños que orbitan alrededor del Sol se clasificaban como cometas , asteroides o meteoroides , y cualquier cosa de menos de un metro de diámetro se llamaba meteoroide. El término asteroide, nunca se definió oficialmente, ^[11] pero puede usarse informalmente para significar "un cuerpo rocoso de forma irregular que orbita alrededor del Sol que no califica como un planeta o un planeta enano según las definiciones de la UAI". ^[12] La principal diferencia entre un asteroide y un cometa es que un cometa muestra una coma (cola) debido a la sublimación de sus hielos cercanos a la superficie por la radiación solar. Algunos objetos fueron clasificados primero como planetas menores, pero luego mostraron evidencia de actividad cometaria. Por el contrario, algunos cometas (quizás todos) finalmente se quedan sin sus hielos volátiles superficiales y se vuelven similares a asteroides. Otra distinción es que los cometas suelen tener órbitas más excéntricas que la mayoría de los asteroides; los asteroides altamente excéntricos son probablemente cometas inactivos o extintos. ^[13]

Los planetas menores más allá de la órbita de Júpiter a veces también se denominan "asteroides", especialmente en presentaciones populares. ^[d] Sin embargo, cada vez es más común que el término asteroide se restrinja a los planetas menores del Sistema Solar interior. ^[15] Por lo tanto, este artículo se restringirá en su mayor parte a los asteroides clásicos: objetos del cinturón de asteroides , troyanos de Júpiter y objetos cercanos a la Tierra .

Durante casi dos siglos después del descubrimiento de Ceres en 1801, todos los asteroides conocidos pasaron la mayor parte de su tiempo en o dentro de la órbita de Júpiter, aunque algunos, como 944 Hidalgo , se aventuraron más lejos durante parte de su órbita. A partir de 1977 con 2060 Chiron , los astrónomos descubrieron pequeños cuerpos que residían permanentemente más allá de Júpiter, ahora llamados centauros . En 1992, se descubrió 15760 Albion , el primer objeto más allá de la órbita de Neptuno (aparte de Plutón ); pronto se observaron grandes cantidades de objetos similares, ahora llamados objeto transneptuniano . Más lejos están los objetos del cinturón de Kuiper , los objetos de disco disperso y la mucho más distante nube de Oort , que se supone que es el principal reservorio de cometas inactivos. Habitan en los confines fríos del Sistema Solar donde los hielos permanecen sólidos y los cuerpos similares a los cometas exhiben poca actividad cometaria; Si los centauros o los objetos transneptunianos se acercaran al Sol, sus hielos volátiles se sublimarían y los enfoques tradicionales los clasificarían como cometas.

Los cuerpos del cinturón de Kuiper se denominan "objetos" en parte para evitar la necesidad de clasificarlos como asteroides o cometas. ^[15] Se cree que tienen una composición predominantemente similar a la de los cometas, aunque algunos pueden ser más parecidos a los asteroides. ^[16] La mayoría no tiene las órbitas altamente excéntricas asociadas con los cometas, y los descubiertos hasta ahora son más grandes que los núcleos de cometas tradicionales . Otras observaciones recientes, como el análisis del polvo cometario recogido por la sonda Stardust , están desdibujando cada vez más la distinción entre cometas y asteroides, ^[1] lo que sugiere "un continuo entre asteroides y cometas" en lugar de una línea divisoria nítida. ^[2]

En 2006, la UAI creó la clase de planetas enanos para los planetas menores más grandes, aquellos que tienen la masa suficiente para volverse elipsoidales por su propia gravedad. Solo el objeto más grande del cinturón de asteroides ha sido incluido en esta categoría: Ceres , de unos 975 km (606 mi) de diámetro. ^{[17] [18]}

A pesar de su gran número, los asteroides son un descubrimiento relativamente reciente, ya que el primero, Ceres, se identificó recién en 1801. ^[19] Solo un asteroide, 4 Vesta , que tiene una superficie relativamente reflectante , normalmente es visible a simple vista en cielos oscuros cuando está en una posición favorable. En raras ocasiones, los asteroides pequeños que pasan cerca de la Tierra pueden ser visibles brevemente a simple vista. ^[20] En abril de 2022 ^[actualizar], el Minor Planet Center tenía datos sobre 1.199.224 planetas menores en el Sistema Solar interior y exterior, de los cuales alrededor de 614.690 tenían suficiente información para recibir designaciones numeradas. ^[21]

En 1772, el astrónomo alemán Johann Elert Bode , citando a Johann Daniel Titius , publicó una procesión numérica conocida como la ley de Titius-Bode (ahora desacreditada). A excepción de una brecha inexplicable entre Marte y Júpiter, la fórmula de Bode parecía predecir las órbitas de los planetas conocidos. ^{[22] [23]} Escribió la siguiente explicación para la existencia de un "planeta perdido":

Este último punto parece deducirse, en particular, de la asombrosa relación que guardan los seis planetas conocidos en sus distancias al Sol. Supongamos que la distancia del Sol a Saturno es de 100, entonces Mercurio está separado del Sol por 4 partes de ese mismo número. Venus está a 4 + 3 = 7. La Tierra a 4 + 6 = 10. Marte a 4 + 12 = 16. Ahora viene una brecha en esta progresión tan ordenada. Después de Marte sigue un espacio de 4 + 24 = 28 partes, en el que todavía no se ha visto ningún planeta. ¿Puede uno creer que el Fundador del universo haya dejado este espacio vacío? Ciertamente no. De aquí llegamos a la distancia de Júpiter de 4 + 48 = 52 partes, y finalmente a la de Saturno de 4 + 96 = 100 partes. ^[24]

La fórmula de Bode predijo que se encontraría otro planeta con un radio orbital cercano a 2,8 unidades astronómicas (UA), o 420 millones de kilómetros, del Sol. ^[23] La ley de Titius-Bode recibió un impulso con el descubrimiento de William Herschel de Urano cerca de la distancia predicha para un planeta más allá de Saturno . ^[22] En 1800, un grupo encabezado por Franz Xaver von Zach , editor de la revista astronómica alemana Monatliche Correspondenz (Correspondencia mensual), envió solicitudes a 24 astrónomos experimentados (a quienes denominó la " policía celestial "), ^[23] pidiendo que combinaran sus esfuerzos y comenzaran una búsqueda metódica del planeta esperado. ^[23] Aunque no descubrieron Ceres, más tarde encontraron los asteroides 2 Pallas , 3 Juno y 4 Vesta . ^[23]

Uno de los astrónomos seleccionados para la búsqueda fue Giuseppe Piazzi , un sacerdote católico de la Academia de Palermo, Sicilia. Antes de recibir su invitación para unirse al grupo, Piazzi descubrió Ceres el 1 de enero de 1801. ^[25] Estaba buscando "la 87.ª [estrella] del Catálogo de las estrellas zodiacales del señor La Caille ", ^[22] pero descubrió que "estaba precedida por otra". ^[22] En lugar de una estrella, Piazzi había encontrado un objeto en movimiento parecido a una estrella, que primero pensó que era un cometa: ^[26]

La luz era un poco tenue y del color de Júpiter , pero similar a muchas otras que generalmente se consideran de octava magnitud . Por lo tanto, no tenía ninguna duda de que fuera otra que una estrella fija. [...] La tarde del día tres, mi sospecha se convirtió en certeza, al estar seguro de que no era una estrella fija. Sin embargo, antes de darlo a conocer, esperé hasta la tarde del día cuatro, cuando tuve la satisfacción de ver que se había movido al mismo ritmo que los días anteriores. ^[22]

Piazzi observó Ceres un total de 24 veces, la última vez el 11 de febrero de 1801, cuando una enfermedad interrumpió su trabajo. Anunció su descubrimiento el 24 de enero de 1801 en cartas dirigidas únicamente a dos colegas astrónomos, su compatriota Barnaba Oriani de Milán y Bode en Berlín. ^[19] Lo informó como un cometa, pero "como su movimiento es tan lento y bastante uniforme, se me ha ocurrido varias veces que podría ser algo mejor que un cometa". ^[22] En abril, Piazzi envió sus observaciones completas a Oriani, Bode y al astrónomo francés Jérôme Lalande . La información se publicó en la edición de septiembre de 1801 de Monatliche Correspondenz . ^[26]

