Asteroide

En 1772, el astrónomo alemán Johann Elert Bode , citando a Johann Daniel Titius , publicó una fórmula numérica conocida como la ley de Titius-Bode (actualmente desacreditada). Excepto por una inexplicable brecha entre Marte y Júpiter, la fórmula de Bode parecía predecir las órbitas de los planetas conocidos. ^{[ 26 ] [ 27 ]} Escribió la siguiente explicación para la existencia de un «planeta desaparecido»:

Este último punto parece derivarse particularmente de la asombrosa relación que los seis planetas conocidos observan en sus distancias al Sol. Si tomamos la distancia del Sol a Saturno como 100, entonces Mercurio está separado del Sol por 4 partes de esa distancia. Venus está a 4 + 3 = 7. La Tierra a 4 + 6 = 10. Marte a 4 + 12 = 16. Ahora bien, hay una brecha en esta progresión tan ordenada. Después de Marte, sigue un espacio de 4 + 24 = 28 partes, en el que aún no se ha visto ningún planeta. ¿Podemos creer que el Fundador del universo dejó este espacio vacío? Ciertamente no. Desde aquí llegamos a la distancia de Júpiter por 4 + 48 = 52 partes, y finalmente a la de Saturno por 4 + 96 = 100 partes. ^{[ 28 ]}

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 km, del Sol. ^{[ 27 ]} La ley de Titius-Bode recibió un impulso con el descubrimiento de Urano por William Herschel cerca de la distancia predicha para un planeta más allá de Saturno . ^{[ 26 ]} 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 "), ^{[ 27 ]} pidiéndoles que unieran sus esfuerzos y comenzaran una búsqueda metódica del planeta esperado. ^{[ 27 ]} Aunque no descubrieron Ceres, más tarde encontraron los asteroides 2 Pallas , 3 Juno y 4 Vesta . ^{[ 27 ]}

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. ^{[ 29 ]} Buscaba "la estrella número 87 del Catálogo de las estrellas zodiacales del Sr. la Caille ", ^{[ 26 ]} pero descubrió que "estaba precedida por otra". ^{[ 26 ]} En lugar de una estrella, Piazzi había encontrado un objeto móvil parecido a una estrella, que al principio pensó que era un cometa: ^{[ 30 ]}

La luz era algo tenue, del color de Júpiter , pero similar a muchas otras que generalmente se consideran de octava magnitud . Por lo tanto, no tenía duda de que se trataba de una estrella fija. [...] La tarde del día tres, mi sospecha se convirtió en certeza, al asegurarme 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 en los días anteriores. ^{[ 26 ]}

Piazzi observó Ceres un total de 24 veces, la última 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. ^{[ 23 ]} Lo describió como un cometa, pero «dado que su movimiento es tan lento y bastante uniforme, se me ha ocurrido varias veces que podría ser algo mejor que un cometa». ^{[ 26 ]} En abril, Piazzi envió sus observaciones completas a Oriani, Bode y al astrónomo francés Jérôme Lalande . La información se publicó en el número de septiembre de 1801 de la Monatliche Correspondenz . ^{[ 30 ]}

Para entonces, la posición aparente de Ceres había cambiado (principalmente debido al movimiento de la Tierra alrededor del Sol), y estaba demasiado cerca del resplandor del Sol para que otros astrónomos pudieran confirmar 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 Ceres, el matemático Carl Friedrich Gauss , que entonces tenía 24 años, desarrolló un método eficiente de determinación de órbitas . ^{[ 30 ]} 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 colega policía celestial Heinrich WM Olbers encontraron Ceres cerca de la posición predicha y así la recuperaron. ^{[ 30 ]} A 2,8 UA del Sol, Ceres parecía ajustarse a la ley de Titius-Bode casi perfectamente; Sin embargo, Neptuno, una vez 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. ^{[ 31 ]} Piazzi nombró al objeto recién descubierto Ceres Ferdinandea, "en honor a la diosa patrona de Sicilia y del rey Fernando de Borbón ". ^{[ 28 ]}

