CONOZCAMOS LOS ASTEROIDES (II)
por Josep Julià
Coordinador de la Sección de Asteroides
Además de los tres tipos principales C, S y M, todavía existen más, según la clasificación taxonómica de Tholen:
Tipo /Albedo
Reflectividad espectral Ejemplo asteroides
Tipo | Albedo | Reflectividad Espectral | Ejemplo Asteroides |
T | Muy bajo (0.042) | Similar a clase D | 114 Kasandra |
P | Bajo (0.05) | Similar a M de pseudo-M o P |
46 Hestia |
D | Bajo (0.005) | Muy roja (longitud onda 0.7mm) | 152 Atala |
F | Bajo (0.065) | Plana | 142 Polana |
B | Bajo (0.065) | Similar a clase C | 2 Pallas |
G | Bajo (0.065) | Similar a clase C | I Ceres |
C | Bajo (0.065) | Neutral 10 Higiea | |
S | Moderado (0.09-0.24) | Rojiza, típica banda de absorción de 0.9 hasta 1 mm | 3 Juno |
M | Moderado (0.07-0.21) |
Sin rasgos distintivos, con inclinación hacia el rojo |
16 Psyche |
A | Moderado (0.12) | Subidas hasta 0.7 mm | 246 Asporina |
Q | Alto (0.21) | Idéntica a las condritas ordinarias | 1862 Apollo |
V | Alto (0.25) | Banda de fuerte absorción a 0.95mm | 4 Vesta |
R | Alto (0.25) | Muy roja | 349 Dembowska |
E | Muy alto (0.33) |
Sin rasgos distintivos, plana o inclinada hacia el rojo |
44 Nysa |
A lo largo del tiempo se han desarrollado diferentes clasificaciones para los asteroides, unas basadas en parámetros observacionales como el albedo, y otras basadas en características espectrales compartidas. En los años 50, Kuiper y Gehrels empleando fotometría UBV determinaron que existían tres grandes grupos: los rojizos, los grises y los negros. Todo ello marca una gran diferencia respecto a los tiempos en que todos los asteroides parecían iguales. Ahora se conocen formas, tamaños y colores de gran variedad.
En algunos niveles cada asteroide es único. Si atendemos a sus características ópticas, la diversidad es la tónica general, pero mientras que un asteroide aislado presenta bastante uniformidad en su superficie, no hay dos asteroides que, después de bien observados, no presentes características ópticas que los individualicen. Cuanto más completos son los datos, más arbitrariamente se toman las decisiones acerca de cuanta variedad se puede dar dentro de un tipo concreto, y cómo de diferente tiene que ser un asteroide antes de definir un nuevo tipo.
El sistema más utilizado es la designación con una sola letra, que fue desarrollado a principio de los años 70, empezando justamente por los tipos C y S. Llegándose a incrementar a 14 clases (ver tabla). Cada letra representa la composición del asteroide, o un rasgo de su reflectividad espectral: C (cabonáceo), M (metálico), R (rojo), etc.
Las clases D,P, F y A fueron reconocidas entre 1979 y 1983. A veces también
sucede que se encuentran asteroides inclasificables.
CLASIFICACIÓN ORBITAL.
FAMILIAS
Si representamos gráficamente la relación número de asteroides/ semieje-mayor, de modo que en el eje de ordenadas tengamos el número de asteroides y en el eje de abcisas los semiejes mayores, obtendremos una gráfica como se observa en la figura:
De dicha gráfica se pueden extraer interesantes observaciones. Se aprecia
claramente como los asteroides se agrupan en zonas concretas, y por el contrario
existen zonas vacías. A estas zonas se les conoce como los vacíos
de Kirkwood. Este nombre es debido a que Daniel Kirkwood, en 1868, descubrió
estos espacios vacíos y los explicó como producidos por perturbaciones
de Júpiter. Estas preferencias de los asteroides a permanecer en unas
órbitas relativamente estables y evitar otras que son caóticas
e inestables se deben a lo que se conoce como resonancias orbitales. Efectivamente
es Júpiter el planeta que marca la resonancia de casi todas las órbitas
de los asteroides.
De esta forma, la inmensa mayoría de los asteroides se mueven sincronizados con Júpiter con una resonancia concreta. En el caso del grupo Hilda su resonancia es 3/2, de manera que los asteroides describen tres revoluciones completas en el tiempo que Júpiter tarda en describir 2.
En la gráfica están señalados los valores de las resonancias (vacíos) que por orden de importancia son 2/1, 3/1, 5/2 y 7/3, aunque también pueden verse otros muchos vacíos menores correspondientes a cocientes menos sencillos. Hay valores de las resonancias con Júpiter que producen el efecto contrario, es decir, agrupamientos por captura. Los más importantes de ellos son los Troyanos, Hilda y el asteroide Thule, correspondientes con las resonancias 1/1, 3/2 y 4/3 respectivamente.