Para entonces, la posición aparente de Ceres había cambiado (debido principalmente al movimiento de la Tierra alrededor del Sol), y estaba demasiado cerca del resplandor del Sol para que otros astrónomos confirmaran las observaciones de Piazzi. Hacia finales de año, Ceres debería haber sido visible de nuevo, pero después de tanto tiempo era difícil predecir su posición exacta. Para recuperar a Ceres, el matemático Carl Friedrich Gauss , que entonces tenía 24 años, desarrolló un método eficiente de determinación de la órbita . ^[26] En unas pocas semanas, predijo la trayectoria de Ceres y envió sus resultados a von Zach. El 31 de diciembre de 1801, von Zach y su compañero policía celestial Heinrich WM Olbers encontraron a Ceres cerca de la posición predicha y así lo recuperaron. ^[26] A 2,8 UA del Sol, Ceres parecía ajustarse a la ley de Titius-Bode casi a la perfección; Sin embargo, Neptuno, descubierto en 1846, estaba 8 UA más cerca de lo previsto, lo que llevó a la mayoría de los astrónomos a concluir que la ley era una coincidencia. ^[27] Piazzi nombró al objeto recién descubierto Ceres Ferdinandea, "en honor a la diosa patrona de Sicilia y del rey Fernando de Borbón ". ^[24]

El grupo de von Zach descubrió otros tres asteroides ( 2 Pallas , 3 Juno y 4 Vesta ) en los siguientes años, y Vesta fue descubierto en 1807. ^[23] No se descubrieron nuevos asteroides hasta 1845. El astrónomo aficionado Karl Ludwig Hencke comenzó sus búsquedas de nuevos asteroides en 1830 y quince años después, mientras buscaba a Vesta, encontró el asteroide que más tarde se llamaría 5 Astraea . Fue el primer descubrimiento de un nuevo asteroide en 38 años. Carl Friedrich Gauss recibió el honor de nombrar el asteroide. Después de esto, se unieron otros astrónomos; Se encontraron 15 asteroides a finales de 1851. En 1868, cuando James Craig Watson descubrió el asteroide número 100, la Academia Francesa de Ciencias grabó los rostros de Karl Theodor Robert Luther , John Russell Hind y Hermann Goldschmidt , los tres cazadores de asteroides más exitosos en ese momento, en un medallón conmemorativo que marcaba el evento. ^[28]

En 1891, Max Wolf fue pionero en el uso de la astrofotografía para detectar asteroides, que aparecían como rayas cortas en placas fotográficas de larga exposición. ^[28] Esto aumentó drásticamente la tasa de detección en comparación con los métodos visuales anteriores: Wolf solo descubrió 248 asteroides, comenzando con 323 Brucia , ^[29] mientras que hasta ese momento solo se habían descubierto un poco más de 300. Se sabía que había muchos más, pero la mayoría de los astrónomos no se molestaron en examinarlos, algunos los llamaban "alimañas de los cielos", ^[30] una frase atribuida de diversas formas a Eduard Suess ^[31] y Edmund Weiss . ^[32] Incluso un siglo después, solo se identificaron, numeraron y nombraron unos pocos miles de asteroides.

En el pasado, los asteroides se descubrían mediante un proceso de cuatro pasos. Primero, se fotografiaba una región del cielo con un telescopio de campo amplio o un astrógrafo . Se tomaban pares de fotografías, normalmente con una hora de diferencia. Se podían tomar varios pares a lo largo de una serie de días. En segundo lugar, se observaban las dos películas o placas de la misma región con un estereoscopio . Un cuerpo en órbita alrededor del Sol se movería ligeramente entre el par de películas. Bajo el estereoscopio, la imagen del cuerpo parecería flotar ligeramente por encima del fondo de estrellas. En tercer lugar, una vez identificado un cuerpo en movimiento, se mediría su ubicación con precisión utilizando un microscopio digitalizador. La ubicación se mediría en relación con las ubicaciones de las estrellas conocidas. ^[33]

Estos tres primeros pasos no constituyen el descubrimiento de un asteroide: el observador sólo ha encontrado una aparición, que recibe una designación provisional , compuesta por el año del descubrimiento, una letra que representa el medio mes del descubrimiento y, finalmente, una letra y un número que indican el número secuencial del descubrimiento (ejemplo: 1998 FJ ₇₄ ). El último paso es enviar las ubicaciones y la hora de las observaciones al Minor Planet Center , donde los programas informáticos determinan si una aparición une a apariciones anteriores en una única órbita. Si es así, el objeto recibe un número de catálogo y el observador de la primera aparición con una órbita calculada es declarado descubridor, y se le concede el honor de nombrar el objeto sujeto a la aprobación de la Unión Astronómica Internacional . ^[34]

En 1851, la Royal Astronomical Society decidió que los asteroides se estaban descubriendo a un ritmo tan rápido que se necesitaba un sistema diferente para categorizarlos o nombrarlos. En 1852, cuando de Gasparis descubrió el vigésimo asteroide, Benjamin Valz le dio un nombre y un número que designaba su rango entre los asteroides descubiertos, 20 Massalia . A veces se descubrían asteroides y no se volvían a ver. Por lo tanto, a partir de 1892, los asteroides nuevos se enumeraron por año y una letra mayúscula que indicaba el orden en que se calculó y registró la órbita del asteroide dentro de ese año específico. Por ejemplo, los dos primeros asteroides descubiertos en 1892 se etiquetaron como 1892A y 1892B. Sin embargo, no había suficientes letras en el alfabeto para todos los asteroides descubiertos en 1893, por lo que 1893Z fue seguido por 1893AA. Se probaron varias variaciones de estos métodos, incluidas designaciones que incluían el año más una letra griega en 1914. En 1925 se estableció un sistema de numeración cronológico simple. ^{[28] [35]}

En la actualidad, todos los asteroides recién descubiertos reciben una designación provisional (como 2002 AT 4 ) que consiste en el año del descubrimiento y un código alfanumérico que indica el medio mes del descubrimiento y la secuencia dentro de ese medio mes. Una vez que se ha confirmado la órbita de un asteroide, se le da un número, y más tarde también se le puede dar un nombre (por ejemplo, 433 Eros ). La convención de nomenclatura formal utiliza paréntesis alrededor del número (por ejemplo, (433) Eros), pero omitir los paréntesis es bastante común. De manera informal, también es común omitir el número por completo, o eliminarlo después de la primera mención cuando un nombre se repite en un texto continuo. ^[36] Además, el descubridor del asteroide puede proponer nombres, dentro de las pautas establecidas por la Unión Astronómica Internacional. ^[37]

A los primeros asteroides que se descubrieron se les asignaron símbolos icónicos como los que se utilizan tradicionalmente para designar a los planetas. En 1852, había dos docenas de símbolos de asteroides, que a menudo se presentaban en múltiples variantes. ^[38]

En 1851, después de que se descubriera el decimoquinto asteroide, Eunomia , Johann Franz Encke realizó un cambio importante en la próxima edición de 1854 del Berliner Astronomisches Jahrbuch (BAJ, Anuario Astronómico de Berlín ). Introdujo un disco (círculo), un símbolo tradicional para una estrella, como el símbolo genérico de un asteroide. Luego, el círculo se numeró en orden de descubrimiento para indicar un asteroide específico. La convención del círculo numerado fue adoptada rápidamente por los astrónomos, y el siguiente asteroide en ser descubierto ( 16 Psyche , en 1852) fue el primero en ser designado de esa manera en el momento de su descubrimiento. Sin embargo, a Psyche también se le dio un símbolo icónico, al igual que a algunos otros asteroides descubiertos en los siguientes años. 20 Massalia fue el primer asteroide al que no se le asignó un símbolo icónico, y no se crearon símbolos icónicos después del descubrimiento de 37 Fides en 1855. ^{[e] [39]}

