Descripción de asteroides. Asteroides ¿Qué son los asteroides? Resumen

Un asteroide es un cuerpo cósmico rocoso relativamente pequeño similar a un planeta del sistema solar. Muchos asteroides orbitan alrededor del Sol, y el grupo más grande de ellos se encuentra entre las órbitas de Marte y Júpiter y se llama cinturón de asteroides. Aquí también se encuentra el asteroide más grande conocido, Ceres. Sus dimensiones son 970x940 km, es decir, su forma es casi redonda. Pero también los hay cuyo tamaño es comparable al de las partículas de polvo. Los asteroides, al igual que los cometas, son restos de la sustancia a partir de la cual se formó nuestro sistema solar hace miles de millones de años.

Los científicos sugieren que en nuestra galaxia se pueden encontrar más de medio millón de asteroides con un diámetro superior a 1,5 kilómetros. Investigaciones recientes han demostrado que los meteoritos y los asteroides tienen composiciones similares, por lo que los asteroides bien pueden ser los cuerpos a partir de los cuales se forman los meteoritos.

Exploración de asteroides

El estudio de los asteroides se remonta a 1781, después de que William Herschel descubriera al mundo el planeta Urano. A finales del siglo XVIII, F. Xaver reunió a un grupo de astrónomos famosos que buscaban el planeta. Según los cálculos, Xavera debería haber estado situada entre las órbitas de Marte y Júpiter. Al principio la búsqueda no arrojó ningún resultado, pero en 1801 se descubrió el primer asteroide: Ceres. Pero su descubridor fue el astrónomo italiano Piazzi, que ni siquiera formaba parte del grupo de Xaver. Durante los años siguientes, se descubrieron tres asteroides más: Pallas, Vesta y Juno, y luego se detuvo la búsqueda. Sólo 30 años después, Karl Louis Henke, que mostró interés por estudiar el cielo estrellado, reanudó su búsqueda. Desde entonces, los astrónomos han descubierto al menos un asteroide por año.

Características de los asteroides

Los asteroides se clasifican según el espectro de la luz solar reflejada: el 75% de ellos son asteroides carbonáceos de clase C muy oscuros, el 15% son asteroides silíceos grisáceos de clase S y el 10% restante incluye asteroides metálicos de clase M y varias otras especies raras.

La forma irregular de los asteroides también se confirma por el hecho de que su brillo disminuye con bastante rapidez al aumentar el ángulo de fase. Debido a su gran distancia de la Tierra y su pequeño tamaño, es bastante problemático obtener datos más precisos sobre los asteroides. La fuerza de gravedad sobre un asteroide es tan pequeña que no es capaz de darles la forma esférica característica de todos los planetas. Esta gravedad permite que los asteroides rotos existan como bloques separados que se mantienen cerca unos de otros sin tocarse. Por tanto, sólo los asteroides grandes que evitaron colisiones con cuerpos de tamaño mediano pueden conservar la forma esférica adquirida durante la formación de los planetas.

La forma y superficie del asteroide Ida.
El Norte está arriba.
La animación estuvo a cargo de Typhoon Oner.
(Copyright © 1997 de A. Tayfun Oner).

1. Ideas generales

Los asteroides son cuerpos rocosos sólidos que, al igual que los planetas, se mueven en órbitas elípticas alrededor del Sol. Pero el tamaño de estos cuerpos es mucho menor que el de los planetas ordinarios, por eso también se les llama planetas menores. Los diámetros de los asteroides varían desde varias decenas de metros (convencionalmente) hasta 1000 km (el tamaño del asteroide más grande, Ceres). El término "asteroide" (o "parecido a una estrella") fue acuñado por el famoso astrónomo del siglo XVIII William Herschel para describir la apariencia de estos objetos cuando se observan a través de un telescopio. Incluso con los telescopios terrestres más grandes es imposible distinguir los discos visibles de los asteroides más grandes. Se los observa como fuentes puntuales de luz, aunque, como otros planetas, ellos mismos no emiten nada en el rango visible, sino que sólo reflejan la luz solar incidente. Los diámetros de algunos asteroides se midieron mediante el método de "ocultación de estrellas", en aquellos momentos afortunados en que se encontraban en la misma línea de visión que estrellas suficientemente brillantes. En la mayoría de los casos, sus tamaños se estiman mediante mediciones y cálculos astrofísicos especiales. La mayor parte de los asteroides actualmente conocidos se mueven entre las órbitas de Marte y Júpiter a distancias del Sol de 2,2 a 3,2 unidades astronómicas (en adelante, AU). En total, hasta la fecha se han descubierto aproximadamente 20.000 asteroides, de los cuales unos 10.000 están registrados, es decir, se les asignan números o incluso nombres propios, y las órbitas se calculan con gran precisión. Los nombres propios de los asteroides suelen ser asignados por sus descubridores, pero de acuerdo con las normas internacionales establecidas. Al principio, cuando se sabía poco sobre los planetas menores, sus nombres fueron tomados, como para el resto de planetas, de la antigua mitología griega. La región anular del espacio que ocupan estos cuerpos se llama cinturón de asteroides principal. Con una velocidad orbital lineal media de unos 20 km/s, los asteroides del cinturón principal pasan una revolución alrededor del Sol de 3 a 9 años terrestres, dependiendo de la distancia a él. Las inclinaciones de los planos de sus órbitas con respecto al plano de la eclíptica a veces alcanzan los 70°, pero generalmente oscilan entre 5 y 10°. Sobre esta base, todos los asteroides conocidos del cinturón principal se dividen aproximadamente por igual en subsistemas planos (con inclinaciones orbitales de hasta 8°) y esféricos.

Durante las observaciones telescópicas de asteroides, se descubrió que el brillo de la gran mayoría de ellos cambia en poco tiempo (de unas pocas horas a varios días). Los astrónomos han asumido durante mucho tiempo que estos cambios en el brillo de los asteroides están asociados con su rotación y están determinados principalmente por su forma irregular. Las primeras fotografías de asteroides obtenidas con ayuda de naves espaciales lo confirmaron y también mostraron que las superficies de estos cuerpos están llenas de cráteres o cráteres de diferentes tamaños. Las Figuras 1-3 muestran las primeras imágenes espaciales de asteroides obtenidas utilizando diferentes naves espaciales. Es evidente que estas formas y superficies de los planetas pequeños se formaron durante sus numerosas colisiones con otros cuerpos celestes sólidos. En general, cuando se desconoce la forma de un asteroide observado desde la Tierra (ya que es visible como un objeto puntual), se intenta aproximarlo mediante un elipsoide triaxial.

La Tabla 1 proporciona información básica sobre los asteroides más grandes o simplemente interesantes.

Tabla 1. Información sobre algunos asteroides.

norte	Asteroide Nombre Ruso/Lat.	Diámetro (kilómetros)	Peso (10 15 kilogramos)	Período rotación (hora)	Orbital. período (años)	Rango. Clase	Grande orbe p/eje. (au)	Excentricidad órbitas
1	ceres/ ceres	960 x 932	87000	9,1	4,6	CON	2,766	0,078
2	Palas/ Palas	570 x 525 x 482	318000	7,8	4,6	Ud.	2,776	0,231
3	Juno/ Juno	240	20000	7,2	4,4	S	2,669	0,258
4	Vesta/ Vesta	530	300000	5,3	3,6	Ud.	2,361	0,090
8	Flora/ Flora	141		13,6	3,3	S		0,141
243	Ida/Ida	58 x 23	100	4,6	4,8	S	2,861	0,045
253	Matilda/ matilde	66x48x46	103	417,7	4,3	C	2,646	0,266
433	Eros/Eros	33x13x13	7	5,3	1,7	S	1,458	0,223
951	gaspra/ gaspra	19x12x11	10	7,0	3,3	S	2,209	0,174
1566	Ícaro/ Ícaro	1,4	0,001	2,3	1,1	Ud.	1,078	0,827
1620	Geógrafo/ Geógrafos	2,0	0,004	5,2	1,4	S	1,246	0,335
1862	Apolo/ Apolo	1,6	0,002	3,1	1,8	S	1,471	0,560
2060	Quirón/ Quirón	180	4000	5,9	50,7	B	13,633	0,380
4179	Toutatis/ Toutatis	4,6 x 2,4 x 1,9	0,05	130	1,1	S	2,512	0,634
4769	Castalia/ Castalia	1,8 x 0,8	0,0005		0,4		1,063	0,483

Explicaciones de la tabla.

1 Ceres es el asteroide más grande descubierto por primera vez. Fue descubierto por el astrónomo italiano Giuseppe Piazzi el 1 de enero de 1801 y lleva el nombre de la diosa romana de la fertilidad.

2 Pallas es el segundo asteroide más grande y también el segundo descubierto. Así lo hizo el astrónomo alemán Heinrich Olbers el 28 de marzo de 1802.

3 de Juno: descubierto por K. Harding en 1804.

4 Vesta es el tercer asteroide más grande, también descubierto por G. Olbers en 1807. Este cuerpo tiene evidencia observacional de la presencia de una corteza basáltica que cubre un manto de olivino, lo que puede ser consecuencia de la fusión y diferenciación de su sustancia. La imagen del disco visible de este asteroide se obtuvo por primera vez en 1995 utilizando el Telescopio Espacial Americano. Hubble, operando en órbita terrestre baja.

8 Flora es el asteroide más grande de una gran familia de asteroides del mismo nombre, que cuenta con varios cientos de miembros, y que fue caracterizada por primera vez por el astrónomo japonés K. Hirayama. Los asteroides de esta familia tienen órbitas muy cercanas, lo que probablemente confirma su origen conjunto a partir de un cuerpo progenitor común, destruido durante una colisión con algún otro cuerpo.

243 Ida es un asteroide del cinturón principal, cuyas imágenes se obtuvieron con la nave espacial Galileo el 28 de agosto de 1993. Estas imágenes permitieron descubrir un pequeño satélite de Ida, más tarde llamado Dactyl. (Ver Figuras 2 y 3).

253 Matilda es un asteroide cuyas imágenes se obtuvieron utilizando la nave espacial NIAR en junio de 1997 (ver Fig. 4).

433 Eros es un asteroide cercano a la Tierra cuyas imágenes se obtuvieron con la nave espacial NIAR en febrero de 1999.

951 Gaspra es un asteroide del cinturón principal del que la nave espacial Galileo obtuvo imágenes por primera vez el 29 de octubre de 1991 (ver Fig. 1).

1566 Ícaro es un asteroide que se acerca a la Tierra y cruza su órbita, teniendo una excentricidad orbital muy grande (0,8268).

1620 Geograph es un asteroide cercano a la Tierra que es un objeto binario o tiene una forma muy irregular. Esto se desprende de la dependencia de su brillo de la fase de rotación alrededor de su propio eje, así como de sus imágenes de radar.

1862 Apolo: el asteroide más grande de la misma familia de cuerpos que se acerca a la Tierra y cruza su órbita. La excentricidad de la órbita de Apolo es bastante grande: 0,56.

2060 Quirón es un asteroide-cometa que presenta actividad cometaria periódica (aumentos regulares de brillo cerca del perihelio de la órbita, es decir, a una distancia mínima del Sol, lo que puede explicarse por la evaporación de los compuestos volátiles incluidos en el asteroide), moviéndose a lo largo de una trayectoria excéntrica (excentricidad 0,3801) entre las órbitas de Saturno y Urano.

4179 Toutatis es un asteroide binario cuyos componentes probablemente estén en contacto y tiene unas dimensiones de aproximadamente 2,5 km y 1,5 km. Las imágenes de este asteroide se obtuvieron utilizando radares ubicados en Arecibo y Goldstone. De todos los asteroides cercanos a la Tierra actualmente conocidos en el siglo XXI, Toutatis debería estar a la distancia más cercana (alrededor de 1,5 millones de kilómetros, 29 de septiembre de 2004).

4769 Castalia es un asteroide doble con componentes aproximadamente idénticos (0,75 km de diámetro) en contacto. Su imagen de radio se obtuvo utilizando un radar en Arecibo.

Imagen del asteroide 951 Gaspra

Arroz. 1. Imagen del asteroide 951 Gaspra, obtenida utilizando la nave espacial Galileo, en pseudocolor, es decir, como combinación de imágenes a través de filtros violeta, verde y rojo. Los colores resultantes se mejoran específicamente para resaltar diferencias sutiles en los detalles de la superficie. Las áreas de roca expuesta son azuladas, mientras que las áreas cubiertas con regolito (material triturado) son rojizas. La resolución espacial en cada punto de la imagen es de 163 m, Gaspra tiene una forma irregular y dimensiones aproximadas en 3 ejes de 19 x 12 x 11 km. El sol ilumina el asteroide de la derecha.
Imagen de la NASA GAL-09.

