A septiembre de 2017, hay 503,850 planetas menores numerados con órbitas calculadas y otros 245,833 no numerados.
En 1596, Johannes Kepler notó que los radios promedio de las órbitas planetarias de Mercurio a Saturno calculados por Copérnico son 0.38: 0.72: 1.00: 1.52: 5.2: 9.2. La brecha entre Marte y Júpiter le pareció demasiado amplia a Kepler, y sugirió que allí había otro planeta. Esta hipótesis se confirmó en la víspera de Año Nuevo de 1801, cuando el director del Observatorio de Palermo, Giuseppe Piazzi, divisó una estrella tenue en la constelación de Tauro, que se desplazaba en relación con las luminarias vecinas. La confundió con un cometa, pero pronto lo dudó. El astrónomo alemán Johann Bode, con quien Piazzi compartió sus observaciones, consideró este cuerpo como un nuevo planeta, lo que anunció en una revista mensual publicada por el director del Observatorio de Gotha, Baron Franz von Zach. Bode y Zach ya estaban convencidos de que el espacio entre Marte y Júpiter esconde un planeta desconocido;además, en septiembre de 1800, Zach convenció a varios astrónomos alemanes para que participaran en una búsqueda colectiva. Más tarde, otros científicos, incluido Piazzi, se unieron a este grupo (llamándose a sí mismos la "policía celestial").
Además de los ocho planetas, la suite solar incluye una gran variedad de cuerpos de menor masa y tamaño. Algunos de ellos consisten en polvo y gas congelado (estos son cometas), el resto están compuestos de materia sólida (planetas menores o planetoides). Algunos de ellos, con muy raras excepciones, no van más allá de la órbita de Júpiter desde el Sol, mientras que otros, por el contrario, caminan por la periferia del Sistema Solar. Por tradición, los planetas menores del primer grupo se denominan asteroides.
Piazzi no tuvo tiempo de recopilar datos suficientes para calcular la órbita del supuesto planeta, que para el otoño de 1801 había abandonado el cielo europeo. Sin embargo, la nota de Bode impulsó al gran matemático Karl Friedrich Gauss a comenzar a trabajar en un método computacional que requería menos datos de observación que los cálculos convencionales. Envió sus resultados a von Zach, quien con su ayuda redescubrió al fugitivo el 1 de enero de 1802, exactamente un año después de Piazzi. Esa misma noche fue observada por otro miembro de la "policía celestial" Heinrich Olbers. A petición de Piazzi, el nuevo cuerpo celeste recibió el nombre de la diosa romana de la fertilidad Ceres, considerada la patrona de Sicilia.
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Olbers continuó observando Ceres y el 28 de marzo de 1802 notó otro punto en movimiento en las cercanías. Recibió el nombre de Pallas, la diosa griega de la sabiduría. Cuando Gauss calculó los elementos de su órbita, se hizo evidente que Olbers tenía una suerte fantástica. Pallas gira alrededor del Sol casi al mismo tiempo que Ceres (4,6 años terrestres), pero su trayectoria está inclinada al plano de la eclíptica en 34 grados. Si no hubiera estado durante las observaciones de Olbers cerca de Ceres, solo podría haber sido descubierta después de varias décadas. En cinco años, se descubrieron dos cuerpos celestes más. Pero después de eso, la "policía del cielo" se disolvió. Olbers resistió más que otros, pero también abandonó la búsqueda de asteroides en 1816. Se reanudó solo a mediados del siglo XIX, cuando los descubridores ya no estaban vivos.
"Como las estrellas"
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En una carta a William Herschel, sugirió que Ceres y Pallas son fragmentos de un planeta que murió por una explosión o por una colisión con un cometa. De esto se dedujo que habría otros satélites solares entre Marte y Júpiter. Herschel sugirió llamarlos asteroides, que traducido del griego antiguo significa "como estrellas" (quería decir que estos cuerpos son muy inferiores a los planetas en brillo y, por lo tanto, es difícil distinguirlos de la mayoría de las estrellas). Este neologismo entró en el lenguaje de la astronomía.
La hipótesis de Olbers predijo la existencia de nuevos asteroides, por lo que la Policía del Cielo continuó su búsqueda. Los participantes de este proyecto de investigación colectiva (por cierto, el primero en la historia de la astronomía) descubrieron dos asteroides más, que también recibieron los nombres de diosas romanas. El 1 de septiembre de 1804, Karl Harding descubrió a Juno, y el 29 de marzo de 1807, Olbers capturó a Vesta. El derecho a elegir el nombre del cuarto asteroide le fue otorgado a Gauss, quien calculó su órbita en solo unas pocas horas (¡no es fácil mantenerse dentro de ese período de tiempo incluso con la ayuda de una calculadora moderna!).