Muchos asteroides son los restos destrozados de planetesimales , cuerpos dentro de la nebulosa solar del joven Sol que nunca crecieron lo suficiente como para convertirse en planetas . ^[40] Se cree que los planetesimales en el cinturón de asteroides evolucionaron de manera muy similar al resto de objetos en la nebulosa solar hasta que Júpiter se acercó a su masa actual, momento en el que la excitación de las resonancias orbitales con Júpiter expulsó más del 99% de los planetesimales en el cinturón. Las simulaciones y una discontinuidad en la velocidad de giro y las propiedades espectrales sugieren que los asteroides de más de aproximadamente 120 km (75 mi) de diámetro se acretaron durante esa era temprana, mientras que los cuerpos más pequeños son fragmentos de colisiones entre asteroides durante o después de la disrupción joviana. ^[41] Ceres y Vesta crecieron lo suficiente como para fundirse y diferenciarse , con elementos metálicos pesados ​​hundiéndose hasta el núcleo, dejando minerales rocosos en la corteza. ^[42]

En el modelo de Niza , muchos objetos del cinturón de Kuiper están capturados en el cinturón de asteroides exterior, a distancias superiores a 2,6 UA. La mayoría fueron expulsados ​​posteriormente por Júpiter, pero los que quedaron pueden ser asteroides de tipo D , y posiblemente incluyan a Ceres. ^[43]

Se han descubierto varios grupos dinámicos de asteroides orbitando en el interior del Sistema Solar. Sus órbitas se ven perturbadas por la gravedad de otros cuerpos del Sistema Solar y por el efecto Yarkovsky . Entre las poblaciones más importantes se encuentran:

La mayoría de los asteroides conocidos orbitan dentro del cinturón de asteroides entre las órbitas de Marte y Júpiter , generalmente en órbitas de excentricidad relativamente baja (es decir, no muy alargadas). Se estima que este cinturón contiene entre 1,1 y 1,9 millones de asteroides mayores de 1 km (0,6 mi) de diámetro, ^[44] y millones de asteroides más pequeños. Estos asteroides pueden ser restos del disco protoplanetario , y en esta región la acreción de planetesimales en planetas durante el período formativo del Sistema Solar fue impedida por grandes perturbaciones gravitacionales de Júpiter .

Contrariamente a la imagen popular, el cinturón de asteroides está prácticamente vacío. Los asteroides están repartidos en un volumen tan grande que alcanzar uno sin apuntar con cuidado sería improbable. No obstante, actualmente se conocen cientos de miles de asteroides, y el número total oscila entre millones o más, dependiendo del límite inferior de tamaño. Se sabe que más de 200 asteroides tienen más de 100 km ^[45] , 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 ^[46] . Las magnitudes absolutas de la mayoría de los asteroides conocidos están entre 11 y 19, con una mediana de alrededor de 16 ^[47].

Se estima que la masa total del cinturón de asteroides es2,39 × 10 ²¹ kg, que es solo el 3% de la masa de la Luna; la masa del Cinturón de Kuiper y el Disco Disperso es más de 100 veces mayor. ^[48] Los cuatro objetos más grandes, Ceres, Vesta, Palas e Higía, representan quizás el 62% de la masa total del cinturón, y el 39% corresponde solo a Ceres.

Los troyanos son poblaciones que comparten una órbita con un planeta o una luna más grande, pero no chocan con él porque orbitan en uno de los dos puntos de estabilidad lagrangianos, L ₄ y L ₅ , que se encuentran 60° por delante y por detrás del cuerpo más grande.

En el Sistema Solar, la mayoría de los troyanos conocidos comparten la órbita de Júpiter . Se dividen en el campamento griego en L ₄ (por delante de Júpiter) y el campamento troyano en L ₅ (por detrás de Júpiter). Se cree que existen más de un millón de troyanos de Júpiter de más de un kilómetro, ^[49] de los cuales más de 7.000 están catalogados actualmente. En otras órbitas planetarias, hasta la fecha solo se han encontrado nueve troyanos de Marte , 28 troyanos de Neptuno , dos troyanos de Urano y dos troyanos de la Tierra . También se conoce un troyano temporal de Venus . Las simulaciones de estabilidad de dinámica orbital numérica indican que Saturno y Urano probablemente no tienen ningún troyano primordial. ^[50]

Los asteroides cercanos a la Tierra, o NEA, son asteroides que tienen órbitas que pasan cerca de la de la Tierra. Los asteroides que realmente cruzan la trayectoria orbital de la Tierra se conocen como Earth-crossers . En abril de 2022 ^[actualizar], se conocían un total de 28.772 asteroides cercanos a la Tierra; 878 tienen un diámetro de un kilómetro o más. ^[51]

Un pequeño número de NEA son cometas extintos que han perdido sus materiales volátiles superficiales, aunque tener una cola débil o intermitente similar a la de un cometa no necesariamente resulta en una clasificación como un cometa cercano a la Tierra, lo que hace que los límites sean algo difusos. El resto de los asteroides cercanos a la Tierra son expulsados ​​del cinturón de asteroides por interacciones gravitacionales con Júpiter . ^{[52] [53]}

Muchos asteroides tienen satélites naturales ( lunas de planetas menores ). En octubre de 2021 ^[actualizar], se sabía que 85 NEA tenían al menos una luna, incluidos tres que tenían dos lunas. ^[54] El asteroide 3122 Florence , uno de los asteroides potencialmente peligrosos más grandes con un diámetro de 4,5 km (2,8 mi), tiene dos lunas que miden entre 100 y 300 m (330 y 980 pies) de ancho, que fueron descubiertas por imágenes de radar durante la aproximación del asteroide a la Tierra en 2017. ^[55]

Los asteroides cercanos a la Tierra se dividen en grupos según su semieje mayor (a), distancia del perihelio (q) y distancia del afelio (Q): ^{[56] [52]}

• Los Atiras o Apoheles tienen órbitas estrictamente dentro de la órbita de la Tierra: la distancia del afelio (Q) de un asteroide Atira es menor que la distancia del perihelio de la Tierra (0,983 UA). Es decir, Q < 0,983 UA , lo que implica que el semieje mayor del asteroide también es menor que 0,983 UA. ^[57]
• Los Atens tienen un semieje mayor de menos de 1 UA y cruzan la órbita de la Tierra. Matemáticamente, a < 1,0 UA y Q > 0,983 UA . (0,983 UA es la distancia del perihelio de la Tierra).
• Las Apolo tienen un semieje mayor de más de 1 UA y cruzan la órbita de la Tierra. Matemáticamente, a > 1,0 UA y q < 1,017 UA . (1,017 UA es la distancia del afelio de la Tierra).
• Los asteroides Amor tienen órbitas estrictamente fuera de la órbita de la Tierra: la distancia del perihelio de un asteroide Amor (q) es mayor que la distancia del afelio de la Tierra (1,017 UA). Los asteroides Amor también son objetos cercanos a la Tierra, por lo que q < 1,3 UA . En resumen, 1,017 UA < q < 1,3 UA . (Esto implica que el semieje mayor del asteroide (a) también es mayor que 1,017 UA). Algunas órbitas del asteroide Amor cruzan la órbita de Marte.