Imagen del asteroide 243 Idas

Arroz. 2 Imagen en falso color del asteroide 243 Ida y su pequeña luna Dactyl tomada por la nave espacial Galileo. Las imágenes fuente utilizadas para obtener la imagen que se muestra en la figura se obtuvieron a aproximadamente 10.500 km. Las diferencias de color pueden indicar variaciones en la composición del surfactante. Las áreas de color azul brillante pueden estar recubiertas con una sustancia compuesta de minerales que contienen hierro. La longitud de Ida es de 58 km y su eje de rotación está orientado verticalmente con una ligera inclinación hacia la derecha.
Imagen de la NASA GAL-11.

Arroz. 3. Imagen de Dactyl, el pequeño satélite de 243 Ida. Aún no se sabe si se trata de un trozo de Ida, desprendido de él durante algún tipo de colisión, o de un objeto extraño capturado por su campo gravitacional y que se mueve en una órbita circular. Esta imagen fue tomada el 28 de agosto de 1993 a través de un filtro de densidad neutra desde una distancia de aproximadamente 4000 km, 4 minutos antes de la máxima aproximación al asteroide. Las dimensiones de Dactyl son aproximadamente 1,2 x 1,4 x 1,6 km. Imagen de la NASA GAL-04

Asteroide 253 Matilda

Arroz. 4. Asteroide 253 Matilda. Imagen de la NASA de la nave espacial NEAR

2. ¿Cómo pudo surgir el cinturón de asteroides principal?

Las órbitas de los cuerpos concentrados en el cinturón principal son estables y tienen una forma casi circular o ligeramente excéntrica. Aquí se mueven en una zona "segura", donde la influencia gravitacional de los grandes planetas, y principalmente Júpiter, sobre ellos es mínima. Los datos científicos disponibles hoy muestran que fue Júpiter quien jugó el papel principal para que durante el nacimiento del Sistema Solar no pudiera surgir otro planeta en el lugar del cinturón principal de asteroides. Pero ya a principios de nuestro siglo, muchos científicos todavía confiaban en que entre Júpiter y Marte existió otro gran planeta que por alguna razón colapsó. Olbers fue el primero en expresar tal hipótesis, inmediatamente después de su descubrimiento de Palas. También se le ocurrió el nombre de este hipotético planeta: Phaeton. Hagamos una breve digresión y describamos un episodio de la historia del Sistema Solar: esa historia que se basa en hechos científicos modernos. Esto es necesario, en particular, para comprender el origen de los asteroides del cinturón principal. Los científicos soviéticos O.Yu. hicieron una gran contribución a la formación de la teoría moderna sobre el origen del sistema solar. Schmidt y V.S. Safronov.

Uno de los cuerpos más grandes, formado en la órbita de Júpiter (a una distancia de 5 UA del Sol) hace unos 4.500 millones de años, comenzó a aumentar de tamaño más rápido que otros. Al estar en el límite de condensación de compuestos volátiles (H 2, H 2 O, NH 3, CO 2, CH 4, etc.), que fluían desde una zona del disco protoplanetario más cercana al Sol y más calentada, este cuerpo se volvió El centro de acumulación de materia consiste principalmente en condensados ​​de gas congelado. Cuando alcanzó una masa suficientemente grande, comenzó a capturar con su campo gravitacional materia previamente condensada ubicada más cerca del Sol, en la zona de los cuerpos padres de los asteroides, y así frenar el crecimiento de estos últimos. Por otro lado, los cuerpos más pequeños que no fueron capturados por el proto-Júpiter por ningún motivo, pero que estaban dentro de la esfera de su influencia gravitacional, fueron efectivamente dispersos en diferentes direcciones. De manera similar, probablemente se produjo una expulsión de cuerpos de la zona de formación de Saturno, aunque no con tanta intensidad. Estos cuerpos también penetraron el cinturón de los cuerpos progenitores de asteroides o planetesimales que surgieron anteriormente entre las órbitas de Marte y Júpiter, “barriéndolos” de esta zona o sometiéndolos a fragmentación. Además, antes de esto, el crecimiento gradual de los cuerpos progenitores de los asteroides era posible debido a sus bajas velocidades relativas (hasta aproximadamente 0,5 km/s), cuando las colisiones de cualquier objeto terminaban en su unión y no en su fragmentación. El aumento en el flujo de cuerpos arrojados al cinturón de asteroides por Júpiter (y Saturno) durante su crecimiento llevó al hecho de que las velocidades relativas de los cuerpos progenitores de los asteroides aumentaron significativamente (hasta 3-5 km/s) y se convirtieron en más caótico. Al final, el proceso de acumulación de cuerpos progenitores de asteroides fue reemplazado por el proceso de fragmentación durante colisiones mutuas, y la posibilidad potencial de formar un planeta suficientemente grande a una distancia determinada del Sol desapareció para siempre.

3. Órbitas de asteroides

Volviendo al estado actual del cinturón de asteroides, cabe destacar que Júpiter sigue desempeñando un papel primordial en la evolución de las órbitas de los asteroides. La influencia gravitacional a largo plazo (más de 4 mil millones de años) de este planeta gigante sobre los asteroides del cinturón principal ha llevado a que existan una serie de órbitas "prohibidas" o incluso zonas en las que prácticamente no hay planetas pequeños. , y si llegan allí, no podrán permanecer allí por mucho tiempo. Se llaman huecos o trampillas Kirkwood, en honor a Daniel Kirkwood, el científico que los descubrió por primera vez. Estas órbitas son resonantes, ya que los asteroides que se mueven a lo largo de ellas experimentan una fuerte influencia gravitacional de Júpiter. Los períodos orbitales correspondientes a estas órbitas están en relaciones simples con el período orbital de Júpiter (por ejemplo, 1:2; 3:7; 2:5; 1:3, etc.). Si un asteroide o su fragmento, como resultado de una colisión con otro cuerpo, cae en una órbita resonante o cercana a ella, entonces el semieje mayor y la excentricidad de su órbita cambian con bastante rapidez bajo la influencia del campo gravitacional joviano. Todo termina cuando el asteroide abandona la órbita de resonancia y puede incluso abandonar el cinturón de asteroides principal, o está condenado a nuevas colisiones con cuerpos vecinos. Esto limpia el espacio Kirkwood correspondiente de cualquier objeto. Sin embargo, cabe destacar que en el cinturón de asteroides principal no existen huecos ni espacios vacíos si imaginamos la distribución instantánea de todos los cuerpos incluidos en él. Todos los asteroides, en un momento dado, llenan de manera bastante uniforme el cinturón de asteroides, ya que, al moverse a lo largo de órbitas elípticas, pasan la mayor parte del tiempo en la zona "extraterrestre". Otro ejemplo "opuesto" de la influencia gravitacional de Júpiter: en el límite exterior del cinturón de asteroides principal hay dos "anillos" adicionales estrechos, por el contrario, formados por órbitas de asteroides, cuyos períodos orbitales se encuentran en proporciones de 2:3 y 1:1 en relación al período orbital de Júpiter. Obviamente, los asteroides con un período orbital correspondiente a la proporción 1:1 se encuentran directamente en la órbita de Júpiter. Pero se mueven a una distancia de él igual al radio de la órbita de Júpiter, ya sea por delante o por detrás. Los asteroides que están por delante de Júpiter en su movimiento se llaman "griegos", y los que lo siguen se llaman "troyanos" (por eso llevan el nombre de los héroes de la guerra de Troya). El movimiento de estos pequeños planetas es bastante estable, ya que se encuentran en los llamados “puntos de Lagrange”, donde se igualan las fuerzas gravitacionales que actúan sobre ellos. El nombre general de este grupo de asteroides es "troyanos". A diferencia de los troyanos, que podrían acumularse gradualmente en las proximidades de los puntos de Lagrange durante la larga evolución colisionante de diferentes asteroides, existen familias de asteroides con órbitas muy cercanas de sus cuerpos constituyentes, que probablemente se formaron como resultado de desintegraciones relativamente recientes de sus cuerpos. órganos matrices correspondientes. Se trata, por ejemplo, de la familia de asteroides Flora, que ya cuenta con unos 60 miembros, y varios más. Recientemente, los científicos han intentado determinar el número total de estas familias de asteroides para poder estimar así el número original de sus cuerpos progenitores.

4. Asteroides cercanos a la Tierra

Cerca del borde interior del cinturón principal de asteroides hay otros grupos de cuerpos cuyas órbitas se extienden mucho más allá del cinturón principal y pueden incluso cruzarse con las órbitas de Marte, la Tierra, Venus e incluso Mercurio. En primer lugar, estos son los grupos de asteroides Amur, Apolo y Atón (por los nombres de los representantes más grandes incluidos en estos grupos). Las órbitas de estos asteroides ya no son tan estables como las de los cuerpos del cinturón principal, sino que evolucionan con relativa rapidez bajo la influencia de los campos gravitacionales no sólo de Júpiter, sino también de los planetas terrestres. Por esta razón, estos asteroides pueden pasar de un grupo a otro, y la división misma de los asteroides en los grupos anteriores es condicional, basándose en datos sobre las órbitas modernas de los asteroides. En particular, los Amurianos se mueven en órbitas elípticas, cuya distancia del perihelio (distancia mínima al Sol) no supera las 1,3 AU. Los apolos se mueven en órbitas con una distancia de perihelio de menos de 1 UA. (recuerde que esta es la distancia promedio de la Tierra al Sol) y penetrar en la órbita de la Tierra. Si para los amurianos y apolíneos el semieje mayor de la órbita excede 1 UA, entonces para los atonianos es menor o del orden de este valor y estos asteroides, por lo tanto, se mueven principalmente dentro de la órbita de la Tierra. Es obvio que los Apolo y los Atonianos, al cruzar la órbita de la Tierra, pueden crear una amenaza de colisión con ella. Incluso existe una definición general de este grupo de pequeños planetas como "asteroides cercanos a la Tierra": son cuerpos cuyo tamaño orbital no supera las 1,3 UA. Hasta la fecha se han descubierto unos 800 objetos de este tipo, pero su número total puede ser mucho mayor: hasta 1.500-2.000 con dimensiones de más de 1 km y hasta 135.000 con dimensiones de más de 100 m. La amenaza actual para la Tierra de asteroides y otros cuerpos cósmicos que se encuentran o pueden terminar en el entorno terrestre es ampliamente discutido en los círculos científicos y públicos. Se pueden encontrar más detalles sobre esto, así como sobre las medidas propuestas para proteger nuestro planeta, en el libro recientemente publicado y editado por A.A. Boyarchuk.

5. Sobre otros cinturones de asteroides

También existen cuerpos similares a asteroides más allá de la órbita de Júpiter. Además, según los últimos datos, resultó que hay muchos de estos cuerpos en la periferia del sistema solar. Esto fue sugerido por primera vez por el astrónomo estadounidense Gerard Kuiper en 1951. Formuló la hipótesis de que más allá de la órbita de Neptuno, a distancias de aproximadamente 30 a 50 UA. puede haber todo un cinturón de cuerpos que sirva como fuente de cometas de período corto. De hecho, desde principios de los años 90 (con la introducción de los telescopios más grandes con un diámetro de hasta 10 m en las islas hawaianas), se han descubierto más de cien objetos similares a asteroides con diámetros que oscilan entre 100 y 800 km aproximadamente más allá del órbita de Neptuno. El conjunto de estos órganos se denominó “cinturón de Kuiper”, aunque todavía no son suficientes para formar un cinturón “en toda regla”. Sin embargo, según algunas estimaciones, el número de cuerpos que contiene puede no ser menor (si no mayor) que en el cinturón de asteroides principal. Según sus parámetros orbitales, los cuerpos recién descubiertos se dividieron en dos clases. Alrededor de un tercio de todos los objetos transneptunianos fueron asignados a la primera, la llamada “clase Plutino”. Se mueven en una resonancia de 3:2 con Neptuno en órbitas bastante elípticas (ejes semimayores de aproximadamente 39 UA; excentricidades de 0,11 a 0,35; inclinaciones orbitales hacia la eclíptica de 0 a 20 grados), similares a la órbita de Plutón, donde originaron la nombre de esta clase. Actualmente, incluso hay discusiones entre los científicos sobre si Plutón debería considerarse un planeta en toda regla o simplemente uno más de los objetos de la clase antes mencionada. Sin embargo, lo más probable es que el estado de Plutón no cambie, ya que su diámetro promedio (2390 km) es significativamente mayor que los diámetros de los objetos transneptunianos conocidos y, además, como la mayoría de los otros planetas del sistema solar, tiene un gran satélite ( Caronte) y una atmósfera. La segunda clase incluye los llamados "objetos típicos del cinturón de Kuiper", ya que la mayoría de ellos (los 2/3 restantes) son conocidos y se mueven en órbitas casi circulares con semiejes mayores en el rango de 40-48 UA. y varias inclinaciones (0-40°). Hasta ahora, grandes distancias y tamaños relativamente pequeños han impedido el descubrimiento de nuevos cuerpos similares a un ritmo más rápido, aunque para ello se utilizan los telescopios más grandes y la tecnología más moderna. A partir de una comparación de estos cuerpos con asteroides conocidos por sus características ópticas, ahora se cree que los primeros son los más primitivos de nuestro sistema planetario. Esto significa que su materia, desde su condensación a partir de la nebulosa protoplanetaria, ha experimentado cambios muy pequeños en comparación, por ejemplo, con la materia de los planetas terrestres. De hecho, la mayoría absoluta de estos cuerpos en su composición pueden ser núcleos de cometas, de los que también hablaremos en la sección "Cometas".