Temporada de caza
En 1830, el matemático y astrónomo Friedrich Wilhelm Bessel hizo un llamamiento a los observatorios alemanes para que comenzaran a cartografiar el cielo para buscar asteroides. Algo se hizo en esta dirección, pero el primer hallazgo no fue para un profesional, sino para un aficionado, el director de correos Karl Henke. El 8 de diciembre de 1845, después de 15 años de observaciones infructuosas, descubrió el quinto asteroide, Astrea. En 1847, el mismo Henke vio el asteroide número 6, Hebu, y pronto el joven astrónomo inglés John Russell Hind descubrió los asteroides Iris y Flora. Después de eso, la búsqueda de planetas menores rápidamente ganó impulso. El primer cazador estadounidense de estos cuerpos, Christian Peters, descubrió 48 asteroides entre 1861 y 1889, y el astrónomo alemán Karl Luther, 24. En 1890, unos trescientos habitantes del espacio entre Marte y Júpiter estaban incluidos en los catálogos astronómicos.
Y luego comenzó una nueva era. Maximilian Wolf, docente privado de la Universidad de Heidelberg, fue el primero en el mundo en utilizar la fotografía para buscar planetas menores. En diciembre de 1891, descubrió su primer asteroide, y al año siguiente, ya tenía 13. En 1902, Wolff dirigió un nuevo observatorio universitario y lo convirtió en el centro mundial de la "planetología menor". Su colega más joven, Karl Reinmuth, descubrió 389 asteroides entre 1912 y 1957, y nadie pudo batir este récord.
En el período entre las dos guerras mundiales, la búsqueda de asteroides fue extremadamente intensa y solo en la década de 1930 trajo casi cuatrocientos descubrimientos. Luego disminuyó la velocidad, durante mucho tiempo, unos treinta años. Su reactivación se vio facilitada por el equipamiento de los telescopios con fotómetros semiconductores y otros dispositivos electrónicos y la aparición de potentes computadoras capaces de calcular rápidamente las órbitas de los asteroides. Recientemente, se han utilizado telescopios robóticos terrestres, observatorios orbitales y sondas espaciales distantes para estudiar planetas pequeños.
Clases de asteroides
La información sobre la estructura de los asteroides se basa en los resultados del análisis espectral de la luz solar reflejada, corregido por datos geoquímicos sobre la composición de los meteoritos (ya que los asteroides son su principal fuente). Según este criterio, se dividen en tres clases principales: C (cuerpos con alto contenido de carbono), S (silicatos con una mezcla de metales) y M (principalmente asteroides de hierro-níquel). La clase C representa tres cuartas partes de los asteroides en el cinturón principal, clase S - 17%. Sin embargo, existen clasificaciones más detalladas con un número mucho mayor de grupos.
Todos los asteroides sin excepción giran y sus ejes están orientados en el espacio de forma bastante aleatoria. Por lo general, la duración de un día de asteroides es de 6 a 13 horas, pero hay excepciones. Por ejemplo, el diminuto asteroide 1998 KY26 (de unos 30 metros de diámetro) hace una revolución completa en 10 minutos 42 segundos. Lo más probable es que haya ganado una velocidad angular tan alta como resultado de múltiples enfrentamientos con parientes cercanos.
Cinturón principal
Las órbitas de casi todos los asteroides se encuentran dentro del anillo, cuyo radio interior es igual a dos unidades astronómicas, y el radio exterior es de tres y medio (estrictamente hablando, esto no es un anillo, sino una dona, ya que los caminos de muchos asteroides van más allá del plano de la eclíptica). Esta zona se llama cinturón de asteroides principal. Contiene alrededor de doscientos planetas menores, cuyo diámetro promedio es de más de 100 km. Según estimaciones aproximadas, hay entre 1 y 2 millones de asteroides de al menos un kilómetro de tamaño ¡Y la masa total de los habitantes del cinturón principal es aproximadamente 25 veces menor que la masa de la Luna!
La distribución espacial de las trayectorias de los asteroides en el cinturón principal está lejos de ser uniforme. Primero, hay grietas abiertas en la década de 1860 por el profesor de la Universidad de Indiana Daniel Kirkwood. Basado en un estudio de las trayectorias de 97 asteroides, Kirkwood encontró que estos cuerpos evitan órbitas con períodos acordes con el período de Júpiter (por ejemplo, si estos períodos están relacionados como 1: 3). Kirkwood también entendió la razón: tales cuerpos se acercan periódicamente a Júpiter en la misma parte de su trayectoria y, como resultado, bajo la influencia de su gravedad, se desvían de su trayectoria anterior (este efecto, observado por Laplace a principios del siglo XIX en el ejemplo de las lunas de Júpiter, se llama resonancia orbital). En el cinturón principal, hay ranuras de Kirkwood (en la literatura en ruso también se las llama escotillas) y con otras resonancias: 1: 2, 2: 5, 3: 5, 3: 7. En segundo lugar,no menos de un tercio de los asteroides están agrupados en familias con elementos orbitales cercanos (como la longitud del semieje mayor, la excentricidad y la inclinación de la órbita al plano de la eclíptica). La primera de estas familias, hace casi cien años, fue aislada por un profesor de la Universidad de Tokio, Kiyotsugu Hirayama. Hirayama creía que cada familia consta de fragmentos de un asteroide más grande que se desintegró debido a una colisión con un cuerpo más pequeño, y esta interpretación todavía se considera la más plausible.se desintegró debido a una colisión con un cuerpo más pequeño, y esta interpretación todavía se considera la más plausible.se desintegró debido a una colisión con un cuerpo más pequeño, y esta interpretación todavía se considera la más plausible.