No está claro si las lunas marcianas Fobos y Deimos son asteroides capturados o se formaron debido a un evento de impacto en Marte. ^[58] Fobos y Deimos tienen mucho en común con los asteroides carbonáceos de tipo C , con espectros , albedo y densidad muy similares a los de los asteroides de tipo C o D. ^[59] Con base en su similitud, una hipótesis es que ambas lunas pueden ser asteroides capturados del cinturón principal . ^{[60] [61]} Ambas lunas tienen órbitas muy circulares que se encuentran casi exactamente en el plano ecuatorial de Marte , y por lo tanto, un origen de captura requiere un mecanismo para circularizar la órbita inicialmente altamente excéntrica y ajustar su inclinación en el plano ecuatorial, muy probablemente por una combinación de arrastre atmosférico y fuerzas de marea , ^[62] aunque no está claro si hubo tiempo suficiente para que esto ocurriera en el caso de Deimos. ^[58] La captura también requiere disipación de energía. La atmósfera marciana actual es demasiado delgada para capturar un objeto del tamaño de Fobos mediante frenado atmosférico. ^[58] Geoffrey A. Landis ha señalado que la captura podría haber ocurrido si el cuerpo original fuera un asteroide binario que se separó bajo fuerzas de marea. ^{[61] [63]}

Fobos podría ser un objeto del Sistema Solar de segunda generación que se fusionó en órbita después de que se formara Marte, en lugar de formarse simultáneamente a partir de la misma nube de nacimiento que Marte. ^[64]

Otra hipótesis es que Marte estuvo rodeado alguna vez por muchos cuerpos del tamaño de Fobos y Deimos, tal vez expulsados ​​a su órbita por una colisión con un gran planetesimal . ^[65] La alta porosidad del interior de Fobos (basada en la densidad de 1,88 g/cm ³ , se estima que los huecos comprenden entre el 25 y el 35 por ciento del volumen de Fobos) es incompatible con un origen asteroidal. ^[66] Las observaciones de Fobos en el infrarrojo térmico sugieren una composición que contiene principalmente filosilicatos , que son bien conocidos en la superficie de Marte. Los espectros son distintos de los de todas las clases de meteoritos de condrita , lo que nuevamente apunta en dirección opuesta a un origen asteroidal. ^[67] Ambos conjuntos de hallazgos respaldan un origen de Fobos a partir de material expulsado por un impacto en Marte que se reacrecionó en la órbita marciana, ^[68] similar a la teoría predominante sobre el origen de la luna de la Tierra.

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Las masas de los asteroides más grandes del cinturón principal: 1 Ceres (azul), 4 Vesta , 2 Pallas , 10 Hygiea , 704 Interamnia , 15 Eunomia y el resto del cinturón principal (rosa). La unidad de masa es × 10¹⁸ kilos.

Los asteroides varían mucho en tamaño, desde casi1000 km para el más grande hasta rocas de solo 1 metro de diámetro, debajo de las cuales un objeto se clasifica como un meteoroide . ^[f] Los tres más grandes son muy similares a planetas en miniatura: son aproximadamente esféricos, tienen interiores al menos parcialmente diferenciados, ^[69] y se cree que son protoplanetas supervivientes . La gran mayoría, sin embargo, son mucho más pequeños y tienen forma irregular; se cree que son planetesimales maltratados o fragmentos de cuerpos más grandes.

El planeta enano Ceres es, con diferencia, el asteroide de mayor tamaño, con un diámetro de 940 km (580 mi). Los siguientes en tamaño son 4 Vesta y 2 Pallas , ambos con diámetros de poco más de 500 km (300 mi). Vesta es el más brillante de los cuatro asteroides del cinturón principal que, en ocasiones, pueden ser visibles a simple vista. ^[70] En algunas raras ocasiones, un asteroide cercano a la Tierra puede hacerse visible brevemente sin ayuda técnica; véase 99942 Apophis .

Se estima que la masa de todos los objetos del cinturón de asteroides , situado entre las órbitas de Marte y Júpiter , es(2394 ± 6) × 10 ¹⁸  kg , ≈ 3,25% de la masa de la Luna. De esta masa, Ceres comprende938 × 10 ¹⁸  kg , aproximadamente el 40% del total. Si añadimos los siguientes tres objetos más masivos, Vesta (11%), Palas (8,5%) e Higía (3-4%), esta cifra asciende a un poco más del 60%, mientras que los siguientes siete asteroides más masivos elevan el total al 70%. ^[48] La cantidad de asteroides aumenta rápidamente a medida que disminuyen sus masas individuales.

El número de asteroides disminuye notablemente a medida que aumenta el tamaño. Aunque la distribución del tamaño generalmente sigue una ley de potencia , hay "protuberancias" en aproximadamente5 km y100 km , donde se encuentran más asteroides de los que se esperan de una curva de este tipo. La mayoría de los asteroides mayores de aproximadamente 120 km de diámetro son primordiales (sobrevivientes de la época de acreción), mientras que la mayoría de los asteroides más pequeños son productos de la fragmentación de asteroides primordiales. La población primordial del cinturón principal era probablemente 200 veces mayor que la actual. ^{[71] [72]}

Los tres objetos más grandes del cinturón de asteroides, Ceres , Vesta y Pallas , son protoplanetas intactos que comparten muchas características comunes a los planetas y son atípicos en comparación con la mayoría de los asteroides de forma irregular. El cuarto asteroide más grande, Hygiea , parece casi esférico aunque puede tener un interior indiferenciado, ^[73] como la mayoría de los asteroides. Los cuatro asteroides más grandes constituyen la mitad de la masa del cinturón de asteroides.

Ceres es el único asteroide que parece tener una forma plástica bajo su propia gravedad y, por lo tanto, el único que es un planeta enano . ^[74] Tiene una magnitud absoluta mucho mayor que los otros asteroides, de alrededor de 3,32, ^[75] y puede poseer una capa superficial de hielo. ^[76] Al igual que los planetas, Ceres está diferenciado: tiene una corteza, un manto y un núcleo. ^[76] No se han encontrado meteoritos de Ceres en la Tierra. ^[77]

Vesta también tiene un interior diferenciado, aunque se formó dentro de la línea de escarcha del Sistema Solar , por lo que carece de agua; ^{[78] [79]} su composición es principalmente de roca basáltica con minerales como el olivino. ^[80] Aparte del gran cráter en su polo sur, Rheasilvia , Vesta también tiene una forma elipsoidal. Vesta es el cuerpo padre de la familia Vestian y otros asteroides de tipo V , y es la fuente de los meteoritos HED , que constituyen el 5% de todos los meteoritos de la Tierra.

Palas es inusual porque, al igual que Urano , gira de lado, con su eje de rotación inclinado en ángulos altos respecto de su plano orbital. ^[81] Su composición es similar a la de Ceres: alta en carbono y silicio, y quizás parcialmente diferenciada. ^[82] Palas es el cuerpo padre de la familia de asteroides palladianos.

Hygiea es el asteroide carbonoso más grande ^[83] y, a diferencia de los otros asteroides más grandes, se encuentra relativamente cerca del plano de la eclíptica . Es el miembro más grande y el presunto cuerpo progenitor de la familia de asteroides Hygiean . Debido a que no hay un cráter lo suficientemente grande en la superficie como para ser la fuente de esa familia, como lo hay en Vesta, se cree que Hygiea puede haberse desintegrado por completo en la colisión que formó la familia Hygiean y haber vuelto a fusionarse después de perder un poco menos del 2% de su masa. Las observaciones tomadas con el generador de imágenes SPHERE del Very Large Telescope en 2017 y 2018 revelaron que Hygiea tiene una forma casi esférica, lo que es consistente tanto con que esté en equilibrio hidrostático , o que anteriormente estuviera en equilibrio hidrostático, o con que se haya desintegrado y vuelto a fusionarse. ^{[84] [85]}

La diferenciación interna de los asteroides grandes posiblemente esté relacionada con su falta de satélites naturales , ya que se cree que los satélites de los asteroides del cinturón principal se forman principalmente a partir de disrupciones por colisión, creando una estructura de pila de escombros . ^[77]

Las mediciones de la velocidad de rotación de los asteroides de gran tamaño en el cinturón de asteroides muestran que existe un límite superior. Muy pocos asteroides con un diámetro superior a 100 metros tienen un período de rotación inferior a 2,2 horas. ^[86] En el caso de los asteroides que giran más rápido que aproximadamente esta velocidad, la fuerza de inercia en la superficie es mayor que la fuerza gravitacional, por lo que cualquier material suelto de la superficie sería expulsado. Sin embargo, un objeto sólido debería poder girar mucho más rápidamente. Esto sugiere que la mayoría de los asteroides con un diámetro superior a 100 metros son montones de escombros formados a través de la acumulación de restos después de las colisiones entre asteroides. ^[87]

Los asteroides se vuelven más oscuros y más rojos con la edad debido a la erosión espacial . ^[88] Sin embargo, la evidencia sugiere que la mayor parte del cambio de color ocurre rápidamente, en los primeros cien mil años, lo que limita la utilidad de la medición espectral para determinar la edad de los asteroides. ^[89]

A excepción de los " cuatro grandes " (Ceres, Pallas, Vesta e Hygiea), es probable que los asteroides sean muy similares en apariencia, aunque de forma irregular. 253 Mathilde, de 50 km (31 mi), es un montón de escombros saturado de cráteres con diámetros del tamaño del radio del asteroide. Las observaciones desde la Tierra de 511 Davida , de 300 km (190 mi) , uno de los asteroides más grandes después de los cuatro grandes, revelan un perfil angular similar, lo que sugiere que también está saturado de cráteres del tamaño del radio. ^[90] Los asteroides de tamaño mediano como Mathilde y 243 Ida , que se han observado de cerca, también revelan un regolito profundo que cubre la superficie. De los cuatro grandes, Pallas e Hygiea son prácticamente desconocidos. Vesta tiene fracturas de compresión que rodean un cráter del tamaño de un radio en su polo sur, pero por lo demás es un esferoide .