Se han descubierto varios cuerpos de asteroides (es probable que este número aumente con el tiempo) entre el cinturón de Kuiper y el cinturón de asteroides principal (esta es la "clase centauro"), por analogía con los antiguos centauros mitológicos griegos (mitad humanos, mitad -caballo). Uno de sus representantes es el asteroide Quirón, que sería más correcto llamar asteroide cometa, ya que periódicamente muestra actividad cometaria en forma de una atmósfera de gas emergente (coma) y una cola. Se forman a partir de compuestos volátiles que forman la sustancia de este cuerpo a medida que pasa por las porciones del perihelio de su órbita. Quirón es uno de los claros ejemplos de la ausencia de una frontera definida entre asteroides y cometas en cuanto a la composición de la materia y, posiblemente, en el origen. Tiene un tamaño de unos 200 km y su órbita se superpone con las órbitas de Saturno y Urano. Otro nombre para los objetos de esta clase es "cinturón Kazimirchak-Polonskaya", que lleva el nombre de E.I. Polonskaya, quien demostró la existencia de cuerpos de asteroides entre planetas gigantes.

6. Un poco sobre los métodos de investigación de asteroides.

Nuestro conocimiento de la naturaleza de los asteroides se basa actualmente en tres fuentes principales de información: observaciones telescópicas terrestres (ópticas y de radar), imágenes obtenidas de naves espaciales que se acercan a los asteroides y análisis de laboratorio de rocas y minerales terrestres conocidos, así como de meteoritos que Han caído a la Tierra, que (que se discutirán en la sección "Meteoritos") se consideran principalmente fragmentos de asteroides, núcleos de cometas y superficies de planetas terrestres. Pero la mayor cantidad de información sobre planetas pequeños aún la obtenemos mediante mediciones telescópicas terrestres. Por tanto, los asteroides se dividen en los llamados "tipos o clases espectrales" según, en primer lugar, sus características ópticas observables. En primer lugar, esto es el albedo (la proporción de luz reflejada por un cuerpo entre la cantidad de luz solar que incide sobre él por unidad de tiempo, si consideramos que las direcciones de los rayos incidentes y reflejados son las mismas) y la forma general del cuerpo. espectro de reflexión en los rangos visible e infrarrojo cercano (que se obtiene simplemente dividiendo en cada uno la longitud de onda de la luz del brillo espectral de la superficie del cuerpo observado por el brillo espectral en la misma longitud de onda del propio Sol). Estas características ópticas se utilizan para evaluar la composición química y mineralógica de la sustancia que compone los asteroides. A veces se tienen en cuenta datos adicionales (si los hay), por ejemplo, sobre la reflectividad del radar del asteroide, la velocidad de su rotación alrededor de su propio eje, etc.

El deseo de dividir los asteroides en clases se explica por el deseo de los científicos de simplificar o esquematizar la descripción de una gran cantidad de planetas pequeños, aunque, como muestran estudios más exhaustivos, esto no siempre es posible. Últimamente ya ha surgido la necesidad de introducir subclases y divisiones más pequeñas de los tipos espectrales de asteroides para caracterizar algunas características generales de sus grupos individuales. Antes de dar una descripción general de los asteroides de diferentes tipos espectrales, explicaremos cómo se puede evaluar la composición de la materia de los asteroides mediante mediciones remotas. Como ya se señaló, se cree que los asteroides de un tipo particular tienen aproximadamente los mismos valores de albedo y espectros de reflectancia de forma similar, que pueden reemplazarse por valores o características promedio (para un tipo determinado). Estos valores medios para un tipo determinado de asteroide se comparan con valores similares para rocas y minerales terrestres, así como con aquellos meteoritos de los que hay muestras disponibles en colecciones terrestres. Las composiciones químicas y minerales de las muestras, que se denominan “muestras analógicas”, junto con sus propiedades espectrales y otras propiedades físicas, normalmente ya están bien estudiadas en laboratorios de la Tierra. A partir de esta comparación y selección de muestras análogas se determina en una primera aproximación una determinada composición química y mineral media de la materia para asteroides de este tipo. Resultó que, a diferencia de las rocas terrestres, la sustancia de los asteroides en su conjunto es mucho más simple o incluso primitiva. Esto sugiere que los procesos físicos y químicos en los que estuvo involucrada la materia de los asteroides a lo largo de la historia del Sistema Solar no fueron tan diversos y complejos como en los planetas terrestres. Si hoy se considera que en la Tierra hay unas 4.000 especies minerales establecidas de forma fiable, en los asteroides puede que sólo haya unos pocos cientos de ellas. Esto se puede juzgar por la cantidad de especies minerales (unas 300) encontradas en los meteoritos que cayeron a la superficie de la Tierra, que pueden ser fragmentos de asteroides. Una amplia variedad de minerales en la Tierra surgió no solo porque la formación de nuestro planeta (así como de otros planetas terrestres) tuvo lugar en una nube protoplanetaria mucho más cerca del Sol y, por lo tanto, a temperaturas más altas. Además del hecho de que las sustancias de silicato, los metales y sus compuestos, al estar en estado líquido o plástico a tales temperaturas, se separaban o diferenciaban por gravedad específica en el campo gravitacional de la Tierra, las condiciones de temperatura reinantes resultaron ser favorables para la aparición de un ambiente oxidante constante de gas o líquido, cuyos componentes principales eran oxígeno y agua. Su larga y constante interacción con minerales primarios y rocas de la corteza terrestre dio lugar a la riqueza de minerales que observamos. Volviendo a los asteroides, cabe señalar que, según datos de teledetección, se componen principalmente de compuestos de silicato más simples. En primer lugar, se trata de silicatos anhidros, como los piroxenos (su fórmula general es ABZ 2 O 6, donde las posiciones “A” y “B” están ocupadas por cationes de diferentes metales, y “Z” - Al o Si), olivinos. (A 2+ 2 SiO 4, donde A 2+ = Fe, Mg, Mn, Ni) y a veces plagioclasas (con la fórmula general (Na,Ca)Al(Al,Si)Si 2 O 8). Se les llama minerales formadores de rocas porque forman la base de la mayoría de las rocas. Otro tipo de compuesto de silicato que se encuentra comúnmente en los asteroides son los hidrosilicatos o silicatos en capas. Estos incluyen serpentinas (con la fórmula general A 3 Si 2 O 5? (OH), donde A = Mg, Fe 2+, Ni), cloritas (A 4-6 Z 4 O 10 (OH,O) 8, donde A y Z son principalmente cationes de varios metales) y varios otros minerales que contienen hidroxilo (OH). Se puede suponer que en los asteroides no solo se encuentran óxidos simples, compuestos (por ejemplo, dióxido de azufre) y aleaciones de hierro y otros metales (en particular FeNi), compuestos de carbono (orgánicos), sino incluso metales y carbono en estado libre. . Así lo demuestran los resultados de un estudio de la materia de meteoritos que caen constantemente sobre la Tierra (ver sección "Meteoritos").

7. Tipos espectrales de asteroides

Hasta la fecha se han identificado las siguientes principales clases espectrales o tipos de planetas pequeños, designados con letras latinas: A, B, C, F, G, D, P, E, M, Q, R, S, V y T. Hagamos una breve descripción de ellos.

Los asteroides de tipo A tienen un albedo bastante alto y el color más rojo, lo que viene determinado por un aumento significativo de su reflectividad hacia longitudes de onda largas. Pueden consistir en olivinos de alta temperatura (con un punto de fusión entre 1100 y 1900 °C) o una mezcla de olivinos con metales que coincidan con las características espectrales de estos asteroides. Por el contrario, los planetas pequeños de tipos B, C, F y G tienen un albedo bajo (los cuerpos de tipo B son algo más claros) y casi planos (o incoloros) en el rango visible, pero un espectro de reflectancia que cae bruscamente a corta distancia. longitudes de onda. Por tanto, se cree que estos asteroides están compuestos principalmente por silicatos hidratados de baja temperatura (que pueden descomponerse o fundirse a temperaturas de 500-1500 ° C) con una mezcla de carbono o compuestos orgánicos con características espectrales similares. Los asteroides con bajo albedo y color rojizo se han clasificado como tipos D y P (los cuerpos D son más rojos). Tales propiedades tienen los silicatos ricos en carbono o sustancias orgánicas. Se componen, por ejemplo, de partículas de polvo interplanetario, que probablemente llenaban el disco protoplanetario circunsolar incluso antes de la formación de los planetas. Basándose en esta similitud, se puede suponer que los asteroides D y P son los cuerpos más antiguos y con pocos cambios del cinturón de asteroides. Los planetas menores de tipo E tienen los valores de albedo más altos (el material de su superficie puede reflejar hasta el 50% de la luz que incide sobre ellos) y son de color ligeramente rojizo. Las mismas características espectrales tienen el mineral enstatita (es una variedad de piroxeno de alta temperatura) u otros silicatos que contienen hierro en estado libre (no oxidado), que, por tanto, pueden formar parte de asteroides de tipo E. Los asteroides que son similares en espectros de reflexión a los cuerpos de tipo P y E, pero que se encuentran entre ellos en valor de albedo, se clasifican como de tipo M. Resultó que las propiedades ópticas de estos objetos son muy similares a las propiedades de los metales en estado libre o de compuestos metálicos mezclados con enstatita u otros piroxenos. Actualmente existen alrededor de 30 asteroides de este tipo y gracias a observaciones terrestres se ha podido comprobar recientemente un dato tan interesante como la presencia de silicatos hidratados en una parte importante de estos cuerpos. Aunque la razón de la aparición de una combinación tan inusual de materiales de alta y baja temperatura aún no se ha establecido completamente, se puede suponer que los hidrosilicatos podrían haber sido introducidos en los asteroides de tipo M durante sus colisiones con cuerpos más primitivos. De las clases espectrales restantes, en términos de albedo y la forma general de sus espectros de reflectancia en el rango visible, los asteroides de tipo Q, R, S y V son bastante similares: tienen un albedo relativamente alto (tipo S). los cuerpos son ligeramente más bajos) y de color rojizo. Las diferencias entre ellos se reducen a que la amplia banda de absorción de aproximadamente 1 micra presente en sus espectros de reflexión en el rango del infrarrojo cercano tiene diferentes profundidades. Esta banda de absorción es característica de una mezcla de piroxenos y olivinos, y la posición de su centro y profundidad dependen del contenido fraccional y total de estos minerales en la materia superficial de los asteroides. Por otro lado, la profundidad de cualquier banda de absorción en el espectro de reflexión de una sustancia de silicato disminuye si contiene partículas opacas (por ejemplo, carbono, metales o sus compuestos) que bloquean la reflexión difusa (es decir, la transmitida a través de la sustancia). y llevar información sobre su composición) luz. Para estos asteroides, la profundidad de la banda de absorción a 1 μm aumenta de los tipos S a Q, R y V. De acuerdo con lo anterior, los cuerpos de los tipos enumerados (excepto V) pueden consistir en una mezcla de olivinos, piroxenos y metales. La sustancia de los asteroides de tipo V puede incluir, junto con piroxenos, feldespatos y ser similar en composición a los basaltos terrestres. Y finalmente, el último, el tipo T, incluye asteroides que tienen un albedo bajo y un espectro de reflectancia rojizo, similar a los espectros de los cuerpos de tipo P y D, pero ocupan una posición intermedia entre sus espectros en términos de inclinación. . Por tanto, la composición mineralógica de los asteroides de tipo T, P y D se considera aproximadamente la misma y corresponde a silicatos ricos en carbono o compuestos orgánicos.

Al estudiar la distribución de asteroides de diferentes tipos en el espacio, se descubrió una clara conexión entre su supuesta composición química y mineral y la distancia al Sol. Resultó que cuanto más simple es la composición mineral de una sustancia (más compuestos volátiles contiene), estos cuerpos tienen, más lejos están, por regla general, ubicados. En general, más del 75% de todos los asteroides son de tipo C y se encuentran principalmente en la parte periférica del cinturón de asteroides. Aproximadamente el 17% son de tipo S y dominan la parte interior del cinturón de asteroides. La mayoría de los asteroides restantes son de tipo M y también se mueven principalmente en la parte media del anillo de asteroides. Los máximos de distribución de asteroides de estos tres tipos se encuentran dentro del cinturón principal. El máximo de la distribución total de asteroides de tipo E y R se extiende algo más allá del límite interior del cinturón hacia el Sol. Es interesante que la distribución total de asteroides de tipo P y D tiende a su máximo hacia la periferia del cinturón principal y se extiende no sólo más allá del anillo de asteroides, sino también más allá de la órbita de Júpiter. Es posible que la distribución de los asteroides P y D del cinturón principal se superponga con los cinturones de asteroides de Kazimirchak-Polonskaya ubicados entre las órbitas de los planetas gigantes.