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Es probable que los asteroides del cinturón principal choquen incluso ahora (sin embargo, no era posible verlo en vivo), en el pasado, las colisiones eran lo más común. Muchos (si no todos) los asteroides son fragmentos de sus predecesores. Esto explica por qué no hay muchos asteroides en el cinturón que tengan sus propios satélites. Como dijo a PM Clark Chapman, investigador principal del Southwest Research Institute en Colorado, su participación no supera el 15% (frente al 75% de los planetas). Lo más probable es que los asteroides pierdan sus lunas no solo durante colisiones directas, sino también debido a perturbaciones gravitacionales causadas por la aparición de vecinos. La distribución caótica de los ejes de rotación de los asteroides también es el resultado de colisiones. Solo Ceres, Pallas y Vesta tienen rotación directa heredada del enjambre preplanetario primordial,a partir del cual se formaron tanto asteroides como planetas. Mantuvieron esta rotación debido a la impresionante masa, que les proporciona un gran momento angular.
Asteroides troyanos
Casi todos los asteroides descubiertos en el siglo XIX se mueven dentro del cinturón principal. Las únicas excepciones son Ephra y Eros, que cruzan la órbita de Marte. No hubo otros ejemplos de cómo escapar del cautiverio dentro del cinturón en ese momento.
El siglo XX también trajo cambios aquí. El 23 de febrero de 1906, Wolff fotografió un asteroide muy débil que se movía en una órbita casi circular del mismo radio que la de Júpiter, 55,5 grados por delante del planeta. Fue nombrado Aquiles y recibió el número 588. Pronto el astrónomo sueco Carl Charlier se dio cuenta de que Aquiles en su movimiento está ligado a uno de los dos puntos de libración estable predichos en 1772 por Joseph Louis Lagrange. Aquiles regresa periódicamente a las proximidades del punto de libración L4, que se mueve 60 grados por delante de Júpiter. Después de un tiempo, se descubrió allí el asteroide Patroclus y se encontró a Héctor cerca del punto L5 moviéndose 60 grados detrás del planeta. Poco después de esto, surgió la tradición de nombrar estos asteroides en honor a los héroes de la Guerra de Troya, cerca del punto de libración L4 con los nombres de los aqueos (Aquiles, Néstor, Agamenón, Ulises, Ayax,Diomedes, Antilochus, Menelaus), y cerca del punto de libración L5 - los nombres de los defensores de Troya (Príamo, Eneas, Antif). Sin embargo, esta tradición no apareció de inmediato, por lo que Héctor y Patroclo finalmente permanecieron en los "campos enemigos".
Hasta la fecha, se han descubierto cerca de 5.000 troyanos cerca de Júpiter. La distancia angular entre ellos y Júpiter varía ampliamente, de 45 a 100 grados. Cuatro troyanos más viven cerca de Marte y ocho en la zona orbital de Neptuno. En julio de 2011, los astrónomos canadienses nombraron al primer candidato para el título de socio troyano de nuestro planeta. Este asteroide 2010 TK7 de 300 metros fue capturado por el telescopio infrarrojo WISE, que operó en órbita terrestre baja de enero a octubre de 2010.
Asteroides cercanos a la Tierra
Otra fase de descubrimiento comenzó en la primavera de 1932. El 12 de marzo, el astrónomo belga Eugene Delport descubrió el asteroide Amur, que se acerca al Sol a 1.08 AU en el perihelio. y por lo tanto casi toca el lado exterior de la órbita terrestre. Y solo seis semanas después, Karl Reinmuth tropezó con el asteroide Apolo, cuya órbita cruza la Tierra y Venus y está a solo 0,65 AU del Sol en el perihelio.
