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asteroides de Hungría

Vista superior y lateral de las posiciones de los asteroides de Hungaria fuera de la órbita de Marte al 15 de mayo de 2026. La forma rectangular de la vista lateral se debe a la...

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Vista superior y lateral de las posiciones de los asteroides de Hungaria fuera de la órbita de Marte al 15 de mayo de 2026. La forma rectangular de la vista lateral se debe a la elevada inclinación del grupo.

Los asteroides Hungaria , también conocidos como el grupo Hungaria , son un grupo dinámico de asteroides en el cinturón de asteroides [ 1 ] que orbitan alrededor del Sol con un semieje mayor entre 1,78 y 2,00 unidades astronómicas (UA). [ 2 ] Son la concentración más densa de asteroides en el Sistema Solar —los asteroides cercanos a la Tierra son mucho más dispersos— y derivan su nombre de su miembro más grande, 434 Hungaria . El grupo Hungaria incluye la familia Hungaria , una familia de asteroides colisionales que domina su población. [ 3 ] [ 4 ]

Descripción

Vista de los elementos propios de los asteroides en el cinturón de asteroides, mostrando la inclinación en relación con el semieje mayor. Los asteroides de Hungría se muestran ampliados en la parte superior izquierda en color naranja, hacia el interior de la resonancia de Júpiter 4:1 . La región central del cinturón de asteroides se muestra en blanco.

Los asteroides de Hungaria suelen compartir los siguientes parámetros orbitales : [ 1 ] [ 2 ]

La brecha de resonancia de Kirkwood 4:1 (a 2,06 UA) marca el límite exterior de la familia Hungaria, mientras que las interacciones con Marte determinan el límite interior. En comparación, la mayoría de los asteroides se encuentran en la región central del cinturón de asteroides, que se ubica entre la brecha 4:1 (a 2,06 UA) y la brecha 2:1 (a 3,27 UA). [ 5 ]

La mayoría de los asteroides Hungaria son de tipo E , lo que significa que tienen superficies de enstatita extremadamente brillantes y albedos típicamente superiores a 0,30. A pesar de sus altos albedos, ninguno se puede ver con binoculares porque son demasiado pequeños: el más grande ( 434 Hungaria ) tiene solo unos 11  km de tamaño. Sin embargo, son los asteroides más pequeños que se pueden observar regularmente con telescopios de aficionados. [ 6 ]

El origen del grupo de asteroides Hungaria es bien conocido. En la resonancia orbital 4:1 con Júpiter , que se encuentra a semiejes mayores de 2,06 UA, cualquier cuerpo en órbita se ve perturbado con suficiente fuerza como para verse forzado a una órbita extremadamente excéntrica e inestable, creando la brecha de Kirkwood más interna . Dentro de esta resonancia 4:1, los asteroides en órbitas de baja inclinación , a diferencia de los que se encuentran fuera de la brecha de Kirkwood 4:1, están fuertemente influenciados por el campo gravitatorio de Marte . Aquí, en lugar de la influencia de Júpiter, las perturbaciones de Marte han expulsado, a lo largo de la historia del Sistema Solar, a todos los asteroides dentro de la brecha de Kirkwood 4:1, excepto aquellos lo suficientemente lejos del plano orbital de Marte, donde ese planeta ejerce fuerzas mucho menores. [ 1 ]

Esto ha dado lugar a una situación en la que la única concentración restante de asteroides dentro de la resonancia 4:1 se encuentra en órbitas de alta inclinación, aunque tienen excentricidades bastante bajas. Sin embargo, incluso en el momento actual de la historia del Sistema Solar, algunos asteroides de Hungría cruzan la órbita de Marte y todavía están en proceso de ser expulsados ​​del Sistema Solar debido a la influencia de Marte (a diferencia de los asteroides en el "núcleo" del cinturón de asteroides, donde predomina la influencia de Júpiter). [ 7 ]

Se cree que los cambios a largo plazo en la órbita de Marte son un factor crítico en la actual desaparición de los asteroides de Hungaria. Con las mayores excentricidades, similares a los valores extremos observados hoy o incluso ligeramente superiores, Marte perturbará los asteroides de Hungaria y los forzará a órbitas cada vez más excéntricas e inestables cuando su nodo ascendente esté cerca en longitud del afelio de Marte . [ 8 ] Esto, en última instancia, conduce a lo largo de millones de años a la formación de los asteroides Amor, de corta duración, y de los asteroides que cruzan la órbita de la Tierra . [ 9 ]

Correa eléctrica

Excentricidad frente a semieje mayor: Antigua ubicación de los hipotéticos asteroides del cinturón E (contorno verde), con los asteroides actuales del cinturón principal (puntos rojos) y los asteroides de Hungaria (puntos verdes).