Como conclusión de la revisión de los planetas pequeños, esbozaremos brevemente el significado de la hipótesis general sobre el origen de los asteroides de diversas clases, que encuentra cada vez más confirmación.

8. Sobre el origen de los planetas menores.

En los albores de la formación del Sistema Solar, hace unos 4.500 millones de años, a partir del disco de gas y polvo que rodea al Sol, como resultado de fenómenos turbulentos y otros fenómenos no estacionarios, surgieron acumulaciones de materia que, a través de colisiones mutuas inelásticas e interacciones gravitacionales, unidas en planetesimales. A medida que aumentaba la distancia del Sol, la temperatura promedio de la sustancia gas-polvo disminuía y, en consecuencia, cambiaba su composición química general. La zona anular del disco protoplanetario, a partir de la cual posteriormente se formó el cinturón de asteroides principal, resultó estar cerca del límite de condensación de compuestos volátiles, en particular vapor de agua. En primer lugar, esta circunstancia condujo al crecimiento acelerado del embrión de Júpiter, que se ubicó cerca del límite indicado y se convirtió en el centro de acumulación de hidrógeno, nitrógeno, carbono y sus compuestos, dejando la parte central más calentada del sistema solar. En segundo lugar, la materia gas-polvo a partir de la cual se formaron los asteroides resultó tener una composición muy heterogénea dependiendo de la distancia al Sol: el contenido relativo de los compuestos de silicato más simples disminuyó drásticamente y el contenido de compuestos volátiles aumentó con distancia del Sol en la región de 2, 0 a 3,5 a.u. Como ya se mencionó, poderosas perturbaciones desde el embrión de Júpiter en rápido crecimiento hasta el cinturón de asteroides impidieron la formación de un cuerpo protoplanetario suficientemente grande en él. El proceso de acumulación de materia allí se detuvo cuando sólo lograron formarse unas pocas docenas de planetesimales de tamaño subplanetario (alrededor de 500-1000 km), que luego comenzaron a fragmentarse durante las colisiones debido al rápido aumento de sus velocidades relativas (de 0,1 a 5 kilómetros por segundo). Sin embargo, durante este período, algunos cuerpos de asteroides, o al menos aquellos que contenían una alta proporción de compuestos de silicato y se encontraban más cerca del Sol, ya se calentaron o incluso experimentaron una diferenciación gravitacional. Actualmente se están considerando dos posibles mecanismos para calentar el interior de tales protoasteroides: como consecuencia de la desintegración de isótopos radiactivos, o como resultado de la acción de corrientes de inducción inducidas en la materia de estos cuerpos por poderosos flujos de partículas cargadas. del Sol joven y activo. Los cuerpos progenitores de los asteroides, que por alguna razón han sobrevivido hasta el día de hoy, según los científicos, son los asteroides más grandes 1 Ceres y 4 Vesta, cuya información básica se proporciona en la tabla. 1. En el proceso de diferenciación gravitacional de los protoasteroides, que experimentaron un calentamiento suficiente para fundir su materia de silicato, se liberaron núcleos metálicos y otras capas de silicato más ligeras y, en algunos casos, incluso corteza basáltica (por ejemplo, 4 Vesta), como la planetas terrestres . Pero aún así, dado que el material en la zona del asteroide contenía una cantidad significativa de compuestos volátiles, su punto de fusión promedio era relativamente bajo. Como se demostró mediante modelos matemáticos y cálculos numéricos, el punto de fusión de una sustancia de silicato de este tipo podría estar en el rango de 500 a 1000 ° C. Así, después de la diferenciación y el enfriamiento, los cuerpos padres de los asteroides experimentaron numerosas colisiones no solo entre sí otros y sus fragmentos, sino también los cuerpos que invaden el cinturón de asteroides desde las zonas de Júpiter, Saturno y la periferia más lejana del sistema solar. Como resultado de la evolución del impacto a largo plazo, los protoasteroides se fragmentaron en una gran cantidad de cuerpos más pequeños, ahora observados como asteroides. A velocidades relativas de unos varios kilómetros por segundo, las colisiones de cuerpos formados por varias capas de silicato con diferentes resistencias mecánicas (cuanto más metales contiene un sólido, más duradero es), provocaron que se “arrancaran” y se trituraran en pequeños fragmentos. principalmente las capas exteriores de silicato menos duraderas. Además, se cree que los asteroides de aquellos tipos espectrales que corresponden a silicatos de alta temperatura se originan a partir de diferentes capas de silicato de sus cuerpos progenitores que han sufrido fusión y diferenciación. En particular, los asteroides de tipo M y S pueden ser enteramente núcleos de sus cuerpos progenitores (como el asteroide S 15 Eunomia y el asteroide M 16 Psyche con diámetros de unos 270 km) o sus fragmentos debido a su alto contenido en metales. contenido . Los asteroides de tipo espectral A y R pueden ser fragmentos de capas de silicato intermedias, y los tipos E y V pueden ser las capas exteriores de dichos cuerpos originales. Basándonos en el análisis de las distribuciones espaciales de los asteroides de tipo E, V, R, A, M y S, también podemos concluir que han sufrido el procesamiento térmico y de impacto más intenso. Esto probablemente pueda confirmarse por la coincidencia con el límite interior del cinturón principal o la proximidad a él de los máximos de distribución de asteroides de este tipo. En cuanto a los asteroides de otros tipos espectrales, se consideran parcialmente modificados (metamórficos) debido a colisiones o calentamiento local, que no condujo a su fusión general (T, B, G y F), o primitivos y poco modificados (D, P, C y Q). Como ya se ha señalado, el número de asteroides de este tipo aumenta hacia la periferia del cinturón principal. No hay duda de que todos ellos también experimentaron colisiones y fragmentaciones, pero este proceso probablemente no fue tan intenso como para afectar notablemente sus características observadas y, en consecuencia, su composición química y mineral. (Este tema también será discutido en la sección “Meteoritos”). Sin embargo, como muestra el modelado numérico de colisiones de cuerpos de silicato del tamaño de asteroides, muchos de los asteroides existentes actualmente podrían reacumularse después de colisiones mutuas (es decir, combinarse a partir de los fragmentos restantes) y, por lo tanto, no son cuerpos monolíticos, sino “montones de adoquines” en movimiento. " Existen numerosas evidencias observacionales (basadas en cambios específicos de brillo) de la presencia de pequeños satélites de varios asteroides asociados gravitacionalmente a ellos, que probablemente también surgieron durante eventos de impacto como fragmentos de cuerpos en colisión. Este hecho, aunque acaloradamente debatido entre los científicos en el pasado, fue confirmado de manera convincente por el ejemplo del asteroide 243 Ida. Utilizando la nave espacial Galileo fue posible obtener imágenes de este asteroide junto con su satélite (que luego recibió el nombre de Dactyl), las cuales se presentan en las Figuras 2 y 3.

9. Lo que aún no sabemos

Todavía hay muchas cosas que no están claras e incluso son misteriosas en la investigación de asteroides. En primer lugar, existen problemas generales relacionados con el origen y la evolución de la materia sólida en el cinturón principal y en otros cinturones de asteroides y asociados con el surgimiento de todo el Sistema Solar. Su solución es importante no sólo para tener una idea correcta de nuestro sistema, sino también para comprender las causas y patrones del surgimiento de sistemas planetarios en las proximidades de otras estrellas. Gracias a las capacidades de la tecnología de observación moderna, se pudo establecer que varias estrellas vecinas tienen planetas grandes como Júpiter. El siguiente paso es el descubrimiento de planetas más pequeños, de tipo terrestre, alrededor de estas y otras estrellas. También hay preguntas que sólo pueden responderse mediante un estudio detallado de los planetas menores individuales. En esencia, cada uno de estos organismos es único, ya que tiene su propia historia, a veces específica. Por ejemplo, los asteroides que pertenecen a algunas familias dinámicas (por ejemplo, Themis, Flora, Gilda, Eos y otros), que tienen, como se mencionó, un origen común, pueden diferir notablemente en sus características ópticas, lo que indica algunas de sus características. Por otro lado, es evidente que un estudio detallado de todos los asteroides suficientemente grandes sólo en el cinturón principal requerirá mucho tiempo y esfuerzo. Y, sin embargo, probablemente sólo recopilando y acumulando información detallada y precisa sobre cada uno de los asteroides, y luego utilizando su generalización, será posible aclarar gradualmente la comprensión de la naturaleza de estos cuerpos y los patrones básicos de su evolución.

BIBLIOGRAFÍA:

1. Amenaza del cielo: ¿destino o casualidad? (Ed. A.A. Boyarchuk). M: "Cosmosinform", 1999, 218 p.

2. Fleisher M. Diccionario de especies minerales. M: "Mir", 1990, 204 p.

Nathan Eismont
Candidato de Ciencias Físicas y Matemáticas, Investigador Líder (Instituto de Investigación Espacial de la Academia de Ciencias de Rusia)
Antón Ledkov,
Investigador (Instituto de Investigación Espacial RAS)
“Ciencia y Vida” N° 1, 2015, N° 2, 2015

El sistema solar se suele percibir como un espacio vacío en el que giran ocho planetas, algunos de ellos con sus satélites. Alguien recordará varios planetas pequeños a los que se asignó recientemente Plutón, el cinturón de asteroides, los meteoritos que a veces caen a la Tierra y los cometas que ocasionalmente adornan el cielo. Esta idea es bastante justa: ninguna de las numerosas naves espaciales resultó dañada por una colisión con un asteroide o un cometa; el espacio es bastante espacioso.

Y, sin embargo, el enorme volumen del Sistema Solar no contiene cientos de miles o decenas de millones, sino cuatrillones (unos seguidos de quince ceros) de cuerpos cósmicos de diversos tamaños y masas. Todos se mueven e interactúan según las leyes de la física y la mecánica celeste. Algunos de ellos se formaron en el Universo temprano y están compuestos de materia primordial, y son los objetos más interesantes de la investigación astrofísica. Pero también hay cuerpos muy peligrosos: grandes asteroides, cuya colisión con la Tierra puede destruir la vida en ella. El seguimiento y la eliminación del peligro de asteroides es un área de trabajo igualmente importante y apasionante para los astrofísicos.

Historia del descubrimiento de asteroides.

El primer asteroide fue descubierto en 1801 por Giuseppe Piasi, director del observatorio de Palermo (Sicilia). Lo llamó Ceres y al principio lo consideró un planeta pequeño. El término "asteroide", traducido del griego antiguo como "como una estrella", fue propuesto por el astrónomo William Herschel (ver "Ciencia y vida" No. 7, 2012, artículo "La historia del músico William Herschel, que duplicó el espacio" ). Ceres y objetos similares (Pallas, Juno y Vesta), descubiertos en los seis años siguientes, eran visibles como puntos, más que como discos en el caso de los planetas; al mismo tiempo, a diferencia de las estrellas fijas, se movían como planetas. Cabe señalar que las observaciones que dieron como resultado el descubrimiento de estos asteroides se llevaron a cabo intencionalmente en un intento de descubrir el planeta "desaparecido". El hecho es que los planetas ya descubiertos estaban ubicados en órbitas separadas del Sol a distancias correspondientes a la ley de Bode. Según él, debería haber existido un planeta entre Marte y Júpiter. Como se sabe, no se encontró ningún planeta en tal órbita, pero más tarde se descubrió aproximadamente en esta zona un cinturón de asteroides, llamado el principal. Además, resultó que la ley de Bode no tiene ninguna base física y actualmente se considera simplemente como una especie de combinación aleatoria de números. Además, Neptuno, descubierto más tarde (1848), se encontraba en una órbita incompatible con ella.

Después del descubrimiento de los cuatro asteroides mencionados, otras observaciones durante ocho años no dieron resultado. Fueron detenidos debido a las guerras napoleónicas, durante las cuales se quemó la ciudad de Lilienthal, cerca de Bremen, donde se celebraban reuniones de astrónomos y cazadores de asteroides. Las observaciones se reanudaron en 1830, pero el éxito no llegó hasta 1845 con el descubrimiento del asteroide Astrea. Desde entonces se empezaron a descubrir asteroides con una frecuencia de al menos uno por año. La mayoría de ellos pertenecen al cinturón principal de asteroides, entre Marte y Júpiter. En 1868, ya se habían descubierto alrededor de cien asteroides, en 1981, 10.000 y en 2000, más de 100.000.

Composición química, forma, tamaño y órbitas de los asteroides.