Otros tres asteroides ( 2 Pallas , 3 Juno y 4 Vesta ) fueron descubiertos por el grupo de von Zach en los años siguientes, siendo Vesta hallado en 1807. ^{[ 27 ]} No se descubrieron nuevos asteroides hasta 1845. El astrónomo aficionado Karl Ludwig Hencke comenzó su búsqueda de nuevos asteroides en 1830, y quince años después, mientras buscaba Vesta, encontró el asteroide que más tarde se denominó 5 Astraea . Fue el primer descubrimiento de un nuevo asteroide en 38 años. Carl Friedrich Gauss tuvo el honor de nombrar el asteroide. Después de esto, otros astrónomos se unieron; A finales de 1851 se habían descubierto 15 asteroides. 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 de la época, en un medallón conmemorativo del evento. ^{[ 32 ]}

En 1891, Max Wolf fue pionero en el uso de la astrofotografía para detectar asteroides, que aparecían como pequeñas estelas en placas fotográficas de larga exposición. ^{[ 32 ]} Esto aumentó drásticamente la tasa de detección en comparación con los métodos visuales anteriores: Wolf descubrió 248  asteroides, comenzando con 323 Brucia , ^{[ 33 ]} mientras que hasta ese momento solo se habían descubierto poco más de 300. Se sabía que había muchos más, pero la mayoría de los astrónomos no se molestaban en estudiarlos, algunos los llamaban "alimañas de los cielos", ^{[ 34 ]} una frase atribuida indistintamente a Eduard Suess ^{[ 35 ]} y Edmund Weiss . ^{[ 36 ]} Incluso un siglo después, solo se habían identificado, numerado y nombrado 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 astrógrafo . Se tomaban pares de fotografías, generalmente con una hora de diferencia. Se podían tomar varios pares a lo largo de varios días. Segundo, se observaban las dos películas o placas de la misma región bajo un estereoscopio . Un cuerpo en órbita alrededor del Sol se desplazaría ligeramente entre las dos películas. Bajo el estereoscopio, la imagen del cuerpo parecería flotar ligeramente sobre el fondo de estrellas. Tercero, una vez identificado un cuerpo en movimiento, se medía su posición con precisión utilizando un microscopio digitalizador. La posición se medía en relación con las posiciones estelares conocidas. ^{[ 37 ]}

Estos tres primeros pasos no constituyen el descubrimiento de un asteroide: el observador solo ha encontrado una aparición, que recibe una designación provisional , compuesta por el año del descubrimiento, una letra que representa la quincena del descubrimiento y, finalmente, una letra y un número que indican el número secuencial del descubrimiento (ejemplo: 1998 FJ ₇₄ ). El último paso consiste en enviar la ubicación y la hora de las observaciones al Centro de Planetas Menores , donde programas informáticos determinan si una aparición vincula apariciones anteriores en una sola órbita. De ser 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 . ^{[ 38 ]}

A los primeros asteroides descubiertos se les asignaron símbolos icónicos similares a los que tradicionalmente se utilizan para designar los planetas. Para 1852, existían dos docenas de símbolos de asteroides, que a menudo aparecían en múltiples variantes. ^{[ 42 ]}

En 1851, tras el descubrimiento del decimoquinto asteroide, Eunomia , Johann Franz Encke introdujo un cambio importante en la edición de 1854 del Berliner Astronomisches Jahrbuch (BAJ, Anuario Astronómico de Berlín ). Introdujo un disco (círculo), símbolo tradicional de una estrella, como símbolo genérico para un asteroide. El círculo se numeró entonces en orden de descubrimiento para indicar un asteroide específico. La convención del círculo numerado fue rápidamente adoptada por los astrónomos, y el siguiente asteroide 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 asignó un símbolo icónico, al igual que a algunos otros asteroides descubiertos en los años siguientes. 20 Massalia fue el primer asteroide al que no se le asignó un símbolo icónico, y no se crearon más símbolos icónicos después del descubrimiento de 37 Fides en 1855. ^{[ e ] [ 43 ]}