Se cree que los asteroides de Hungaria son los restos de la hipotética población de asteroides del cinturón E. [ 10 ] La dispersión de la mayor parte de ese hipotético cinturón E podría haber sido causada por la migración hacia el exterior de los planetas gigantes del Sistema Solar , según simulaciones realizadas bajo el modelo de Niza . Estos asteroides dispersos del cinturón E podrían, a su vez, haber sido los impactadores del Bombardeo Intenso Tardío . [ 11 ] [ 12 ]

Véase también

Referencias

  1. 1 2 3 Spratt, Christopher E. (abril de 1990). "El grupo de planetas menores de Hungaria" . Journal of the Royal Astronomical Society of Canada . 84 : 123–131 . Bibcode : 1990JRASC..84..123S . ISSN 0035-872X . Recuperado el 25 de agosto de 2018 . 
  2. 1 2 Warner, Brian D.; Harris, Alan W.; Vokrouhlický, David; Nesvorný, David; Bottke, William F. (noviembre de 2009). "Análisis de la población de asteroides de Hungaria" (PDF) . Icarus . 204 (1): 172– 182. Bibcode : 2009Icar..204..172W . doi : 10.1016/j.icarus.2009.06.004 . Recuperado el 25 de agosto de 2018 .
  3. ↑ Ćuk, Matija; Gladman, Brett J.; Nesvorný, David (2014). "La familia de asteroides Hungaria como fuente de meteoritos aubrita". Icarus . 239 : 154– 159. arXiv : 1406.0825 . Bibcode : 2014Icar..239..154C . doi : 10.1016/j.icarus.2014.05.048 .
  4. ↑ Galiazzo, Mattia A.; Bazsó, Ákos; Dvorak, Rudolf (2013). "Fugitivos de la región de Hungría: encuentros cercanos e impactos con planetas terrestres". Planetary and Space Science . 84 : 5–13 . arXiv : 1210.1418 . Bibcode : 2013P & SS...84....5G . doi : 10.1016/j.pss.2013.03.017 .
  5. ↑ "Diagramas y gráficos: distribución del cinturón principal de asteroides" . Dinámica del sistema solar . Laboratorio de Propulsión a Chorro , NASA . Junio ​​de 2007. Consultado el 11 de abril de 2026 .
  6. ↑ Curvas de luz de asteroides Archivado el 8 de octubre de 2007 en Wayback Machine
  7. ↑ Milani, Andrea; Knezevic, Zoran; Novakovic, Bojan; Cellino, Alberto (junio de 2010). "Dinámica de los asteroides de Hungría" (PDF) . Ícaro . 207 (2): 769– 794. Bibcode : 2010Icar..207..769M . CiteSeerX 10.1.1.151.6659 . doi : 10.1016/j.icarus.2009.12.022 . S2CID 17409201 . Archivado desde el original (PDF) el 22 de febrero de 2018 . Consultado el 25 de agosto de 2018 .  
  8. ↑ Vitagliano, Aldo (2007). "Distancia de Marte a la Tierra" . Archivado del original el 7 de septiembre de 2007.
  9. ^ Galiazzo, MA; Bazso, A.; Dvorak, R. (2014). «Los Asteroides de Hungría: encuentros cercanos e impactos con planetas terrestres» . Memoria de la Sociedad Astronómica Italiana Suplementaria . 26 : 38. Código Bib : 2014MSAIS..26...38G . ISSN 0037-8720 . Consultado el 11 de abril de 2026 . 
  10. ↑ Bottke, Bill (14 de agosto de 2011). "Bombardeo pesado tardío - Bill Bottke (Charlas SETI)" . YouTube . Instituto SETI.
  11. ↑ Hammer, Michael; Nesvorny, David; Roig, Fernando; Bottke, William (10 de febrero de 2017). "¡No culpen a los asteroides por el bombardeo intenso tardío!" . Astro-PH Reader's Digest . astrobites . Consultado el 11 de abril de 2026 .
  12. ↑ Bottke, William F.; Vokrouhlický, David; Minton, David; Nesvorný, David; Morbidelli, Alessandro; Brasser, Ramon; Simonson, Bruce; Levison, Harold F. (mayo de 2012). "Un intenso bombardeo arcaico desde una extensión desestabilizada del cinturón de asteroides" . Nature . 485 (7396). Springer Nature Limited: 78–81 . doi : 10.1038/nature10967 . ISSN 1476-4687 . Consultado el 11 de abril de 2026 . 
  • Grupo de Hungría
  • Diagrama orbital , EasySky