Si clasificamos los asteroides por su distancia al Sol, entonces el primer grupo incluye los vulcanoides, una especie de cinturón hipotético de planetas menores entre el Sol y Mercurio. Aún no se ha descubierto ni un solo objeto de este cinturón, y aunque en la superficie de Mercurio se observan numerosos cráteres de impacto formados por la caída de asteroides, esto no puede servir como prueba de la existencia de este cinturón. Anteriormente, las anomalías en el movimiento de Mercurio intentaron explicarse por la presencia de asteroides allí, pero luego se explicaron teniendo en cuenta efectos relativistas. Por lo tanto, aún no se ha recibido la respuesta definitiva a la pregunta sobre la posible presencia de vulcanoides. Luego vienen los asteroides cercanos a la Tierra que pertenecen a cuatro grupos.

Asteroides del cinturón principal moverse en órbitas ubicadas entre las órbitas de Marte y Júpiter, es decir, a distancias de 2,1 a 3,3 unidades astronómicas (AU) del Sol. Los planos de sus órbitas están ubicados cerca de la eclíptica, su inclinación hacia la eclíptica es principalmente de hasta 20 grados, alcanzando en algunos hasta 35 grados, excentricidades, de cero a 0,35. Evidentemente, los asteroides más grandes y brillantes fueron descubiertos primero: los diámetros medios de Ceres, Pallas y Vesta son 952, 544 y 525 kilómetros, respectivamente. Cuanto más pequeños son los asteroides, más hay: sólo 140 de 100.000 asteroides del cinturón principal tienen un diámetro medio de más de 120 kilómetros. La masa total de todos sus asteroides es relativamente pequeña y representa sólo alrededor del 4% de la masa de la Luna. El asteroide más grande, Ceres, tiene una masa de 946,10 15 toneladas. El valor en sí parece muy grande, pero es sólo el 1,3% de la masa de la Luna (735,10 17 toneladas). En una primera aproximación, el tamaño de un asteroide puede determinarse por su brillo y su distancia al Sol. Pero también hay que tener en cuenta las características reflectantes del asteroide: su albedo. Si la superficie de un asteroide es oscura, brilla menos. Es por estas razones que en la lista de diez asteroides, ordenados en la figura según el orden de su descubrimiento, el tercer asteroide más grande, Higía, ocupa el último lugar.

Las imágenes del cinturón de asteroides principal suelen mostrar muchas rocas moviéndose bastante cerca unas de otras. De hecho, la imagen está muy lejos de la realidad, ya que, en general, la pequeña masa total del cinturón se distribuye sobre su gran volumen, de modo que el espacio queda bastante vacío. Todas las naves espaciales lanzadas hasta la fecha más allá de la órbita de Júpiter han atravesado el cinturón de asteroides sin ningún riesgo significativo de colisión con un asteroide. Sin embargo, según los estándares del tiempo astronómico, las colisiones de asteroides entre sí y con planetas ya no parecen tan improbables, como se puede juzgar por el número de cráteres en sus superficies.

troyanos- asteroides que se mueven a lo largo de las órbitas de los planetas, el primero de los cuales fue descubierto en 1906 por el astrónomo alemán Max Wulf. El asteroide se mueve alrededor del Sol en la órbita de Júpiter, a una distancia media de 60 grados. A continuación se descubrió todo un grupo de cuerpos celestes moviéndose por delante de Júpiter.

Inicialmente, recibieron nombres en honor a los héroes de la leyenda de la Guerra de Troya, que lucharon del lado de los griegos que asediaban Troya. Además de los asteroides delante de Júpiter, hay un grupo de asteroides rezagados aproximadamente en el mismo ángulo; fueron llamados troyanos en honor a los defensores de Troya. Actualmente, los asteroides de ambos grupos se denominan troyanos y se mueven en las proximidades de los puntos de Lagrange L 4 y L 5, puntos de movimiento estable en el problema de los tres cuerpos. Los cuerpos celestes que caen en sus proximidades realizan un movimiento oscilatorio sin ir demasiado lejos. Por razones que aún no se han explicado, hay aproximadamente un 40% más de asteroides delante de Júpiter que rezagados. Así lo confirman las mediciones realizadas recientemente por el satélite estadounidense NEOWISE utilizando un telescopio de 40 centímetros equipado con detectores que funcionan en el rango infrarrojo. Las mediciones en el rango infrarrojo amplían significativamente las posibilidades de estudiar asteroides en comparación con las que ofrece la luz visible. Su eficacia se puede juzgar por la cantidad de asteroides y cometas del Sistema Solar catalogados mediante NEOWISE. Hay más de 158.000 y la misión del dispositivo continúa. Curiosamente, los troyanos se diferencian notablemente de la mayoría de los asteroides del cinturón principal. Tienen una superficie mate, un color marrón rojizo y pertenecen principalmente a la llamada clase D. Estos asteroides tienen un albedo muy bajo, es decir, con una superficie débilmente reflectante. Otros similares sólo se pueden encontrar en las regiones exteriores del cinturón principal.

No es sólo Júpiter el que tiene troyanos; Otros planetas del Sistema Solar, incluida la Tierra (pero no Venus y Mercurio), también van acompañados de troyanos, que se agrupan en las proximidades de sus puntos de Lagrange L 4, L 5. El asteroide troyano terrestre 2010 TK7 fue descubierto recientemente con la ayuda del telescopio NEOWISE, en 2010. Se mueve delante de la Tierra, mientras que la amplitud de sus oscilaciones alrededor del punto L 4 es muy grande: el asteroide alcanza un punto opuesto a la Tierra en su movimiento alrededor del Sol y se aleja inusualmente del plano de la eclíptica.

Una amplitud de oscilaciones tan grande conduce a su posible aproximación a la Tierra hasta 20 millones de kilómetros. Sin embargo, una colisión con la Tierra, al menos en los próximos 20.000 años, está completamente descartada. El movimiento de los troyanos de la Tierra es muy diferente del movimiento de los troyanos de Júpiter, que no abandonan sus puntos de Lagrange a distancias angulares tan importantes. Esta naturaleza del movimiento dificulta las misiones de las naves espaciales hacia él, ya que debido a la importante inclinación de la órbita del troyano hacia el plano de la eclíptica, llegar al asteroide desde la Tierra y aterrizar en él requiere una velocidad característica demasiado alta y, por lo tanto, un alto consumo de combustible. consumo.

cinturón de Kuiper se encuentra más allá de la órbita de Neptuno y se extiende hasta 120 UA. del sol. Está cerca del plano de la eclíptica, está habitado por una gran cantidad de objetos, incluidos hielo de agua y gases congelados, y sirve como fuente de los llamados cometas de período corto. El primer objeto de esta región fue descubierto en 1992 y hasta la fecha se han descubierto más de 1.300. Dado que los cuerpos celestes del cinturón de Kuiper se encuentran muy lejos del Sol, es difícil determinar su tamaño. Esto se hace basándose en mediciones del brillo de la luz que reflejan, y la precisión del cálculo depende de qué tan bien conocemos el valor de su albedo. Las mediciones en el rango infrarrojo son mucho más fiables, ya que proporcionan los niveles de radiación propios de los objetos. Estos datos fueron obtenidos por el Telescopio Espacial Spitzer sobre los objetos más grandes del Cinturón de Kuiper.

Uno de los objetos más interesantes del cinturón es Haumea, que lleva el nombre de la diosa hawaiana de la fertilidad y el parto; representa parte de una familia formada como resultado de colisiones. Este objeto aparentemente chocó con otro de la mitad de tamaño. El impacto dispersó grandes trozos de hielo y provocó que Haumea girara en un periodo de unas cuatro horas. Esta rápida rotación le dio la forma de una pelota de fútbol americano o de un melón. Haumea está acompañada por dos compañeros: Hi'iaka y Namaka.

Según las teorías actualmente aceptadas, alrededor del 90% de los objetos del cinturón de Kuiper se mueven en órbitas circulares distantes más allá de la órbita de Neptuno, donde se formaron. Varias docenas de objetos de este cinturón (se llaman centauros, porque dependiendo de la distancia al Sol se manifiestan como asteroides o cometas), pueden haberse formado en regiones más cercanas al Sol, y luego se transfirió la influencia gravitacional de Urano y Neptuno. a órbitas elípticas altas con afelios de hasta 200 AU. y grandes inclinaciones. Formaron un disco de 10 AU de espesor, pero el borde exterior real del Cinturón de Kuiper aún no está definido. Hasta hace poco, Plutón y Caronte eran considerados los únicos ejemplos de los objetos más grandes en mundos helados del sistema solar exterior. Pero en 2005 se descubrió otro cuerpo planetario: Eris (que lleva el nombre de la diosa griega de la discordia), cuyo diámetro es ligeramente menor que el diámetro de Plutón (inicialmente se supuso que era un 10% más grande). Eris se mueve en una órbita con un perihelio de 38 AU. y afelio 98 au. Tiene una pequeña compañera: Dysnomia. Al principio, se planeó que Eris fuera considerado el décimo (después de Plutón) planeta del sistema solar, pero luego la Unión Astronómica Internacional excluyó a Plutón de la lista de planetas, formando una nueva clase llamada planetas enanos, que incluía a Plutón, Eris y Ceres. Se supone que en el cinturón de Kuiper hay cientos de miles de cuerpos helados con un diámetro de 100 kilómetros y al menos un billón de cometas. Sin embargo, estos objetos son en su mayoría relativamente pequeños (entre 10 y 50 kilómetros de diámetro) y no muy brillantes. Su período orbital alrededor del Sol es de cientos de años, lo que dificulta mucho su detección. Si aceptamos la suposición de que sólo unos 35.000 objetos del cinturón de Kuiper tienen un diámetro superior a 100 kilómetros, entonces su masa total es varios cientos de veces mayor que la masa de los cuerpos de este tamaño del cinturón de asteroides principal. En agosto de 2006, se informó que en el archivo de datos sobre la medición de la radiación de rayos X de la estrella de neutrones Scorpius X-1 se habían descubierto sus eclipses con objetos pequeños. Esto dio motivos para afirmar que el número de objetos del Cinturón de Kuiper que miden unos 100 metros o más es aproximadamente un billón (10 15). Inicialmente, en las primeras etapas de la evolución del Sistema Solar, la masa de los objetos del Cinturón de Kuiper era mucho mayor que ahora: de 10 a 50 masas terrestres. Actualmente, la masa total de todos los cuerpos en el cinturón de Kuiper, así como la nube de Oort, ubicada aún más lejos del Sol, es mucho menor que la masa de la Luna. Como muestra el modelado por computadora, casi toda la masa del disco primordial supera las 70 AU. se perdió debido a las colisiones causadas por Neptuno, que provocaron la trituración de los objetos del cinturón hasta convertirlos en polvo, que fue arrastrado al espacio interestelar por el viento solar. Todos estos cuerpos son de gran interés, ya que se supone que se han conservado en su forma original desde la formación del Sistema Solar.

nube de Oort Contiene los objetos más distantes del sistema solar. Es una región esférica que se extiende a distancias de 5 a 100 mil UA. del Sol y se considera una fuente de cometas de período largo que llegan a la región interior del Sistema Solar. La nube en sí no fue observada instrumentalmente hasta 2003. En marzo de 2004, un equipo de astrónomos anunció el descubrimiento de un objeto parecido a un planeta que orbitaba alrededor del Sol a una distancia récord, lo que lo hacía excepcionalmente frío.

Este objeto (2003VB12), llamado Sedna en honor a la diosa esquimal que da vida a los habitantes de las profundidades del mar Ártico, se acerca al Sol durante muy poco tiempo, desplazándose a lo largo de una órbita elíptica muy alargada con un período de 10.500 años. Pero incluso durante su aproximación al Sol, Sedna no alcanza el límite exterior del Cinturón de Kuiper, que se encuentra a 55 UA. del Sol: su órbita se encuentra en el rango de 76 (perihelio) a 1000 (afelio) UA. Esto permitió a los descubridores de Sedna atribuirlo al primer cuerpo celeste observado desde la nube de Oort, situada permanentemente fuera del cinturón de Kuiper.

Según sus características espectrales, la clasificación más sencilla divide a los asteroides en tres grupos:
C - carbono (75% conocido),
S - silicio (17% conocido),
U - no incluido en los dos primeros grupos.

Actualmente, la clasificación anterior es cada vez más ampliada y detallada, incluyendo nuevos grupos. En 2002, su número aumentó a 24. Como ejemplo de un nuevo grupo, podemos mencionar la clase M de asteroides principalmente metálicos. Sin embargo, hay que tener en cuenta que clasificar los asteroides según las características espectrales de su superficie es una tarea muy difícil. Los asteroides de la misma clase no necesariamente tienen composiciones químicas idénticas.