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 elongadas). Se estima que este cinturón contiene entre 1,1 y 1,9 millones de asteroides de más de 1 km (0,6 millas) de diámetro, ^{[ 48 ]} y millones de otros más pequeños. Estos asteroides podrían ser remanentes 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 se encuentran dispersos en un volumen tan grande que alcanzar uno sin apuntar con precisión sería improbable. No obstante, actualmente se conocen cientos de miles de asteroides, y el número total asciende a millones o más, dependiendo del límite inferior de tamaño. Se sabe que más de 200 asteroides superan los 100  km ^{[ 49 ]} , y un estudio en longitudes de onda infrarrojas ha demostrado que el cinturón de asteroides contiene entre 700 000 y 1,7  millones de asteroides con un diámetro de 1 km o más ^{[ 50 ]}  . Las magnitudes absolutas de la mayoría de los asteroides conocidos oscilan entre 11 y 19, con una mediana de aproximadamente 16 ^{[ 51 ].}

Se estima que la masa total del cinturón de asteroides es2,39 × 10²¹ 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. ^{[ 52 ]} Los cuatro objetos más grandes, Ceres, Vesta, Palas e Higía , representan quizás el 62% de la masa total del cinturón, con un 39% representado por Ceres solo.

Los troyanos son poblaciones que comparten órbita con un planeta o luna más grande, pero no colisionan con él porque orbitan en uno de los dos puntos de estabilidad de Lagrange, _L4 y L5 , que se encuentran _a 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 grupo griego en L ₄ (delante de Júpiter) y el grupo troyano en L ₅ (detrás de Júpiter). Se cree que existen más de un millón de troyanos de Júpiter de más de un kilómetro, ^{[ 53 ]} de los cuales más de 7000 están catalogados actualmente. En otras órbitas planetarias, solo se han encontrado hasta la fecha nueve troyanos de Marte , 28 de Neptuno , dos de Urano y dos de la Tierra . También se conoce un troyano temporal de Venus . Las simulaciones numéricas de estabilidad de la dinámica orbital indican que Saturno y Urano probablemente no tienen troyanos primordiales. ^{[ 54 ]}

Los asteroides cercanos a la Tierra , o NEA, son asteroides cuyas órbitas pasan cerca de la de la Tierra. Los asteroides que cruzan la órbita terrestre se conocen como asteroides que cruzan la órbita de la Tierra . A partir de abril de 2022  Se conocían un total de 28.772 asteroides cercanos a la Tierra; 878 tienen un diámetro de un kilómetro o más. ^{[ 55 ]}

Un pequeño número de NEA son cometas extintos que han perdido sus materiales superficiales volátiles, aunque tener una cola de cometa tenue o intermitente no implica necesariamente su clasificación como 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 . ^{[ 56 ] [ 57 ]}

Muchos asteroides tienen satélites naturales ( lunas de planetas menores ). A partir de octubre de 2021 , había 85 NEA conocidos que tenían al menos una luna, incluyendo tres conocidos que tenían dos lunas. ^{[ 58 ]} 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 diámetro, que fueron descubiertas mediante imágenes de radar durante el acercamiento del asteroide a la Tierra en 2017. ^{[ 59 ]}    

Los asteroides cercanos a la Tierra se dividen en grupos según su semieje mayor (a), distancia al perihelio (q) y distancia al afelio (Q): ^{[ 60 ] [ 56 ]}

• Los asteroides Atira o Apoheles tienen órbitas estrictamente dentro de la órbita de la Tierra: la distancia al afelio (Q) de un asteroide Atira es menor que la distancia al 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. ^{[ 61 ]}
• Los satélites Aten 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 al perihelio de la Tierra).
• Las sondas 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 terrestre).
• Los asteroides Amor tienen órbitas estrictamente fuera de la órbita de la Tierra: la distancia al perihelio (q) de un asteroide Amor es mayor que la distancia al 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 (a) del asteroide también es mayor que 1,017  UA). Algunas órbitas de asteroides Amor cruzan la órbita de Marte.

Fobos

Deimos

No está claro si las lunas marcianas Fobos y Deimos son asteroides capturados o se formaron debido a un evento de impacto en Marte. ^{[ 62 ] : 1284–1285} 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. ^{[ 63 ]} Basándose en su similitud, una hipótesis es que ambas lunas pueden ser asteroides del cinturón principal capturados . ^{[ 64 ] [ 65 ]} 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 muy excéntrica y ajustar su inclinación al plano ecuatorial, muy probablemente por una combinación de arrastre atmosférico y fuerzas de marea , ^{[ 66 ]} aunque no está claro si hubo tiempo suficiente para que esto ocurriera en el caso de Deimos. ^{[ 62 ] : 1300–1301} La captura también requiere disipación de energía. La atmósfera actual de Marte es demasiado tenue para capturar un objeto del tamaño de Fobos mediante frenado atmosférico. ^{[ 62 ]} 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. ^{[ 65 ] [ 67 ]}