La sonda espacial Dawn reveló que Ceres tiene una superficie llena de cráteres, pero con menos cráteres grandes de lo esperado. ^[91] Los modelos basados ​​en la formación del cinturón de asteroides actual habían sugerido que Ceres debería poseer entre 10 y 15 cráteres de más de 400 km (250 mi) de diámetro. ^[91] El cráter más grande confirmado en Ceres, Kerwan Basin , tiene 284 km (176 mi) de ancho. ^[92] La razón más probable para esto es la relajación viscosa de la corteza que aplana lentamente los impactos más grandes. ^[91]

Los asteroides se clasifican por sus espectros de emisión característicos , y la mayoría se divide en tres grupos principales: tipo C , tipo M y tipo S. Estos describen composiciones carbonosas ( ricas en carbono ), metálicas y silíceas (pedregosas), respectivamente. La composición física de los asteroides es variada y, en la mayoría de los casos, poco conocida. Ceres parece estar compuesto por un núcleo rocoso cubierto por un manto helado; se cree que Vesta tiene un núcleo de níquel-hierro , un manto de olivino y una corteza basáltica. ^{[93] Se cree que} 10 Hygiea es el asteroide indiferenciado más grande y parece tener una composición uniformemente primitiva de condrita carbonácea , pero en realidad puede ser un asteroide diferenciado que fue globalmente desorganizado por un impacto y luego reensamblado. Otros asteroides parecen ser los núcleos o mantos remanentes de protoplanetas, con alto contenido de roca y metal. Se cree que la mayoría de los asteroides pequeños son montones de escombros unidos de forma laxa por la gravedad, aunque los más grandes probablemente sean sólidos. Algunos asteroides tienen lunas o son sistemas binarios que orbitan juntos : se piensa que los montones de escombros, las lunas, los sistemas binarios y las familias de asteroides dispersos son el resultado de colisiones que desbarataron un asteroide original, o posiblemente un planeta . ^[94]

En el cinturón principal de asteroides, parece haber dos poblaciones primarias de asteroides: una población oscura, rica en volátiles, que consiste en asteroides de tipo C y tipo P , con albedos menores a 0,10 y densidades menores a 1000.2,2 g/cm ³ , y una población densa y pobre en volátiles, formada por asteroides de tipo S y tipo M , con albedos superiores a 0,15 y densidades superiores a 2,7. Dentro de estas poblaciones, los asteroides más grandes son más densos, presumiblemente debido a la compresión. Parece haber una macroporosidad mínima (vacío intersticial) en la cantidad de asteroides con masas superiores a10 × 10 ¹⁸  kg . ^[95]

La composición se calcula a partir de tres fuentes principales: albedo , espectro de superficie y densidad. La última solo se puede determinar con precisión observando las órbitas de las lunas que pueda tener el asteroide. Hasta ahora, todos los asteroides con lunas han resultado ser un montón de escombros, una conglomeración suelta de roca y metal que puede ser la mitad del espacio vacío por volumen. Los asteroides investigados tienen un diámetro de hasta 280 km e incluyen 121 Hermione (268 × 186 × 183 km) y 87 Sylvia (384 × 262 × 232 km). Pocos asteroides son más grandes que 87 Sylvia , ninguno de ellos tiene lunas. El hecho de que asteroides tan grandes como Sylvia puedan ser montones de escombros, presumiblemente debido a impactos disruptivos, tiene consecuencias importantes para la formación del Sistema Solar: las simulaciones por computadora de colisiones que involucran cuerpos sólidos muestran que se destruyen entre sí con tanta frecuencia como se fusionan, pero los montones de escombros que chocan tienen más probabilidades de fusionarse. Esto significa que los núcleos de los planetas podrían haberse formado relativamente rápido. ^[96]

Los científicos plantean la hipótesis de que parte del primer agua que llegó a la Tierra fue traída por impactos de asteroides después de la colisión que produjo la Luna . ^[97] En 2009, se confirmó la presencia de hielo de agua en la superficie de 24 Themis utilizando el Telescopio Infrarrojo de la NASA . La superficie del asteroide parece completamente cubierta de hielo. A medida que esta capa de hielo se sublima , puede estar siendo repuesta por un depósito de hielo debajo de la superficie. También se detectaron compuestos orgánicos en la superficie. ^{[98] [99] [97] [100]} La presencia de hielo en 24 Themis hace que la teoría inicial sea plausible. ^[97]

En octubre de 2013, se detectó agua en un cuerpo extrasolar por primera vez, en un asteroide que orbitaba la enana blanca GD 61. [ ^101] El 22 de enero de 2014, los científicos de la Agencia Espacial Europea (ESA) informaron de la detección, por primera vez definitiva, de vapor de agua en Ceres , el objeto más grande del cinturón de asteroides. ^[102] La detección se realizó utilizando las capacidades de infrarrojo lejano del Observatorio Espacial Herschel . ^[103] El hallazgo es inesperado porque los cometas, no los asteroides, normalmente se consideran "brotes de chorros y columnas". Según uno de los científicos, "Las líneas se están volviendo cada vez más borrosas entre cometas y asteroides". ^[103]

Los hallazgos han demostrado que los vientos solares pueden reaccionar con el oxígeno de la capa superior de los asteroides y crear agua. Se ha estimado que "cada metro cúbico de roca irradiada podría contener hasta 20 litros"; el estudio se realizó mediante tomografía de sonda atómica; se dan las cifras correspondientes al asteroide de tipo S de Itokawa. ^{[104] [105]}

En 2019 se demostró que Acfer 049, un meteorito descubierto en Argelia en 1990, tiene una litología ultraporosa (UPL): textura porosa que podría formarse por la eliminación del hielo que llenaba estos poros, esto sugiere que las UPL "representan fósiles de hielo primordial". ^[106]

Los asteroides contienen trazas de aminoácidos y otros compuestos orgánicos, y algunos especulan que los impactos de asteroides pueden haber sembrado la Tierra primitiva con los químicos necesarios para iniciar la vida, o incluso pueden haber traído la vida misma a la Tierra (un evento llamado " panspermia "). ^{[107] [108]} En agosto de 2011, se publicó un informe, basado en estudios de la NASA con meteoritos encontrados en la Tierra , que sugería que los componentes de ADN y ARN ( adenina , guanina y moléculas orgánicas relacionadas ) pueden haberse formado en asteroides y cometas en el espacio exterior . ^{[109] [110] [111]}

En noviembre de 2019, los científicos informaron haber detectado, por primera vez, moléculas de azúcar , incluida la ribosa , en meteoritos , lo que sugiere que los procesos químicos en los asteroides pueden producir algunos bioingredientes fundamentalmente esenciales importantes para la vida , y respalda la noción de un mundo de ARN anterior a un origen de vida basado en el ADN en la Tierra, y posiblemente, también, la noción de panspermia . ^{[112] [113] [114]}

Los asteroides se clasifican comúnmente según dos criterios: las características de sus órbitas y las características de su espectro de reflectancia .

Muchos asteroides han sido clasificados en grupos y familias en función de sus características orbitales. Aparte de las divisiones más amplias, es habitual nombrar a un grupo de asteroides en honor al primer miembro de ese grupo que se haya descubierto. Los grupos son asociaciones dinámicas relativamente laxas, mientras que las familias son más estrechas y resultan de la catastrófica ruptura de un gran asteroide progenitor en algún momento del pasado. ^[115] Las familias son más comunes y más fáciles de identificar dentro del cinturón principal de asteroides, pero se han reportado varias familias pequeñas entre los troyanos de Júpiter . ^[116] Las familias del cinturón principal fueron reconocidas por primera vez por Kiyotsugu Hirayama en 1918 y a menudo se las llama familias Hirayama en su honor.