Misiones espaciales a asteroides

Los asteroides son demasiado pequeños para estudiarlos en detalle con telescopios terrestres. Sus imágenes se pueden obtener mediante radar, pero para ello deben volar lo suficientemente cerca de la Tierra. Un método bastante interesante para determinar el tamaño de los asteroides es observar los eclipses de estrellas por asteroides desde varios puntos a lo largo de la trayectoria a lo largo de la línea recta estrella - asteroide - punto en la superficie de la Tierra. El método consiste en calcular los puntos de intersección de la dirección estrella-asteroide con la Tierra utilizando la trayectoria conocida del asteroide, y a lo largo de esta trayectoria se instalan telescopios a algunas distancias de ella, determinadas por el tamaño estimado del asteroide, rastreando el estrella. En algún momento, el asteroide oscurece la estrella, desaparece para el observador y luego reaparece. En función de la duración del tiempo de sombra y de la velocidad conocida del asteroide, se determina su diámetro y, con un número suficiente de observadores, se puede obtener la silueta del asteroide. Actualmente existe una comunidad organizada de astrónomos aficionados que están realizando con éxito mediciones coordinadas.

Los vuelos de naves espaciales a asteroides abren incomparablemente más oportunidades para su estudio. El asteroide (951 Gaspra) fue fotografiado por primera vez por la nave espacial Galileo en 1991 en su camino hacia Júpiter, luego, en 1993 fotografió el asteroide 243 Ida y su satélite Dactyl. Pero esto se hizo, por así decirlo, incidentalmente.

El primer vehículo diseñado específicamente para la investigación de asteroides fue el NEAR Shoemaker, que fotografió el asteroide 253 Matilda y luego entró en órbita alrededor de 433 Eros y aterrizó en su superficie en 2001. Hay que decir que el aterrizaje no estaba previsto inicialmente, pero tras la exitosa exploración de este asteroide desde la órbita de su satélite, decidieron intentar realizar un aterrizaje suave. Aunque el aparato no estaba equipado con dispositivos para el aterrizaje y su sistema de control no preveía tales operaciones, siguiendo órdenes desde la Tierra fue posible aterrizar el aparato y sus sistemas continuaron funcionando en la superficie. Además, el sobrevuelo de Matilda permitió no sólo obtener una serie de imágenes, sino también determinar la masa del asteroide a partir de la perturbación de la trayectoria del vehículo.

Como tarea secundaria (mientras realizaba la principal), la sonda Deep Space exploró el asteroide 9969 Braille en 1999 y la sonda Stardust exploró el asteroide 5535 Annafranc.

Con la ayuda del aparato japonés Hayabusa (traducido como "halcón"), en junio de 2010 fue posible devolver a la Tierra muestras de suelo de la superficie del asteroide 25 143 Itokawa, que pertenece a los asteroides cercanos a la Tierra (Apolo) del clase espectral S (silicio). La fotografía del asteroide muestra un terreno accidentado con muchos cantos rodados y adoquines, de los cuales más de 1.000 tienen más de 5 metros de diámetro y algunos hasta 50 metros de tamaño. Volveremos a esta característica de Itokawa a continuación.

La nave espacial Rosetta, lanzada por la Agencia Espacial Europea en 2004 hacia el cometa Churyumov-Gerasimenko, aterrizó con seguridad el módulo Philae en su núcleo el 12 de noviembre de 2014. En el camino, el dispositivo sobrevoló los asteroides 2867 Steins en 2008 y 21 Lutetia en 2010. El dispositivo debe su nombre a la piedra (Rosetta), encontrada en Egipto por los soldados napoleónicos cerca de la antigua ciudad de Rosetta en la isla de Philae en el Nilo, que dio su nombre al módulo de aterrizaje. En la piedra están grabados textos en dos idiomas: el antiguo egipcio y el antiguo griego, que proporcionaron la clave para descubrir los secretos de la civilización de los antiguos egipcios: descifrar los jeroglíficos. Al elegir nombres históricos, los desarrolladores del proyecto enfatizaron el objetivo de la misión: revelar los secretos del origen y la evolución del Sistema Solar.

La misión es interesante porque en el momento en que el módulo Philae aterrizó en la superficie del núcleo del cometa, se encontraba lejos del Sol y por tanto estaba inactivo. A medida que se acerca al Sol, la superficie del núcleo se calienta y comienza la emisión de gases y polvo. El desarrollo de todos estos procesos se puede observar desde el centro de los acontecimientos.

Es muy interesante la actual misión Dawn, llevada a cabo en el marco del programa de la NASA. El dispositivo fue lanzado en 2007, llegó al asteroide Vesta en julio de 2011, luego fue trasladado a la órbita de su satélite y realizó allí investigaciones hasta septiembre de 2012. Actualmente, el dispositivo está en camino hacia el asteroide más grande: Ceres. Está propulsado por un motor de iones de cohete eléctrico de bajo empuje. Su eficiencia, determinada por el caudal del fluido de trabajo (xenón), es casi un orden de magnitud mayor que la eficiencia de los motores químicos tradicionales (ver "Ciencia y vida" No. 9, 1999, artículo "Locomotora eléctrica espacial") . Esto hizo posible volar desde la órbita de un satélite de un asteroide a la órbita de un satélite de otro. Aunque los asteroides Vesta y Ceres se mueven en órbitas bastante cercanas al cinturón de asteroides principal y son los más grandes del mismo, sus características físicas son muy diferentes. Si Vesta es un asteroide "seco", en Ceres, según observaciones terrestres, se ha descubierto agua, casquetes polares estacionales de hielo de agua e incluso una capa muy delgada de atmósfera.

Los chinos también han contribuido a la investigación de asteroides enviando su nave espacial Chang'e al asteroide 4179 Tautatis. Tomó una serie de fotografías de su superficie, mientras que la distancia mínima de vuelo era de sólo 3,2 kilómetros; sin embargo, la mejor foto fue tomada a una distancia de 47 kilómetros. Las imágenes muestran que el asteroide tiene una forma alargada irregular: 4,6 kilómetros de longitud y 2,1 kilómetros de diámetro. La masa del asteroide es de 50 mil millones de toneladas, su característica más interesante es su densidad muy desigual. Una parte del volumen del asteroide tiene una densidad de 1,95 g/cm 3, la otra, 2,25 g/cm 3. En este sentido, se ha sugerido que Tautatis se formó como resultado de la conexión de dos asteroides.

En cuanto a los proyectos de misiones a asteroides en un futuro próximo, un lugar para comenzar es la Agencia Aeroespacial Japonesa, que planea continuar su programa de investigación con el lanzamiento de la nave espacial Hayabusa-2 en 2015 para devolver a la Tierra muestras de suelo del asteroide 1999 JU3. en 2020. El asteroide pertenece a la clase espectral C, se encuentra en una órbita que cruza la órbita de la Tierra y su afelio casi llega a la órbita de Marte.

Un año después, es decir, en 2016, comienza el proyecto OSIRIS-Rex de la NASA, cuyo objetivo es recuperar suelo de la superficie del asteroide cercano a la Tierra 1999 RQ36, recientemente bautizado como Bennu y asignado a la clase espectral C. Está previsto que el aparato llegue al asteroide en 2018 y en 2023 entregue 59 gramos de su roca a la Tierra.

Habiendo enumerado todos estos proyectos, es imposible no mencionar el asteroide que pesa alrededor de 13.000 toneladas, que cayó cerca de Chelyabinsk el 15 de febrero de 2013, como si confirmara la declaración del famoso experto estadounidense en el problema de los asteroides Donald Yeomans: “Si No vueles a los asteroides, entonces ellos vuelan hacia nosotros " Esto destacó la importancia de otro aspecto de la investigación de asteroides: el peligro de los asteroides y la solución de problemas relacionados con la posibilidad de colisiones de asteroides con la Tierra.

La misión Asteroid Redirect Mission o, como se le llama, el proyecto Keck, propuso una forma muy inesperada de estudiar asteroides. Su concepto fue desarrollado por el Instituto Keck de Investigación Espacial de Pasadena (California). William Myron Keck es un famoso filántropo estadounidense que fundó una fundación para apoyar la investigación científica en Estados Unidos en 1954. En el proyecto, la condición inicial era que la tarea de explorar el asteroide se resolviera con la participación humana, es decir, que la misión al asteroide fuera tripulada. Pero en este caso, la duración de todo el vuelo con regreso a la Tierra será inevitablemente de al menos varios meses. Y lo más desagradable para una expedición tripulada es que, en caso de emergencia, este tiempo no puede reducirse a límites aceptables. Por lo tanto, se propuso, en lugar de volar al asteroide, hacer lo contrario: llevar el asteroide a la Tierra mediante vehículos no tripulados. Pero no a la superficie, como ocurrió naturalmente con el asteroide de Chelyabinsk, sino a una órbita similar a la de la Luna, y enviar una nave espacial tripulada al asteroide que se ha acercado. Esta nave se acercará a él, lo capturará y los astronautas lo estudiarán, tomarán muestras de rocas y las entregarán a la Tierra. Y en caso de emergencia, los astronautas podrán regresar a la Tierra dentro de una semana. La NASA ya ha elegido al asteroide cercano a la Tierra 2011 MD, miembro del Amur, como principal candidato para desempeñar el papel del asteroide que se mueve de esta manera. Su diámetro es de 7 a 15 metros, su densidad es de 1 g/cm 3, es decir, puede parecerse a un montón suelto de piedra triturada que pesa unas 500 toneladas. Su órbita es muy cercana a la órbita de la Tierra, inclinada con respecto a la eclíptica 2,5 grados, y su período es de 396,5 días, lo que corresponde a un semieje mayor de 1,056 UA. Es interesante observar que el asteroide fue descubierto el 22 de junio de 2011 y el 27 de junio voló muy cerca de la Tierra, a sólo 12.000 kilómetros.

Está prevista una misión para capturar un asteroide en la órbita de un satélite terrestre para principios de la década de 2020. La nave espacial, diseñada para capturar un asteroide y transferirlo a una nueva órbita, estará equipada con motores de cohetes eléctricos de bajo empuje que funcionan con xenón. Las operaciones para cambiar la órbita del asteroide también incluyen una maniobra de gravedad cerca de la Luna. La esencia de esta maniobra es controlar el movimiento con la ayuda de motores de cohetes eléctricos, que asegurarán el paso por las proximidades de la Luna. Al mismo tiempo, debido a la influencia de su campo gravitacional, la velocidad del asteroide cambia de la hiperbólica inicial (es decir, que conduce a la salida del campo gravitacional de la Tierra) a la velocidad del satélite de la Tierra.

Formación y evolución de asteroides.

Como ya se mencionó en el apartado sobre la historia del descubrimiento de asteroides, los primeros de ellos fueron descubiertos durante la búsqueda de un hipotético planeta que, de acuerdo con la ley de Bode (ahora reconocida como errónea), debería haber estado en órbita entre Marte. y Júpiter. Resultó que hay un cinturón de asteroides cerca de la órbita de un planeta nunca descubierto. Esto sirvió de base para construir la hipótesis según la cual este cinturón se formó como resultado de su destrucción.

El planeta recibió el nombre de Faetón en honor al hijo del antiguo dios solar griego Helios. Los cálculos que simularon el proceso de destrucción de Phaeton no confirmaron esta hipótesis en todas sus variantes, desde la ruptura del planeta por la gravedad de Júpiter y Marte hasta la colisión con otro cuerpo celeste.

La formación y evolución de asteroides sólo puede considerarse como un componente de los procesos de formación del sistema solar en su conjunto. Actualmente, la teoría generalmente aceptada sugiere que el sistema solar surgió a partir de una acumulación primordial de gas y polvo. A partir del cúmulo se formó un disco cuyas faltas de homogeneidad condujeron a la aparición de planetas y pequeños cuerpos del Sistema Solar. Esta hipótesis está respaldada por observaciones astronómicas modernas, que permiten detectar el desarrollo de sistemas planetarios de estrellas jóvenes en sus primeras etapas. Los modelos informáticos también lo confirman, creando imágenes que se parecen notablemente a fotografías de sistemas planetarios en determinadas fases de su desarrollo.