Fobos podría ser un objeto del Sistema Solar de segunda generación que se condensó en órbita después de que se formara Marte, en lugar de formarse simultáneamente a partir de la misma nube de nacimiento que Marte. ^{[ 68 ]}

Otra hipótesis es que Marte estuvo rodeado en el pasado por muchos cuerpos del tamaño de Fobos y Deimos, tal vez eyectados a la órbita alrededor de él por una colisión con un gran planetesimal . ^{[ 69 ]} La alta porosidad del interior de Fobos (basada en la densidad de 1,88 g/cm³ ^, se estima que los huecos comprenden entre el 25 y el 35 por ciento del volumen de Fobos) es inconsistente con un origen asteroide. ^{[ 70 ]} Las observaciones de Fobos en el infrarrojo térmico sugieren una composición que contiene principalmente filosilicatos , que son bien conocidos de la superficie de Marte. Los espectros son distintos de los de todas las clases de meteoritos condríticos , lo que nuevamente apunta en contra de un origen asteroide. ^{[ 71 ]} Ambos conjuntos de hallazgos apoyan un origen de Fobos a partir de material eyectado por un impacto en Marte que se reacregó en la órbita marciana, ^{[ 72 ]} similar a la teoría predominante para el origen de la Luna de la Tierra.

Los asteroides varían enormemente en tamaño, desde casi 1000 km (620 mi) para los más grandes hasta rocas de apenas 1 m (3,3 pies) de diámetro, por debajo de las cuales un objeto se clasifica como meteoroide . ^{[ f ]} Los tres más grandes son muy parecidos a planetas en miniatura: son aproximadamente esféricos, tienen interiores al menos parcialmente diferenciados, ^{[ 73 ]} y se cree que son protoplanetas supervivientes . La gran mayoría, sin embargo, son mucho más pequeños y tienen formas irregulares; se cree que son planetesimales dañados o fragmentos de cuerpos más grandes.    

El planeta enano Ceres es, con mucho, el asteroide más grande, con un diámetro de 940 km (580 mi) . Los siguientes más grandes 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. ^{[ 74 ]} En 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 de 1000 millones de euros.(2394 ± 6) × 10 ¹⁸  kg , ≈3,25% de la masa de la Luna. De esto, Ceres comprende938 × 10 ¹⁸  kg , aproximadamente el 40% del total. Si se añaden los tres objetos más masivos siguientes, Vesta (11%), Palas (8,5%) e Higía (3-4%), esta cifra asciende a poco más del 60%, mientras que los siete asteroides más masivos siguientes elevan el total al 70%. ^{[ 52 ]} El número de asteroides aumenta rápidamente a medida que disminuyen sus masas individuales.

El número de asteroides disminuye notablemente con el aumento de tamaño. Aunque la distribución de tamaños generalmente sigue una ley de potencias , hay "picos" alrededor de5  km yA 100  km , se encuentran más asteroides de lo esperado según dicha curva. La mayoría de los asteroides de más de aproximadamente 120 kilómetros (75 millas) de diámetro son primordiales (sobrevivientes de la época de acreción), mientras que la mayoría de los asteroides más pequeños son producto de la fragmentación de asteroides primordiales. La población primordial del cinturón principal era probablemente 200 veces mayor que la actual. ^{[ 75 ] [ 76 ]} 

Los asteroides más grandes

42 de los objetos más grandes del cinturón de asteroides captados por el Very Large Telescope del ESO.

Comparación de tamaños de Eros, Vesta y Ceres

Los tres objetos más grandes del cinturón de asteroides, Ceres , Vesta y Palas , 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, Higía , parece casi esférico, aunque podría tener un interior indiferenciado, ^{[ 77 ]} como la mayoría de los asteroides. Los cuatro asteroides más grandes constituyen aproximadamente cinco octavos de la masa del cinturón de asteroides; Ceres y Vesta, por sí solos, constituyen la mitad.