Entre el 30 y el 35 % de los cuerpos del cinturón de asteroides pertenecen a familias dinámicas, cada una de las cuales se cree que tiene un origen común en una colisión pasada entre asteroides. Una familia también se ha asociado con el planeta enano plutoide Haumea .

Algunos asteroides tienen órbitas en forma de herradura inusuales que son coorbitales con la Tierra u otro planeta. Algunos ejemplos son 3753 Cruithne y 2002 AA 29. El primer ejemplo de este tipo de disposición orbital se descubrió entre las lunas de Saturno, Epimeteo y Jano . A veces, estos objetos en forma de herradura se convierten temporalmente en cuasi satélites durante unas décadas o unos cientos de años, antes de volver a su estado anterior. Se sabe que tanto la Tierra como Venus tienen cuasi satélites.

Estos objetos, si están asociados con la Tierra, Venus o incluso hipotéticamente Mercurio , son una clase especial de asteroides de Atón . Sin embargo, estos objetos también podrían estar asociados con los planetas exteriores.

En 1975, Chapman , Morrison y Zellner desarrollaron un sistema taxonómico de asteroides basado en el color , el albedo y la forma espectral . ^[117] Se cree que estas propiedades corresponden a la composición del material de la superficie del asteroide. El sistema de clasificación original tenía tres categorías: tipos C para objetos carbonosos oscuros (75% de los asteroides conocidos), tipos S para objetos rocosos (silíceos) (17% de los asteroides conocidos) y U para aquellos que no encajaban ni en C ni en S. Desde entonces, esta clasificación se ha ampliado para incluir muchos otros tipos de asteroides. El número de tipos continúa creciendo a medida que se estudian más asteroides.

Las dos taxonomías más utilizadas en la actualidad son la clasificación Tholen y la clasificación SMASS . La primera fue propuesta en 1984 por David J. Tholen y se basó en datos recopilados de un estudio de asteroides de ocho colores realizado en la década de 1980. Esto dio como resultado 14 categorías de asteroides. ^[118] En 2002, el Small Main-Belt Asteroid Spectroscopic Survey dio como resultado una versión modificada de la taxonomía Tholen con 24 tipos diferentes. Ambos sistemas tienen tres amplias categorías de asteroides C, S y X, donde X consiste principalmente en asteroides metálicos, como el tipo M. También hay varias clases más pequeñas. ^[119]

La proporción de asteroides conocidos que pertenecen a los diversos tipos espectrales no refleja necesariamente la proporción de todos los asteroides que son de ese tipo; algunos tipos son más fáciles de detectar que otros, lo que sesga los totales.

Originalmente, las designaciones espectrales se basaban en inferencias de la composición de un asteroide. ^[120] Sin embargo, la correspondencia entre la clase espectral y la composición no siempre es muy buena, y se utilizan diversas clasificaciones. Esto ha provocado una gran confusión. Aunque es probable que los asteroides de diferentes clasificaciones espectrales estén compuestos de materiales diferentes, no hay garantías de que los asteroides dentro de la misma clase taxonómica estén compuestos de los mismos materiales (o similares).

Los asteroides activos son objetos que tienen órbitas similares a las de los asteroides pero muestran características visuales similares a las de los cometas . Es decir, muestran comas , colas u otra evidencia visual de pérdida de masa (como un cometa), pero su órbita permanece dentro de la órbita de Júpiter (como un asteroide). ^{[121] [122]} Estos cuerpos fueron designados originalmente cometas del cinturón principal (MBC) en 2006 por los astrónomos David Jewitt y Henry Hsieh, pero este nombre implica que necesariamente tienen una composición helada como un cometa y que solo existen dentro del cinturón principal , mientras que la creciente población de asteroides activos muestra que este no siempre es el caso. ^{[121] [123] [124]}

El primer asteroide activo descubierto es 7968 Elst–Pizarro . Fue descubierto (como asteroide) en 1979, pero Eric Elst y Guido Pizarro descubrieron que tenía cola en 1996 y le dieron la designación de cometa 133P/Elst-Pizarro. ^{[121] [125]} Otro objeto notable es 311P/PanSTARRS : las observaciones realizadas por el telescopio espacial Hubble revelaron que tenía seis colas similares a las de un cometa. ^[126] Se sospecha que las colas son corrientes de material expulsado por el asteroide como resultado de un asteroide de escombros que gira lo suficientemente rápido como para eliminar material de él. ^[127]

Al chocar contra el asteroide Dimorphos , la sonda espacial Double Asteroid Redirection Test de la NASA lo convirtió en un asteroide activo. Los científicos habían propuesto que algunos asteroides activos son el resultado de eventos de impacto, pero nadie había observado nunca la activación de un asteroide. La misión DART activó a Dimorphos en condiciones de impacto conocidas con precisión y observadas cuidadosamente, lo que permitió el estudio detallado de la formación de un asteroide activo por primera vez. ^{[128] [129]} Las observaciones muestran que Dimorphos perdió aproximadamente 1 millón de kilogramos después de la colisión. ^{[130] El impacto produjo una columna de polvo que iluminó temporalmente el sistema Didymos y desarrolló una} cola de polvo de 10.000 kilómetros (6.200 millas) de largo que persistió durante varios meses. ^{[131] [132] [133]}

Hasta la era de los viajes espaciales, los objetos del cinturón de asteroides sólo podían observarse con grandes telescopios, y sus formas y terrenos seguían siendo un misterio. Los mejores telescopios terrestres modernos y el telescopio espacial Hubble, que orbita la Tierra , sólo pueden captar una pequeña cantidad de detalles de las superficies de los asteroides más grandes. Se puede inferir información limitada sobre las formas y composiciones de los asteroides a partir de sus curvas de luz (variación del brillo durante la rotación) y sus propiedades espectrales. Los tamaños se pueden estimar cronometrando las longitudes de las ocultaciones estelares (cuando un asteroide pasa directamente frente a una estrella). Las imágenes de radar pueden proporcionar buena información sobre las formas de los asteroides y los parámetros orbitales y rotacionales, especialmente en el caso de los asteroides cercanos a la Tierra. Los sobrevuelos de naves espaciales pueden proporcionar muchos más datos que cualquier observación terrestre o espacial; las misiones de retorno de muestras proporcionan información sobre la composición del regolito.

Como los asteroides son objetos bastante pequeños y tenues, los datos que se pueden obtener a partir de observaciones terrestres (GBO) son limitados. Por medio de telescopios ópticos terrestres se puede obtener la magnitud visual; cuando se convierte en magnitud absoluta, da una estimación aproximada del tamaño del asteroide. Las GBO también pueden realizar mediciones de la curva de luz; cuando se recopilan durante un largo período de tiempo, permiten una estimación del período de rotación, la orientación de los polos (a veces) y una estimación aproximada de la forma del asteroide. Los datos espectrales (tanto de luz visible como de espectroscopia de infrarrojo cercano) brindan información sobre la composición del objeto, que se utiliza para clasificar los asteroides observados. Estas observaciones son limitadas, ya que brindan información solo sobre la capa delgada de la superficie (hasta varios micrómetros). ^[134] Como escribe el planetólogo Patrick Michel :