Cupido y Apolo se convirtieron en los antepasados de dos familias de planetas menores que visitan las regiones interiores del sistema solar. Tienen un nombre común: asteroides cercanos a la Tierra (NEA). El perihelio de los asteroides de tipo Amor oscila entre 1,3 AU. hasta el radio máximo de la órbita terrestre igual a 1.017 AU. Los asteroides de tipo Apolo incluyen cuerpos con un perihelio menor de 1.017 AU. y un semieje mayor superior a 1 AU. También hay una familia de asteroides cercanos a la Tierra, cuyo semi-eje mayor es menos de una unidad astronómica. Aproximadamente el 50% de estos asteroides, el primero de los cuales fue descubierto en 1976 y lleva el nombre del dios egipcio Atón, todavía se alejan del Sol más que de la Tierra, ya que se mueven a lo largo de elipses con una gran excentricidad. Entre los átomos, se distingue una subfamilia de asteroides,cuyo apogeo es menor que el radio mínimo de la órbita terrestre, 0,983 AU. Estos cuerpos, naturalmente, siempre están más cerca del Sol que de nuestro planeta.
Las órbitas de los asteroides cercanos a la Tierra son muy diversas. Algunos de ellos regresan periódicamente al cinturón principal y, a veces, incluso van mucho más lejos, mientras que otros se mantienen invariablemente más cerca del Sol. Tal es, por ejemplo, el asteroide 1685 Toro con un apogeo de 1,96 AU. y perihelio 0,77 AU. Cruza las órbitas de la Tierra y Marte, y solo le falta 0,05 AU. e, para llegar a la órbita de Venus. Le toma 8 años de la Tierra y 13 de Venus hacer cinco revoluciones alrededor del Sol, por lo que Toro está en resonancia orbital con ambos planetas. Incluso hay asteroides que se atreven a acercarse al Sol más cerca de Mercurio. Tal es el asteroide 1566 Ícaro de la familia Apolo, descubierto en 1949 por el astrónomo estadounidense Walter Baade.
Planetas inacabados
Los asteroides son, en cierto sentido, planetas inacabados. Ambos se formaron una vez a partir de la colisión y la fusión de planetesimales, cuerpos sólidos que varían en tamaño desde un metro hasta un kilómetro, orbitando un Sol recién nacido. Estos cuerpos, a su vez, surgieron debido a la adhesión de partículas del gas primario y la nube de polvo, a partir de la cual se formó el sistema solar. En la zona más allá de la órbita de Marte, los planetesimales no podían unirse en un planeta grande. Lo más probable es que esto se deba a las perturbaciones gravitacionales de Júpiter, aunque otros mecanismos podrían haber funcionado. En particular, es posible que Júpiter más de una vez haya expulsado grandes cuerpos hacia el Sol, lo que también desestabilizó el cinturón de asteroides.
Los primeros asteroides, que surgieron directamente de los planosimales, se movieron en el plano de la eclíptica a lo largo de órbitas casi circulares y tenían velocidades relativas bajas. Es por eso que no se dividieron en colisiones, sino que se mantuvieron unidos y crecieron. Sin embargo, la gravedad de Júpiter obligó gradualmente a los asteroides a moverse a órbitas inclinadas con una gran excentricidad, por lo que su velocidad relativa aumentó a 5 km / s (esto es lo que es ahora). Al chocar a tal velocidad, los asteroides se rompieron en fragmentos que no tenían posibilidad de iniciar un planeta real.
Estos procesos han cambiado radicalmente el cinturón de asteroides. Su masa inicial no se conoce con exactitud, sin embargo, según los cálculos del modelo, podría ser 2.200 veces la masa actual y aproximadamente igual a la masa de la Tierra. Los mismos cálculos muestran que había cientos de cuerpos, en masa y tamaño no inferiores a Ceres. Estos cuerpos murieron en las colisiones y sus escombros entraron en órbitas inestables y abandonaron el cinturón. Al final, se redujo tanto que las colisiones se volvieron raras y los asteroides supervivientes se mantuvieron en trayectorias bastante estables. Entonces, el cinturón principal actual es una pálida sombra de su antiguo esplendor.
Clark Chapman señaló que, según varios científicos planetarios, en algún momento podría existir otro cinturón entre la Tierra y Venus. Sin embargo, estos asteroides eran mucho más difíciles de sobrevivir. Se puede suponer que casi todos se partieron después de las colisiones y sus fragmentos fueron arrojados lejos del sol.
Fiebre del níquel hierro
Los escritores de ciencia ficción han predicho durante mucho tiempo, por así decirlo, el desarrollo económico nacional de los asteroides; recuerde, por ejemplo, la historia de Azimov "El camino de los marcianos". Esto es comprensible. El cinturón de asteroides contiene reservas gigantescas del hielo de agua más pura y una gran variedad de minerales. Un kilómetro cúbico de un asteroide típico de clase M contiene 7 mil millones de toneladas de hierro, mil millones de toneladas de níquel y millones de toneladas de cobalto. El costo total de estos metales a los precios actuales es de más de $ 5 billones. Se espera que si la humanidad llega a estos recursos, los dispondrá de manera inteligente y con un beneficio real.
Alexey Levin