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 . ^{[ 78 ]} Tiene una magnitud absoluta mucho mayor que los otros asteroides, de alrededor de 3,32, ^{[ 79 ]} y puede poseer una capa superficial de hielo. ^{[ 80 ]} Al igual que los planetas, Ceres está diferenciado: tiene una corteza, un manto y un núcleo. ^{[ 80 ]} No se han encontrado meteoritos de Ceres en la Tierra. ^{[ 81 ]}

Vesta también tiene un interior diferenciado, aunque se formó dentro de la línea de hielo del Sistema Solar , y por lo tanto carece de agua; ^{[ 82 ] [ 83 ]} su composición es principalmente de roca basáltica con minerales como olivino . ^{[ 84 ]} Aparte del gran cráter en su polo sur, Rheasilvia , Vesta también tiene una forma elipsoidal. Vesta es el cuerpo progenitor 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 en la Tierra.

Palas es inusual porque, al igual que Urano , rota sobre su costado, con su eje de rotación inclinado en ángulos pronunciados respecto a su plano orbital. ^{[ 85 ]} Su composición es similar a la de Ceres: rica en carbono y silicio , y posiblemente parcialmente diferenciada. ^{[ 86 ]} Palas es el cuerpo progenitor de la familia de asteroides paladianos .

Hygiea es el asteroide carbonáceo más grande ^{[ 87 ]} 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 cuerpo progenitor presunto de la familia de asteroides Hygieanos . Debido a que no hay un cráter suficientemente grande en la superficie para ser la fuente de esa familia, como sí lo hay en Vesta, se cree que Hygiea pudo haber sido completamente desintegrada en la colisión que formó la familia Hygieana y recoalescer 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 cual es consistente tanto con que esté en equilibrio hidrostático , o que haya estado anteriormente en equilibrio hidrostático, como con que haya sido desintegrada y recoalescer. ^{[ 88 ] [ 89 ]}

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 la disrupción por colisión, creando una estructura de acumulación de escombros . ^{[ 81 ]}

Las mediciones de las velocidades de rotación de los asteroides grandes en el cinturón de asteroides muestran que existe un límite superior. Muy pocos asteroides con un diámetro mayor a 100 metros tienen un período de rotación inferior a 2,2  horas. ^{[ 90 ]} Para asteroides que giran más rápido que aproximadamente esta velocidad, la fuerza de inercia en la superficie es mayor que la fuerza gravitatoria, por lo que cualquier material superficial suelto sería expulsado. Sin embargo, un objeto sólido debería poder girar mucho más rápido. Esto sugiere que la mayoría de los asteroides con un diámetro superior a 100 metros son cúmulos de escombros formados por la acumulación de desechos tras colisiones entre asteroides. ^{[ 91 ]}

Los asteroides se vuelven más oscuros y rojizos con la edad debido a la erosión espacial . ^{[ 92 ]} 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. ^{[ 93 ]}

Excepto por los " cuatro grandes " (Ceres, Pallas, Vesta e Hygiea), es probable que los asteroides sean en general similares en apariencia, aunque de forma irregular. 50 km (31 mi) 253 Mathilde es un montón de escombros saturado de cráteres con diámetros del tamaño del radio del asteroide. Las observaciones terrestres de 300 km (190 mi) 511 Davida , 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. ^{[ 94 ]} 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 del radio en su polo sur, pero por lo demás es un esferoide .    

La sonda Dawn reveló que Ceres tiene una superficie muy craterizada, pero con menos cráteres grandes de lo esperado. ^{[ 95 ]} Los modelos basados ​​en la formación del cinturón de asteroides actual habían sugerido que Ceres debería tener entre 10 y 15 cráteres de más de 400 km (250 mi) de diámetro. ^{[ 95 ]} El cráter más grande confirmado en Ceres, la Cuenca Kerwan , tiene 284 km (176 mi) de diámetro. ^{[ 96 ]} La razón más probable para esto es la relajación viscosa de la corteza que aplana lentamente los impactos más grandes. ^{[ 95 ]}    