En la etapa inicial de la formación de planetas surgieron los llamados planetesimales, "embriones" de planetas, a los que luego se adhirió polvo debido a la influencia gravitacional. Como ejemplo de una fase inicial de la formación de un planeta, señalan el asteroide Lutetia. Este asteroide bastante grande, que alcanza los 130 kilómetros de diámetro, está formado por una parte sólida y una gruesa capa de polvo adherida (de hasta un kilómetro), así como cantos rodados esparcidos por la superficie. A medida que aumentaba la masa de los protoplanetas, aumentaba la fuerza de atracción y, como resultado, la fuerza de compresión del cuerpo celeste en formación. La sustancia se calentó y fundió, lo que provocó la estratificación del protoplaneta según la densidad de sus materiales y la transición del cuerpo a una forma esférica. La mayoría de los investigadores se inclinan por la hipótesis de que durante las fases iniciales de la evolución del Sistema Solar se formaron muchos más protoplanetas que los planetas y pequeños cuerpos celestes que se observan hoy. En ese momento, los gigantes gaseosos resultantes, Júpiter y Saturno, migraron al sistema, más cerca del Sol. Esto introdujo un importante desorden en el movimiento de los cuerpos emergentes del Sistema Solar y provocó el desarrollo de un proceso denominado período de intenso bombardeo. Como resultado de las influencias resonantes principalmente de Júpiter, algunos de los cuerpos celestes resultantes fueron arrojados a las afueras del sistema y otros al Sol. Este proceso tuvo lugar hace 4,1 a 3,8 mil millones de años. Las huellas de ese período, llamado la última etapa de los intensos bombardeos, quedaron en forma de numerosos cráteres de impacto en la Luna y Mercurio. Lo mismo sucedió con los cuerpos en formación entre Marte y Júpiter: la frecuencia de colisiones entre ellos fue lo suficientemente alta como para evitar que se convirtieran en objetos más grandes y de forma más regular de lo que vemos hoy. Se supone que entre ellos hay fragmentos de cuerpos que pasaron por ciertas fases de evolución y luego se dividieron durante las colisiones, así como objetos que no tuvieron tiempo de convertirse en partes de cuerpos más grandes y, por lo tanto, representan ejemplos de formaciones más antiguas. . Como se mencionó anteriormente, el asteroide Lutetia es un ejemplo de ello. Esto fue confirmado por los estudios del asteroide realizados por la nave espacial Rosetta, incluidas fotografías durante un sobrevuelo cercano en julio de 2010.

Por tanto, Júpiter juega un papel importante en la evolución del cinturón de asteroides principal. Debido a su influencia gravitacional, obtuvimos la imagen actualmente observada de la distribución de asteroides dentro del cinturón principal. En cuanto al cinturón de Kuiper, al papel de Júpiter se suma la influencia de Neptuno, lo que provoca la expulsión de objetos celestes hacia esta lejana región del sistema solar. Se supone que la influencia de los planetas gigantes se extiende a la aún más lejana nube de Oort, que, sin embargo, se formó más cerca del Sol de lo que está ahora. En las primeras fases de la evolución del acercamiento a los planetas gigantes, los objetos primordiales (planetesimales) en su movimiento natural realizaban lo que llamamos maniobras gravitacionales, llenando el espacio atribuido a la nube de Oort. Al estar a distancias tan grandes del Sol, también están expuestos a la influencia de las estrellas de nuestra galaxia, la Vía Láctea, lo que conduce a su transición caótica en una trayectoria de regreso a una región cercana del espacio circunsolar. Observamos estos planetesimales como cometas de período largo. Como ejemplo, podemos señalar el cometa más brillante del siglo XX: el cometa Hale-Bopp, descubierto el 23 de julio de 1995 y que alcanzó el perihelio en 1997. Su período de revolución alrededor del Sol es de 2534 años y el afelio se encuentra a una distancia de 185 UA. del sol.

Peligro de cometa asteroide

Los numerosos cráteres en la superficie de la Luna, Mercurio y otros cuerpos del Sistema Solar se mencionan a menudo como ilustración del nivel de peligro de los asteroides y cometas para la Tierra. Pero tal referencia no es del todo correcta, ya que la inmensa mayoría de estos cráteres se formaron durante el “período de intensos bombardeos”. Sin embargo, en la superficie de la Tierra, con la ayuda de tecnologías modernas, incluido el análisis de imágenes de satélite, es posible detectar rastros de colisiones con asteroides que se remontan a períodos mucho más tardíos de la evolución del Sistema Solar. El cráter más grande y antiguo conocido, Vredefort, se encuentra en Sudáfrica. Su diámetro es de unos 250 kilómetros y su edad se estima en dos mil millones de años.

El cráter Chicxulub en la costa de la península de Yucatán en México se formó por el impacto de un asteroide hace 65 millones de años, equivalente a la energía de explosión de 100 teratones (10 12 toneladas) de TNT. Ahora se cree que la extinción de los dinosaurios fue consecuencia de este evento catastrófico, que provocó tsunamis, terremotos, erupciones volcánicas y cambios climáticos debido a la formación de una capa de polvo en la atmósfera que oscureció el Sol. Uno de los más jóvenes, el cráter Barringer, se encuentra en el desierto de Arizona, EE. UU. Su diámetro es de 1200 metros, su profundidad es de 175 metros. Surgió hace 50 mil años como resultado del impacto de un meteorito de hierro con un diámetro de unos 50 metros y una masa de varios cientos de miles de toneladas.

En total hay actualmente unos 170 cráteres de impacto formados por la caída de cuerpos celestes. El evento que más llamó la atención tuvo lugar cerca de Chelyabinsk, cuando el 15 de febrero de 2013 entró en la atmósfera por esta zona un asteroide cuyo tamaño se estimó en aproximadamente 17 metros y una masa de 13.000 toneladas. Explotó en el aire a una altitud de 20 kilómetros; su mayor parte, que pesaba 600 kilogramos, cayó al lago Chebarkul.

Su caída no provocó víctimas, la destrucción fue notable, pero no catastrófica: el vidrio se rompió en un área bastante grande, el techo de la planta de zinc de Chelyabinsk se derrumbó y unas 1.500 personas resultaron heridas por fragmentos de vidrio. Se cree que el desastre no se produjo por un factor de suerte: la trayectoria de la caída del meteorito fue suave, de lo contrario las consecuencias habrían sido mucho más graves. La energía de la explosión equivale a 0,5 megatones de TNT, lo que corresponde a 30 bombas lanzadas sobre Hiroshima. El asteroide de Chelyabinsk se convirtió en el evento de esta magnitud descrito más detalladamente después de la explosión del meteorito Tunguska el 17 (30) de junio de 1908. Según estimaciones modernas, la caída de cuerpos celestes como Chelyabinsk ocurre en todo el mundo aproximadamente una vez cada 100 años. En cuanto al evento de Tunguska, cuando se quemaron y talaron árboles en un área con un diámetro de 50 kilómetros como resultado de una explosión a una altitud de 18 kilómetros con una energía de 10 a 15 megatones de TNT, tales desastres ocurren aproximadamente una vez cada 300 años. Sin embargo, hay casos en los que cuerpos más pequeños que chocan con la Tierra con más frecuencia que los mencionados han causado daños notables. Un ejemplo es el asteroide de cuatro metros que cayó en Sikhote-Alin, al noreste de Vladivostok, el 12 de febrero de 1947. Aunque el asteroide era pequeño, estaba compuesto casi exclusivamente de hierro y resultó ser el meteorito de hierro más grande jamás observado en la superficie de la Tierra. A una altitud de 5 kilómetros explotó y el destello fue más brillante que el sol. El territorio del epicentro de la explosión (su proyección sobre la superficie terrestre) estaba deshabitado, pero en un área de 2 kilómetros de diámetro el bosque resultó dañado y se formaron más de cien cráteres de hasta 26 metros de diámetro. . Si un objeto así cayera sobre una gran ciudad, morirían cientos e incluso miles de personas.

Al mismo tiempo, es bastante obvio que la probabilidad de que una persona en particular muera como resultado de la caída de un asteroide es muy baja. Esto no excluye la posibilidad de que pasen cientos de años sin víctimas importantes, y luego la caída de un gran asteroide provocará la muerte de millones de personas. En mesa La Tabla 1 muestra las probabilidades de la caída de un asteroide, correlacionadas con la tasa de mortalidad de otros eventos.

Se desconoce cuándo se producirá el próximo impacto de un asteroide, comparable o más grave en sus consecuencias al de Cheliábinsk. Puede que caiga en 20 años, o en varios siglos, pero puede que caiga mañana. Recibir una alerta temprana de un evento como el de Chelyabinsk no sólo es deseable: es necesario desviar efectivamente objetos potencialmente peligrosos de más de, digamos, 50 metros. En cuanto a las colisiones de asteroides más pequeños con la Tierra, estos eventos ocurren con más frecuencia de lo que pensamos: aproximadamente una vez cada dos semanas. Esto se ilustra con el siguiente mapa de impactos de asteroides que miden un metro o más durante los últimos veinte años, elaborado por la NASA.

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Métodos para desviar objetos cercanos a la Tierra potencialmente peligrosos

El descubrimiento en 2004 del asteroide Apophis, cuya probabilidad de colisión con la Tierra en 2036 se consideraba entonces bastante alta, provocó un aumento significativo del interés por el problema de la protección de asteroides y cometas. Se iniciaron trabajos para detectar y catalogar objetos celestes peligrosos y se lanzaron programas de investigación para resolver el problema de prevenir sus colisiones con la Tierra. Como resultado, el número de asteroides y cometas encontrados ha aumentado considerablemente, de modo que ahora se han descubierto más de los que se conocían antes del inicio del trabajo en el programa. También se han propuesto varios métodos para desviar los asteroides de sus trayectorias de impacto con la Tierra, incluidos algunos bastante exóticos. Por ejemplo, cubrir las superficies de asteroides peligrosos con pintura, lo que cambiará sus características reflectantes, provocando la desviación necesaria de la trayectoria del asteroide debido a la presión de la luz solar. Continuó la investigación sobre formas de cambiar las trayectorias de objetos peligrosos colisionando naves espaciales con ellos. Estos últimos métodos parecen bastante prometedores y no requieren el uso de tecnologías que vayan más allá de las capacidades de la tecnología espacial y de cohetes moderna. Sin embargo, su eficacia está limitada por la masa de la nave espacial guiada. Para el portaaviones ruso más potente, Proton-M, no puede superar las 5 o 6 toneladas.

Estimemos el cambio de velocidad, por ejemplo, de Apophis, cuya masa es de unos 40 millones de toneladas: una colisión con él de una nave espacial que pesa 5 toneladas a una velocidad relativa de 10 km/s dará como resultado 1,25 milímetros por segundo. Si el golpe se lanza mucho antes de la colisión esperada, es posible crear la desviación necesaria, pero este “largo tiempo” llevará muchas décadas. Actualmente es imposible predecir hasta el momento la trayectoria de un asteroide con una precisión aceptable, especialmente teniendo en cuenta que existe incertidumbre a la hora de conocer los parámetros de la dinámica del impacto y, por tanto, a la hora de evaluar el cambio esperado en el vector de velocidad del asteroide. Por lo tanto, para evitar que un asteroide peligroso choque con la Tierra, es necesario encontrar la oportunidad de dirigirle un proyectil más masivo. Como tal, podemos proponer otro asteroide con una masa significativamente mayor que la masa de la nave espacial, digamos 1500 toneladas. Pero para controlar el movimiento de un asteroide de este tipo se necesitará demasiado combustible para poner la idea en práctica. Por lo tanto, para el cambio requerido en la trayectoria del proyectil de asteroide, se propuso utilizar la llamada maniobra gravitacional, que a su vez no requiere ningún consumo de combustible.

Por maniobra gravitacional nos referimos al sobrevuelo de un objeto espacial (en nuestro caso, un proyectil de asteroide) de un cuerpo bastante masivo: la Tierra, Venus, otros planetas del sistema solar, así como sus satélites. El significado de la maniobra es elegir los parámetros de la trayectoria relativa al cuerpo que se vuela (altitud, posición inicial y vector de velocidad), lo que permitirá, por su influencia gravitacional, cambiar la órbita del objeto (en nuestro caso , un asteroide) alrededor del Sol para que esté en la trayectoria de colisión. En otras palabras, en lugar de impartir un impulso de velocidad al objeto controlado mediante un motor de cohete, recibimos este impulso debido a la gravedad del planeta o, como también se le llama, el efecto cabestrillo. Además, la magnitud del impulso puede ser significativa: 5 km/s o más. Para crearlo con un motor cohete estándar, es necesario gastar una cantidad de combustible equivalente a 3,5 veces la masa del aparato. Y en el caso del método de maniobra por gravedad, el combustible sólo es necesario para llevar el vehículo a la trayectoria de maniobra calculada, lo que reduce su consumo en dos órdenes de magnitud. Cabe señalar que este método de cambiar las órbitas de las naves espaciales no es nuevo: fue propuesto a principios de los años treinta del siglo pasado por el pionero de los cohetes soviéticos F.A. Zander. Actualmente, esta técnica se utiliza ampliamente en la práctica de vuelos espaciales. Basta mencionar una vez más, por ejemplo, la nave espacial europea Rosetta: durante la ejecución de la misión, a lo largo de diez años realizó tres maniobras de gravedad cerca de la Tierra y una cerca de Marte. Podemos recordar las naves espaciales soviéticas Vega-1 y Vega-2, que por primera vez volaron alrededor del cometa Halley; en el camino realizaron maniobras de gravedad utilizando el campo gravitacional de Venus. Para llegar a Plutón en 2015, la nave espacial New Horizons de la NASA utilizó una maniobra en el campo de Júpiter. La lista de misiones que utilizan asistencia por gravedad está lejos de estar agotada con estos ejemplos.