Si se clasifican los asteroides atendiendo a sus elementos orbitales, obtenemos
distintos grupos o familias que llegan a superar el centenar, de ellos veremos
los más interesantes. Los elementos orbitales generalmente utilizados
son : a, semieje mayor de la órbita; e, excentricidad; i, inclinación
de la órbita.
Mientras que la mayoría de los asteroides tienen órbitas estables entre Marte v Júpiter, existen otros que sus órbitas están hasta 1.3 U.A. (195 millones de km) del Sol. Esto provoca que crucen la órbita de la Tierra y se les conoce como NEA's (Near Earth Asteroid, Asteroides Cercanos a la Tierra). Se cree que la mayoría de los NEA's provienen de la combinación de colisiones de asteroides y la influencia gravitatoria de Júpiter. Algunos de estos asteroides podrían ser núcleos de cometas muertos de corto periodo. La mayoría de la población NEA es representativa de los tipos de asteroides encontrados en el cinturón principal.
Se agrupan los NEA's en tres categorías, que toman el nombre de sus miembros más famosos: 1221 Amor, 1862 Apollo y 2062 Aten.
Amor: Asteroides que cruzan la órbita de Marte pero que no alcanzan
la órbita de la Tierra, sus perihelios se encuentran a menos de 1,3 UA.
En 1898 se descubre el primero denominándose 433 Eros, en la actualidad
se conocen 187.
Apollo: Asteroides que cruzan la órbita de la Tierra con un periodo superior
a un año, sus perihelios se encuentran a menos de 1 UA. En 1932 se descubre
el primero del grupo, 1862 Apollo. El 1996 JA 1 que rozó la Tierra (a
450.000km) el pasado mes de Mayo pertenece a este grupo. En la actualidad se
conocen 185.
Aten: Asteroides que cruzan la órbita de la Tierra con un periodo inferior a un año. Sus semiejes mayores son inferiores a 1 UA. En 1976 se descubre el primero siendo 2060 Aten. En la actualidad se conocen 23.
El grupo NEA's es una población joven muy dinámica cuyas órbitas varían en el transcurso del tiempo a causa de colisiones e interacciones gravitacionales con el Sol y la Tierra. Motivo éste que hace más necesario e interesante su descubrimiento y posterior seguimiento.
La tabla que sigue indica los asteroides que más se han aproximado a la Tierra:
Distancia (UA) | Fecha (TU) |
Designación permanente |
Designación provisional |
H |
Tamaño (metros) |
0.0007 | 1994 Dec.9.8 | 1994 XM1 | 28.0 | 7-15 | |
0.0010 | 1993 May. 20.9 | 1993 KA2 | 29.0 | 4-9 | |
0.0011 | 1994 Mar. 15.7 | 1994 ES1 | 28.5 | 5-12 | |
0.0011 | 1991 Jan. 18.7 | 1991 BA | 28.5 | 13 | |
0.0029 | 1995 Mar. 27.2 | 1995 FF | 26.5 | 13-30 | |
0.0030 | 1996 May.19.7 | 1996 JA1 | 20.5 | 210-470 | |
0.0031* | 1991 Dec.5.4 | 1991 VG | 28.8 | 11 | |
0.0046 | 1989 Mar. 22.9 | (4581) Asclepius | 1989 FC | 20.5 |
524 |
0.0048 | 1994 Ncv. 24.8 | 1994 WR12 | 22.0 | 110-240 | |
0.0049 | 1937 Oct. 30.7 | (Hermes) | 1937 UB | 18.0 | 670-1500 |
0.0050 | 1995 Oct. 17, | 1995 UB | 27.5 | 8-19 | |
0.0067 | 1993 Oct. 18.8 | 1993 UA | 25.0 | 66 | |
0.0069 | 1994 Apr. 12.1 | 1994 GV | 27.5 | 21 | |
0.0071 | 1993 May. 17.9 | 1993 KA | 26.0 | 17-37 | |
0.0078 | 1976 Oct. 20.7 | (2343) Hathor | 1976 UA | 20.26 | 585 |
0.0099 | 1988 Sept.29.0 |
1988 TA | 21.0 | 170-370 |
|
Notas:* 1991 VG es el retorno de una pieza de desecho espacial. Fuente MPC |
La lista está ordenada en orden creciente de distancia geocéntrica.
Para encontrarse en esta lista, el acercamiento debe haberse producido durante
una aparición observada. Aunque en algunos casos el objeto no fue observado
en el momento de su máxima aproximación. Para comparar, la distancia
media de la Luna es de 0.0026UA=384400km. En la tabla también se indica
la magnitud absoluta H.