Los asteroides se clasifican según sus espectros de emisión característicos , y la mayoría se divide en tres grupos principales: tipo C , tipo M y tipo S. Estos describen composiciones carbonáceas ( ricas en carbono ), metálicas y silíceas (pétreas), respectivamente. La composición física de los asteroides es variada y, en la mayoría de los casos, poco comprendida. 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. ^{[ 97 ]} Se cree que Hygiea , considerado el asteroide no diferenciado más grande, parece tener una composición uniformemente primitiva de condrita carbonácea , pero en realidad podría ser un asteroide diferenciado que fue fragmentado globalmente por un impacto y luego reensamblado. Otros asteroides parecen ser los núcleos o mantos remanentes de protoplanetas, ricos en roca y metal. Se cree que la mayoría de los asteroides pequeños son cúmulos de escombros unidos débilmente por la gravedad, aunque los más grandes probablemente sean sólidos. Algunos asteroides tienen lunas o son sistemas binarios que orbitan en la misma órbita : se piensa que los cúmulos de escombros, las lunas, los sistemas binarios y las familias de asteroides dispersos son el resultado de colisiones que desintegraron un asteroide progenitor, o posiblemente un planeta . ^{[ 98 ]}

En el cinturón principal de asteroides, parece haber dos poblaciones primarias de asteroides: una población oscura y rica en volátiles, compuesta por asteroides de tipo C y tipo P , con albedos inferiores a 0,10 y densidades inferiores a2,2  g/cm³ ^y una población densa y pobre en volátiles, compuesta 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 . ^{[ 99 ]}

La composición se calcula a partir de tres fuentes principales: albedo , espectro de superficie y densidad. Esta última solo puede determinarse con precisión observando las órbitas de las lunas que el asteroide podría tener. Hasta ahora, todos los asteroides con lunas han resultado ser montones de escombros, una aglomeración suelta de roca y metal que puede ser la mitad de espacio vacío en volumen. Los asteroides investigados tienen hasta 280  km de diámetro e incluyen 121 Hermione (268 × 186 × 183  km) y 87 Sylvia (384 × 262 × 232  km). Pocos asteroides son más grandes que 87  Sylvia , y 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 importantes consecuencias para la formación del Sistema Solar: las simulaciones por computadora de colisiones que involucran cuerpos sólidos muestran que se destruyen entre sí con la misma frecuencia que se fusionan, pero los montones de escombros que colisionan tienen más probabilidades de fusionarse. Esto significa que los núcleos de los planetas podrían haberse formado con relativa rapidez. ^{[ 100 ]}

Muchos asteroides se han clasificado en grupos y familias según sus características orbitales. Además de las divisiones más generales, es costumbre nombrar un grupo de asteroides en honor al primer miembro de ese grupo que se descubrió. Los grupos son asociaciones dinámicas relativamente laxas, mientras que las familias son más compactas y resultan de la fragmentación catastrófica de un asteroide progenitor grande en algún momento del pasado. ^{[ 119 ]} Las familias son más comunes y fáciles de identificar dentro del cinturón principal de asteroides, pero se han reportado varias familias pequeñas entre los troyanos de Júpiter . ^{[ 120 ]} 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. También se ha asociado una familia con el planeta enano plutoide Haumea .

Algunos asteroides tienen órbitas inusuales en forma de herradura , coorbitales con la Tierra u otro planeta. Ejemplos de ello son 3753 Cruithne y 2002 AA 29. El primer caso de este tipo de configuración 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 algunas décadas o cientos de años, antes de volver a su estado original. Se sabe que tanto la Tierra como Venus tienen cuasi-satélites.

Dichos objetos, si están asociados con la Tierra, Venus o incluso, hipotéticamente, Mercurio , constituyen una clase especial de asteroides Aten . Sin embargo, 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 . ^{[ 121 ]} Se cree que estas propiedades corresponden a la composición del material de la superficie del asteroide. El sistema de clasificación original tenía tres categorías: tipo C para objetos carbonáceos oscuros (75 % de los asteroides conocidos), tipo S para objetos rocosos (silíceos) (17 % de los asteroides conocidos) y U para aquellos que no encajaban ni en C ni en S. Esta clasificación se ha ampliado desde entonces para incluir muchos otros tipos de asteroides. El número de tipos sigue creciendo a medida que se estudian más asteroides.

Las dos taxonomías más utilizadas actualmente son la clasificación de 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. ^{[ 122 ]} En 2002, el Estudio Espectroscópico de Asteroides del Cinturón Principal Pequeño dio como resultado una versión modificada de la taxonomía de Tholen con 24  tipos diferentes. Ambos sistemas tienen tres grandes categorías de asteroides C, S y X, donde X consiste principalmente en asteroides metálicos, como los de tipo M. También hay varias clases más pequeñas. ^{[ 123 ]}

La proporción de asteroides conocidos que pertenecen a los distintos 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.