Las observaciones en el infrarrojo medio y térmico, junto con las mediciones de polarimetría, son probablemente los únicos datos que dan alguna indicación de las propiedades físicas reales. La medición del flujo de calor de un asteroide en una sola longitud de onda proporciona una estimación de las dimensiones del objeto; estas mediciones tienen una incertidumbre menor que las mediciones de la luz solar reflejada en la región espectral de luz visible. Si se pueden combinar las dos mediciones, se pueden derivar tanto el diámetro efectivo como el albedo geométrico (este último es una medida del brillo en un ángulo de fase cero, es decir, cuando la iluminación proviene directamente de detrás del observador). Además, las mediciones térmicas en dos o más longitudes de onda, más el brillo en la región de luz visible, brindan información sobre las propiedades térmicas. La inercia térmica, que es una medida de la velocidad con la que un material se calienta o se enfría, de la mayoría de los asteroides observados es menor que el valor de referencia de la roca desnuda, pero mayor que la del regolito lunar; esta observación indica la presencia de una capa aislante de material granular en su superficie. Además, parece haber una tendencia, quizás relacionada con el entorno gravitacional, a que los objetos más pequeños (con menor gravedad) tengan una pequeña capa de regolito que consiste en granos gruesos, mientras que los objetos más grandes tienen una capa de regolito más gruesa que consiste en granos finos. Sin embargo, las propiedades detalladas de esta capa de regolito son poco conocidas a partir de observaciones remotas. Además, la relación entre la inercia térmica y la rugosidad de la superficie no es sencilla, por lo que es necesario interpretar la inercia térmica con cautela. ^{[134] [ cita excesiva ]}

Los asteroides cercanos a la Tierra que se acercan al planeta pueden estudiarse con más detalle con radar ; proporciona información sobre la superficie del asteroide (por ejemplo, puede mostrar la presencia de cráteres y rocas). Tales observaciones fueron realizadas por el Observatorio de Arecibo en Puerto Rico (antena de 305 metros) y el Observatorio Goldstone en California (antena de 70 metros). Las observaciones de radar también pueden usarse para determinar con precisión la dinámica orbital y rotacional de los objetos observados. ^[134]

Tanto los observatorios espaciales como los terrestres llevaron a cabo programas de búsqueda de asteroides; se espera que las búsquedas espaciales detecten más objetos porque no hay atmósfera que interfiera y porque pueden observar porciones más grandes del cielo. NEOWISE observó más de 100.000 asteroides del cinturón principal, el telescopio espacial Spitzer observó más de 700 asteroides cercanos a la Tierra. Estas observaciones determinaron tamaños aproximados de la mayoría de los objetos observados, pero proporcionaron detalles limitados sobre las propiedades de la superficie (como la profundidad y composición del regolito, el ángulo de reposo, la cohesión y la porosidad). ^[134]

Los asteroides también fueron estudiados por el Telescopio Espacial Hubble , como el seguimiento de los asteroides en colisión en el cinturón principal, ^{[135] [136]} la ruptura de un asteroide, ^[137] la observación de un asteroide activo con seis colas similares a cometas, ^[138] y la observación de asteroides que fueron elegidos como objetivos de misiones dedicadas. ^{[139] [140]}

Según Patrick Michel

La estructura interna de los asteroides se infiere sólo a partir de evidencia indirecta: densidades volumétricas medidas por naves espaciales, las órbitas de satélites naturales en el caso de sistemas binarios de asteroides y la deriva de la órbita de un asteroide debido al efecto térmico Yarkovsky. Una nave espacial cerca de un asteroide se ve perturbada lo suficiente por la gravedad del asteroide como para permitir una estimación de la masa del asteroide. El volumen se estima entonces utilizando un modelo de la forma del asteroide. La masa y el volumen permiten la derivación de la densidad volumétrica, cuya incertidumbre suele estar dominada por los errores cometidos en la estimación del volumen. La porosidad interna de los asteroides se puede inferir comparando su densidad volumétrica con la de sus supuestos análogos meteoríticos; los asteroides oscuros parecen ser más porosos (>40%) que los brillantes. La naturaleza de esta porosidad no está clara. ^[134]

El primer asteroide que se fotografió de cerca fue 951 Gaspra en 1991, seguido en 1993 por 243 Ida y su luna Dactyl , todos ellos fotografiados por la sonda Galileo en ruta a Júpiter . Otros asteroides visitados brevemente por naves espaciales en ruta a otros destinos incluyen 9969 Braille (por Deep Space 1 en 1999), 5535 Annefrank (por Stardust en 2002), 2867 Šteins y 21 Lutetia (por la sonda Rosetta en 2008), y 4179 Toutatis (por el orbitador lunar chino Chang'e 2 , que voló a 3,2 km (2 mi) en 2012).

La primera sonda dedicada a asteroides fue NEAR Shoemaker de la NASA , que fotografió 253 Mathilde en 1997, antes de entrar en órbita alrededor de 433 Eros , aterrizando finalmente en su superficie en 2001. Fue la primera nave espacial en orbitar y aterrizar con éxito en un asteroide. ^[141] De septiembre a noviembre de 2005, la sonda japonesa Hayabusa estudió 25143 Itokawa en detalle y trajo muestras de su superficie a la Tierra el 13 de junio de 2010, la primera misión de retorno de muestras de asteroides. En 2007, la NASA lanzó la nave espacial Dawn , que orbitó 4 Vesta durante un año y observó el planeta enano Ceres durante tres años.

Hayabusa2 , una sonda lanzada por JAXA en 2014, orbitó su asteroide objetivo 162173 Ryugu durante más de un año y tomó muestras que fueron enviadas a la Tierra en 2020. La nave espacial ahora está en una misión extendida y se espera que llegue a un nuevo objetivo en 2031.

La NASA lanzó la OSIRIS-REx en 2016, una misión de retorno de muestras al asteroide 101955 Bennu . En 2021, la sonda partió del asteroide con una muestra de su superficie. La muestra llegó a la Tierra en septiembre de 2023. La nave espacial continúa su misión extendida, denominada OSIRIS-APEX, para explorar el asteroide cercano a la Tierra Apophis en 2029.

En 2021, la NASA lanzó la Prueba de Redirección de Doble Asteroide (DART), una misión para probar la tecnología para defender la Tierra contra posibles objetos peligrosos. DART se estrelló deliberadamente contra la luna planetaria menor Dimorphos del asteroide doble Didymos en septiembre de 2022 para evaluar el potencial del impacto de una nave espacial para desviar un asteroide de un curso de colisión con la Tierra. ^[142] En octubre, la NASA declaró que DART fue un éxito, confirmando que había acortado el período orbital de Dimorphos alrededor de Didymos en unos 32 minutos. ^[143]

La sonda Lucy de la NASA , lanzada en 2021, es una sonda que sobrevuela varios asteroides y que se centra en sobrevolar siete troyanos de Júpiter de distintos tipos. Aunque todavía no está previsto que alcance su primer objetivo principal, 3548 Eurybates , hasta 2027, ha sobrevolado el asteroide del cinturón principal 152830 Dinkinesh y está previsto que sobrevuele otro asteroide, 52246 Donaldjohanson, en 2025. ^{[144] [145]}

• Sondas espaciales dedicadas a asteroides
• 
  Hayabusa2
• 
  Amanecer
• 
  Lucy
• 
  Psique

• La sonda Psyche de la NASA , lanzada en octubre de 2023, tiene como objetivo estudiar el gran asteroide metálico del mismo nombre , y está previsto que llegue allí en 2029.
• El Hera de la ESA , que se lanzará en octubre de 2024, tiene como objetivo estudiar los resultados del impacto de DART. Se espera que mida el tamaño y la morfología del cráter, así como el momento transmitido por el impacto, para determinar la eficiencia de la desviación producida por DART.
• DESTINY+ de la JAXA es una misión para sobrevolar el cuerpo progenitor de la lluvia de meteoros Gemínidas, 3200 Faetón , así como varios cuerpos menores. Su lanzamiento está previsto para 2024. ^[146]
• El lanzamiento de la Tianwen-2 de la CNSA está previsto para 2025. ^[147] Si todo va según lo previsto, utilizará propulsión eléctrica solar para explorar el asteroide coorbital cercano a la Tierra 469219 Kamo'oalewa y el asteroide activo 311P/PanSTARRS . La nave espacial tiene la tarea de recoger muestras del regolito de Kamo'oalewa. ^[148]

El concepto de minería de asteroides fue propuesto en la década de 1970. Matt Anderson define la minería de asteroides exitosa como "el desarrollo de un programa de minería que sea a la vez financieramente autosostenible y rentable para sus inversores". ^[149] Se ha sugerido que los asteroides podrían usarse como una fuente de materiales que pueden ser raros o estar agotados en la Tierra, ^[150] o materiales para construir hábitats espaciales . Algún día, los materiales que son pesados ​​y costosos de lanzar desde la Tierra podrían extraerse de los asteroides y usarse para la fabricación y construcción espaciales . ^{[151] [152]}

A medida que el agotamiento de los recursos en la Tierra se hace más real, la idea de extraer elementos valiosos de los asteroides y devolverlos a la Tierra para obtener ganancias, o usar recursos espaciales para construir satélites de energía solar y hábitats espaciales , ^{[153] [154]} se vuelve más atractiva. Hipotéticamente, el agua procesada a partir del hielo podría reabastecer depósitos de combustible en órbita . ^{[155] [156]}

Desde la perspectiva astrobiológica , la prospección de asteroides podría proporcionar datos científicos para la búsqueda de inteligencia extraterrestre ( SETI ). Algunos astrofísicos han sugerido que si civilizaciones extraterrestres avanzadas emplearon la minería de asteroides hace mucho tiempo, las características distintivas de estas actividades podrían ser detectables. ^{[157] [158] [159]}

Existe un creciente interés en identificar asteroides cuyas órbitas cruzan la de la Tierra y que podrían, con el tiempo suficiente, colisionar con ella. Los tres grupos más importantes de asteroides cercanos a la Tierra son Apolo , Amor y Atens .