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). ^{[ 125 ] [ 126 ]} Estos cuerpos fueron designados originalmente cometas del cinturón principal (MBC, por sus siglas en inglés) en 2006 por los astrónomos David C. 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. ^{[ 125 ] [ 127 ] [ 128 ]}

El primer asteroide activo descubierto es 7968 Elst-Pizarro . Fue descubierto (como asteroide) en 1979, pero luego Eric Elst y Guido Pizarro descubrieron que tenía una cola en 1996 y se le asignó la designación de cometa 133P/Elst-Pizarro. ^{[ 125 ] [ 129 ]} 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. ^{[ 130 ]} Se sospecha que las colas son corrientes de material eyectado por el asteroide como resultado de un cúmulo de escombros que gira lo suficientemente rápido como para desprender material de él. ^{[ 131 ]}

Al chocar contra el asteroide Dimorphos , la nave espacial de la NASA para la Prueba de Redirección de Asteroides Dobles (DART) 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 la activación de un asteroide. La misión DART activó Dimorphos bajo 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. ^{[ 132 ] [ 133 ]} Las observaciones muestran que Dimorphos perdió aproximadamente 1 millón de kilogramos después de la colisión. ^{[ 134 ]} El impacto produjo una columna de polvo que iluminó temporalmente el sistema Didymos y desarrolló una cola de polvo de 10 000 kilómetros (6200 millas) de largo que persistió durante varios meses. ^{[ 135 ] [ 136 ] [ 137 ]} 

Identificados por primera vez en 2024, los cometas oscuros son asteroides que muestran aceleración no gravitacional, un comportamiento que normalmente se observa en los cometas pero no en los asteroides, pero carecen de coma o cola, apareciendo visualmente como asteroides. Se han identificado dos familias. La Familia Exterior consta de objetos de más de 100 metros y tienen órbitas que se extienden casi hasta Júpiter, asemejándose a los cometas de la familia de Júpiter . Los cometas oscuros de la Familia Interior eran menores de 50 metros, más oscuros y tenían órbitas aproximadamente circulares. ^{[ 138 ]} Todos los cometas oscuros orbitan en el cinturón principal de asteroides, excepto ʻOumuamua , un objeto interestelar, que fue el primer objeto similar a un asteroide en mostrar aceleración no gravitacional, apareciendo visualmente como un asteroide. ^{[ 139 ]}

Como los asteroides son objetos bastante pequeños y tenues, los datos que se pueden obtener de las observaciones terrestres (OB) son limitados. Mediante telescopios ópticos terrestres se puede obtener la magnitud visual; al convertirla en magnitud absoluta, se obtiene una estimación aproximada del tamaño del asteroide. Las OBG también permiten realizar mediciones de la curva de luz; al recopilar datos durante un largo período de tiempo, permiten estimar el período de rotación, la orientación del polo (en ocasiones) y una estimación aproximada de la forma del asteroide. Los datos espectrales (tanto de luz visible como de espectroscopia infrarroja cercana) proporcionan información sobre la composición del objeto, que se utiliza para clasificar los asteroides observados. Estas observaciones son limitadas, ya que solo proporcionan información sobre la fina capa superficial (hasta varios micrómetros). ^{[ 140 ]} 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 proporcionan alguna indicación de las propiedades físicas reales. La medición del flujo de calor de un asteroide en una sola longitud de onda permite estimar las dimensiones del objeto; estas mediciones tienen menor incertidumbre que las mediciones de la luz solar reflejada en la región espectral de la luz visible. Si se pueden combinar ambas mediciones, se pueden obtener tanto el diámetro efectivo como el albedo geométrico —este último es una medida del brillo en el 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, junto con el brillo en la región de la luz visible, proporcionan información sobre las propiedades térmicas. La inercia térmica, que es una medida de la velocidad a 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 el del regolito lunar; esta observación indica la presencia de una capa aislante de material granular en su superficie. ^{[ 140 ]}

Los asteroides cercanos a la Tierra que se aproximan al planeta pueden estudiarse con mayor detalle mediante radar ; este proporciona información sobre la superficie del asteroide (por ejemplo, puede mostrar la presencia de cráteres y rocas). El Observatorio de Arecibo en Puerto Rico (antena de 305 metros) y el Observatorio de Goldstone en California (antena de 70 metros) realizaron observaciones de este tipo. Las observaciones de radar también pueden utilizarse para determinar con precisión la dinámica orbital y rotacional de los objetos observados. ^{[ 140 ]}

Tanto los observatorios espaciales como los terrestres llevaron a cabo programas de búsqueda de asteroides; se espera que las búsquedas espaciales detecten más objetos debido a la ausencia de atmósfera que interfiera y a que pueden observar porciones más grandes del cielo. NEOWISE observó más de 100 000 asteroides del cinturón principal, y 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). ^{[ 140 ]}

El telescopio espacial Hubble también estudió asteroides , como por ejemplo, el seguimiento de asteroides en colisión en el cinturón principal, ^{[ 141 ] [ 142 ]} la fragmentación de un asteroide, ^{[ 143 ]} la observación de un asteroide activo con seis colas similares a cometas, ^{[ 144 ]} y la observación de asteroides que fueron elegidos como objetivos de misiones específicas. ^{[ 145 ] [ 146 ]}

Según Patrick Michel

La estructura interna de los asteroides se infiere únicamente a partir de evidencia indirecta: densidades aparentes 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 de Yarkovsky. Una nave espacial cercana a un asteroide se ve perturbada lo suficiente por la gravedad del asteroide como para permitir una estimación de su masa. El volumen se estima entonces utilizando un modelo de la forma del asteroide. La masa y el volumen permiten derivar la densidad aparente, 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 aparente con la de sus supuestos análogos de meteoritos; los asteroides oscuros parecen ser más porosos (>40%) que los brillantes. La naturaleza de esta porosidad no está clara. ^{[ 140 ]}

Planned missions

• JAXA's DESTINY+ is a mission for a flyby of the Geminids meteor shower parent body 3200 Phaethon, as well as various minor bodies. Its launch is planned for fiscal year 2028.^[152]

Varias técnicas para evitar colisiones tienen diferentes compensaciones con respecto a métricas como el rendimiento general, el costo, los riesgos de falla, las operaciones y la preparación de la tecnología. ^{[ 171 ]} Hay varios métodos para cambiar el curso de un asteroide/cometa. ^{[ 172 ]} 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, ^{[ 173 ] [ 174 ]} encuentro o estación remota).

Las estrategias se dividen en dos conjuntos básicos: fragmentación y retardo. ^{[ 172 ] [ 175 ]} La fragmentación se centra en neutralizar el impacto fragmentándolo y dispersando los fragmentos para que no alcancen la Tierra o sean lo suficientemente pequeños como para desintegrarse en la atmósfera. El retardo aprovecha el hecho de que tanto la Tierra como el impactor se encuentran en órbita. Un impacto ocurre cuando ambos alcanzan el mismo punto en el espacio al mismo tiempo, o más correctamente, cuando algún punto de la superficie terrestre intersecta la órbita del impactor al llegar este. Dado que la Tierra tiene aproximadamente 12 750 km (7920 mi) de diámetro y se mueve a unos 30 km/s (19 mi/s) en su órbita, recorre una distancia equivalente a un diámetro planetario en unos 425 segundos, o poco más de siete minutos. Retrasar o adelantar la llegada del impactor en tiempos de esta magnitud puede, dependiendo de la geometría exacta del impacto, provocar que no alcance la Tierra. ^{[ 176 ]}    

El " Proyecto Ícaro " fue uno de los primeros proyectos diseñados en 1967 como 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 completara el informe. Se utilizarían seis cohetes Saturno V, cada uno lanzado a intervalos variables, desde meses hasta horas antes del impacto. Cada cohete estaría equipado con una ojiva nuclear de 100 megatones , así como con un Módulo de Servicio Apolo modificado y un Módulo de Comando Apolo no tripulado para la guía hacia el objetivo. Las ojivas se detonarían a 30 metros de la superficie, desviando o destruyendo parcialmente el asteroide. Dependiendo de los impactos posteriores en la trayectoria o 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. ^{[ 177 ]}