El asteroide 433 Eros, que se encuentra cerca de la Tierra, fue descubierto en 1898 y en la década de 1930 se produjo una oleada de objetos similares. En orden de descubrimiento, estos fueron: 1221 Amor , 1862 Apolo , 2101 Adonis y, por último, 69230 Hermes , que se acercó a 0,005  UA de la Tierra en 1937. Los astrónomos comenzaron a darse cuenta de las posibilidades de un impacto con la Tierra.

Dos acontecimientos ocurridos en décadas posteriores aumentaron la alarma: la creciente aceptación de la hipótesis de Álvarez de que un impacto provocó la extinción del Cretácico-Paleógeno , y la observación en 1994 del choque del cometa Shoemaker-Levy 9 contra Júpiter . El ejército estadounidense también desclasificó la información de que sus satélites militares , construidos para detectar explosiones nucleares , habían detectado cientos de impactos en la atmósfera superior de objetos de entre uno y diez metros de diámetro.

Todas estas consideraciones ayudaron a impulsar el lanzamiento de estudios altamente eficientes, que consisten en cámaras con dispositivos acoplados a carga ( CCD ) y computadoras conectadas directamente a telescopios. En 2011 ^[actualizar], se estimó que se había descubierto entre el 89% y el 96% de los asteroides cercanos a la Tierra de un kilómetro o más de diámetro. ^[51] Hasta el 29 de octubre de 2018 ^[actualizar], solo el sistema LINEAR había descubierto 147.132 asteroides. ^[160] Entre los estudios, se han descubierto 19.266 asteroides cercanos a la Tierra ^[161] incluidos casi 900 de más de 1 km (0,6 mi) de diámetro. ^[162]

En junio de 2018, el Consejo Nacional de Ciencia y Tecnología advirtió que Estados Unidos no está preparado para un evento de impacto de asteroide, y ha desarrollado y publicado el "Plan de Acción de Estrategia Nacional de Preparación para Objetos Cercanos a la Tierra" para prepararse mejor. ^{[163] [164] [165]} Según el testimonio de expertos en el Congreso de los Estados Unidos en 2013, la NASA requeriría al menos cinco años de preparación antes de que se pudiera lanzar una misión para interceptar un asteroide. ^[166]

Las distintas técnicas de prevención de colisiones tienen diferentes compensaciones con respecto a métricas como el rendimiento general, el costo, los riesgos de falla, las operaciones y la preparación tecnológica. ^[167] Existen varios métodos para cambiar el curso de un asteroide/cometa. ^[168] Estos se pueden diferenciar por varios tipos de atributos como el tipo de mitigación (desviación o fragmentación), la fuente de energía (cinética, electromagnética, gravitacional, solar/térmica o nuclear) y la estrategia de aproximación (interceptación, ^{[169] [170]} encuentro o estación remota).

Las estrategias se dividen en dos grupos básicos: fragmentación y retraso. ^{[168] [171]} La fragmentación se concentra en hacer que el objeto impactante sea inofensivo fragmentándolo y dispersando los fragmentos de modo que no impacten contra la Tierra o sean lo suficientemente pequeños como para quemarse en la atmósfera. El retraso explota el hecho de que tanto la Tierra como el objeto impactante están en órbita. Un impacto ocurre cuando ambos alcanzan el mismo punto en el espacio al mismo tiempo, o más correctamente cuando algún punto en la superficie de la Tierra intersecta la órbita del objeto impactante cuando este llega. Dado que la Tierra tiene aproximadamente 12.750 km de diámetro y se mueve a aproximadamente 30 km por segundo en su órbita, recorre una distancia de un diámetro planetario en aproximadamente 425 segundos, o un poco más de siete minutos. Retrasar o adelantar la llegada del objeto impactante en tiempos de esta magnitud puede, dependiendo de la geometría exacta del impacto, hacer que no impacte contra la Tierra. ^[172]

El " Proyecto Ícaro " fue uno de los primeros proyectos diseñados en 1967 como un plan de contingencia en caso de colisión con el asteroide 1566 Ícaro . El plan se basaba en el nuevo cohete Saturno V , que no realizó su primer vuelo hasta después de que se hubiera completado el informe. Se utilizarían seis cohetes Saturno V, cada uno de ellos lanzado a intervalos variables desde meses hasta horas antes del impacto. Cada cohete estaría equipado con una única ojiva nuclear de 100 megatones , así como con un módulo de servicio Apolo modificado y un módulo de mando Apolo no tripulado para guiarlo hasta el objetivo. Las ojivas se detonarían a 30 metros de la superficie, desviando o destruyendo parcialmente el asteroide. Dependiendo de los impactos posteriores en el curso o de la destrucción del asteroide, las misiones posteriores se modificarían o cancelarían según fuera necesario. El lanzamiento de "último recurso" del sexto cohete se realizaría 18 horas antes del impacto. ^[173]

Los asteroides y el cinturón de asteroides son un elemento básico de las historias de ciencia ficción. Los asteroides desempeñan varios papeles potenciales en la ciencia ficción: como lugares que los seres humanos podrían colonizar, recursos para extraer minerales, peligros a los que se enfrentan las naves espaciales que viajan entre otros dos puntos y como una amenaza para la vida en la Tierra u otros planetas habitados, planetas enanos y satélites naturales por un posible impacto.

• Exoasteroide
• Lista de planetas menores
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• Lista de asteroides que se acercan a la Tierra
• Planeta menor perdido
• Significado de los nombres de los planetas menores

• Badescu, Viorel, ed. (2013). Asteroides: perspectivas energéticas y recursos materiales. Berlín: Springer. Bibcode :2013aste.book.....B. doi :10.1007/978-3-642-39244-3. ISBN 978-3-642-39244-3.
• Barnes-Svarney, Patricia L. (2003). Asteroide: ¿Destructor de la Tierra o nueva frontera? . Cambridge, Mass.: Basic Books. ISBN 978-0-7382-0885-5.
• Binzel, Richard P. ; Gehrels, Tom ; Matthews, Mildred Shapley, eds. (1989). Asteroides II . Tucson: Prensa de la Universidad de Arizona. ISBN 978-0-8165-1123-5.
• Bottke, William F .; Cellino, Alberto; Paolicchi, Paolo; Binzel, Richard P. , eds. (2002). Asteroides III. Tucson: Prensa de la Universidad de Arizona. ISBN 978-0-8165-4651-0.
• Kowal, Charles T. (1996). Asteroides: su naturaleza y utilización (2.ª ed.). Chichester, Inglaterra: J. Wiley. ISBN 978-0-471-96039-3.
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• "Lista alfabética de nombres de planetas menores". Minor Planet Center. Unión Astronómica Internacional.
• "Artículos sobre asteroides en Planetary Science Research Discoveries". Ciencia planetaria. Universidad de Hawai.
• "Sitio de observación de asteroides del JPL". Laboratorio de Propulsión a Chorro .
• Sitio de observación de asteroides y cometas de la NASA
• Comparación del tamaño de asteroides (video; 2:40) en YouTube