El uso de una maniobra gravitacional para guiar asteroides relativamente pequeños cercanos a la Tierra hacia objetos celestes peligrosos y desviarlos de su trayectoria de colisión con la Tierra fue propuesto por empleados del Instituto de Investigación Espacial de la Academia de Ciencias de Rusia en una conferencia internacional sobre sobre el problema del peligro de asteroides, organizado en Malta en 2009. Y al año siguiente apareció una publicación en una revista que describía este concepto y su justificación.

Para confirmar la viabilidad del concepto, se eligió el asteroide Apophis como ejemplo de objeto celeste peligroso.

Inicialmente aceptaron la condición de que el peligro del asteroide se estableciera aproximadamente diez años antes de su esperada colisión con la Tierra. En consecuencia, se construyó un escenario para que el asteroide se desviara de la trayectoria que lo atraviesa. En primer lugar, de la lista de asteroides cercanos a la Tierra cuyas órbitas se conocen, se seleccionó uno que será trasladado a las proximidades de la Tierra a una órbita adecuada para realizar una maniobra gravitacional, garantizando que el asteroide choque con Apophis a más tardar. 2035. Como criterio de selección, tomamos la magnitud del impulso de velocidad que se debe impartir al asteroide para transferirlo a dicha trayectoria. Se consideró que el impulso máximo permitido era de 20 m/s. A continuación se realizó un análisis numérico de posibles operaciones para apuntar el asteroide a Apophis de acuerdo con el siguiente escenario de vuelo.

Después de que la unidad principal del vehículo de lanzamiento Proton-M se lanza a la órbita terrestre baja utilizando la etapa superior Briz-M, la nave espacial se transfiere a la trayectoria de vuelo hacia el asteroide proyectil y luego aterriza en su superficie. El dispositivo está fijado en la superficie y se mueve junto con el asteroide hasta el punto en el que enciende el motor, impartiendo al asteroide un impulso que lo transfiere a la trayectoria calculada de la maniobra gravitacional: orbitar alrededor de la Tierra. Durante el movimiento, se toman las medidas necesarias para determinar los parámetros de movimiento tanto del asteroide objetivo como del asteroide proyectil. Con base en los resultados de la medición, se calcula la trayectoria del proyectil y se realiza su corrección. Con la ayuda del sistema de propulsión del dispositivo, el asteroide recibe impulsos de velocidad que corrigen errores en los parámetros de la trayectoria de movimiento hacia el objetivo. Las mismas operaciones se realizan en la trayectoria de vuelo del vehículo hacia el asteroide proyectil. El parámetro clave para desarrollar y optimizar el escenario es el impulso de velocidad que se debe impartir al asteroide proyectil. Para los candidatos a este rol se determinan las fechas del mensaje de impulso, la llegada del asteroide a la Tierra y la colisión con un objeto peligroso. Estos parámetros se seleccionan de tal manera que la magnitud del impulso impartido al proyectil del asteroide sea mínima. Durante el proceso de investigación se analizó como candidatos toda la lista de asteroides cuyos parámetros orbitales se conocen actualmente: alrededor de 11.000.

Como resultado de los cálculos, se encontraron cinco asteroides, cuyas características, incluidos sus tamaños, se detallan en la tabla. 2. Fue impactado por asteroides cuyas dimensiones superan significativamente los valores correspondientes a la masa máxima permitida: 1500-2000 toneladas. En este sentido es necesario hacer dos observaciones. En primer lugar, el análisis utilizó una lista lejos de ser completa de asteroides cercanos a la Tierra (11.000), mientras que, según estimaciones modernas, hay al menos 100.000. En segundo lugar, la posibilidad real de utilizar no un asteroide completo como proyectil, sino , por ejemplo, en su superficie hay rocas cuya masa cae dentro de los límites designados (se puede recordar el asteroide Itokawa). Cabe señalar que este es precisamente el enfoque que se considera realista en el proyecto estadounidense de colocar un pequeño asteroide en la órbita lunar. De la mesa 2 se puede ver que se necesita el impulso de velocidad más pequeño, sólo 2,38 m/s, si se utiliza el asteroide 2006 XV4 como proyectil. Es cierto que es demasiado grande y supera el límite estimado de 1.500 toneladas. Pero si se utiliza su fragmento o roca en la superficie con tal masa (si la hay), entonces el impulso indicado creará un motor de cohete estándar con una velocidad de escape de gases de 3200 m/s, consumiendo 1,2 toneladas de combustible. Como muestran los cálculos, en la superficie de este asteroide se puede aterrizar un aparato con una masa total de más de 4,5 toneladas, por lo que el suministro de combustible no creará problemas. Y el uso de un motor cohete eléctrico reducirá el consumo de combustible (más precisamente, el fluido de trabajo) a 110 kilogramos.

Sin embargo, se debe tener en cuenta que los datos sobre los impulsos de velocidad requeridos que figuran en la tabla se refieren al caso ideal, cuando el cambio requerido en el vector de velocidad se implementa con absoluta precisión. De hecho, este no es el caso y, como ya se señaló, es necesario disponer de un suministro de fluido de trabajo para las correcciones orbitales. Con las precisiones conseguidas hasta la fecha, la corrección puede requerir un total de hasta 30 m/s, lo que supera los valores nominales del cambio de velocidad para solucionar el problema de interceptar un objeto peligroso.

En nuestro caso, cuando el objeto controlado tiene una masa tres órdenes de magnitud mayor, se requiere una solución diferente. Existe: se trata del uso de un motor cohete eléctrico, que permite reducir diez veces el consumo de fluido de trabajo con el mismo impulso correctivo. Además, para aumentar la precisión de la orientación, se propone utilizar un sistema de navegación que incluye un pequeño dispositivo equipado con un transceptor, que se coloca previamente en la superficie de un asteroide peligroso, y dos subsatélites que acompañan al dispositivo principal. Los transceptores se utilizan para medir la distancia entre dispositivos y sus velocidades relativas. Un sistema de este tipo permite garantizar que un proyectil de asteroide alcance un objetivo con una desviación de 50 metros, siempre que en la última fase de aproximación al objetivo se utilice un pequeño motor químico con un empuje de varias decenas de kilogramos, que produce un impulso de velocidad dentro de 2 m/s.

Entre las preguntas que surgen cuando se discute la viabilidad del concepto de utilizar pequeños asteroides para desviar objetos peligrosos, la más importante es el riesgo de colisión con la Tierra de un asteroide transferido a la trayectoria de una maniobra gravitacional a su alrededor. En mesa 2 muestra las distancias de los asteroides al centro de la Tierra en el perigeo al realizar una maniobra de gravedad. Para cuatro superan los 15.000 kilómetros, y para el asteroide 1994 el GV es de 7.427,54 kilómetros (el radio medio de la Tierra es de 6.371 kilómetros). Las distancias parecen seguras, pero todavía es imposible garantizar la ausencia de riesgos si el tamaño del asteroide es tal que puede alcanzar la superficie de la Tierra sin quemarse en la atmósfera. Un diámetro de 8 a 10 metros se considera el tamaño máximo permitido, siempre que el asteroide no sea de hierro. Una forma radical de resolver el problema es utilizar Marte o Venus como maniobra.

Capturando asteroides para investigación.

La idea básica del proyecto Asteroid Redirect Mission (ARM) es transferir un asteroide a otra órbita, más conveniente para realizar investigaciones con participación humana directa. Por ello, se propuso una órbita cercana a la lunar. Como otra opción para cambiar la órbita de los asteroides, el IKI RAS consideró métodos para controlar el movimiento de los asteroides mediante maniobras gravitacionales cerca de la Tierra, similares a los que se desarrollaron para apuntar pequeños asteroides hacia objetos peligrosos cercanos a la Tierra.

El objetivo de tales maniobras es transferir asteroides a órbitas que resuenen con el movimiento orbital de la Tierra, en particular con una proporción de 1:1 entre los períodos de los asteroides y de la Tierra. Entre los asteroides cercanos a la Tierra, hay trece que pueden trasladarse a órbitas resonantes en la proporción especificada y en el límite inferior permitido del radio de perigeo: 6700 kilómetros. Para ello basta con que cualquiera de ellos proporcione un impulso de velocidad no superior a 20 m/s. Su lista se presenta en la tabla. 3, que muestra la magnitud de los impulsos de velocidad que transfieren el asteroide a la trayectoria de la maniobra gravitacional cerca de la Tierra, como resultado de lo cual el período de su órbita se vuelve igual al de la Tierra, es decir, un año. Allí también se indican las velocidades máxima y mínima del asteroide en su movimiento heliocéntrico que se pueden alcanzar con la maniobra. Es interesante observar que las velocidades máximas pueden ser muy altas, lo que permite que la maniobra arroje el asteroide bastante lejos del Sol. Por ejemplo, el asteroide 2012 VE77 podrá enviarse a una órbita con un afelio a la distancia de la órbita de Saturno, y el resto, más allá de la órbita de Marte.

La ventaja de los asteroides resonantes es que regresan a las proximidades de la Tierra cada año. Esto hace posible enviar una nave espacial a aterrizar en un asteroide al menos una vez al año y entregar muestras de suelo a la Tierra, y casi no se necesita combustible para devolver el vehículo de descenso a la Tierra. En este sentido, un asteroide en órbita resonante tiene ventajas sobre un asteroide en órbita similar a la Luna, como está previsto en el proyecto Keck, ya que requiere un notable consumo de combustible para regresar. Para las misiones no tripuladas, esto puede ser decisivo, pero para los vuelos tripulados, cuando es necesario garantizar el regreso más rápido posible del dispositivo a la Tierra en caso de emergencia (en una semana o incluso menos), la ventaja puede estar del lado del Proyecto ARM.

Por otro lado, el regreso anual de los asteroides resonantes a la Tierra permite realizar maniobras gravitacionales periódicas, cambiando cada vez su órbita para optimizar las condiciones de investigación. Al mismo tiempo, la órbita debe permanecer resonante, lo cual es fácil de lograr realizando múltiples maniobras gravitacionales. Con este método es posible trasladar el asteroide a una órbita idéntica a la de la Tierra, pero ligeramente inclinada con respecto a su plano (hacia la eclíptica). Entonces el asteroide se acercará a la Tierra dos veces al año. La familia de órbitas resultantes de una secuencia de maniobras gravitacionales incluye una órbita cuyo plano se encuentra en la eclíptica, pero tiene una excentricidad muy grande y, como el asteroide 2012 VE77, llega a la órbita de Marte.

Si desarrollamos más la tecnología de las maniobras gravitacionales alrededor de los planetas, incluida la construcción de órbitas resonantes, entonces surge la idea de utilizar la Luna. El hecho es que una maniobra gravitacional cerca de un planeta en su forma pura no permite capturar un objeto en la órbita de un satélite, ya que cuando vuela alrededor del planeta, la energía de su movimiento relativo no cambia. Si al mismo tiempo gira alrededor del satélite natural del planeta (la Luna), entonces su energía puede reducirse. El problema es que la disminución debe ser suficiente para transferirlo a la órbita del satélite, es decir, la velocidad inicial con respecto al planeta debe ser pequeña. Si no se cumple este requisito, el objeto abandonará las proximidades de la Tierra para siempre. Pero si se elige la geometría de la maniobra combinada de modo que, como resultado, el asteroide permanezca en una órbita resonante, la maniobra se podrá repetir en un año. Por lo tanto, es posible capturar un asteroide en la órbita del satélite de la Tierra mediante maniobras gravitacionales cerca de la Tierra mientras se mantienen las condiciones de resonancia y un sobrevuelo coordinado de la Luna.

Es obvio que algunos ejemplos que confirman la posibilidad de implementar el concepto de controlar el movimiento de los asteroides mediante maniobras gravitacionales no garantizan una solución al problema del peligro asteroide-cometa para cualquier objeto celeste que amenace una colisión con la Tierra. Puede suceder que en un caso concreto no exista ningún asteroide adecuado al que apuntar. Pero, como muestran los últimos resultados de los cálculos, realizados teniendo en cuenta los asteroides catalogados más “recientes”, con el impulso de velocidad máximo permitido necesario para trasladar un asteroide a las proximidades del planeta igual a 40 m/s, el número de Los asteroides adecuados son 29, 193 y 72 para Venus, la Tierra y Marte respectivamente. Están incluidos en la lista de cuerpos celestes cuyo movimiento se puede controlar mediante la moderna tecnología espacial y de cohetes. La lista está creciendo rápidamente, con un promedio de dos a cinco asteroides descubiertos por día. Así, durante el período comprendido entre el 1 y el 21 de noviembre de 2014, se descubrieron 58 asteroides cercanos a la Tierra. Hasta ahora no podíamos influir en el movimiento de los cuerpos celestes naturales, pero se acerca una nueva fase en el desarrollo de la civilización cuando esto sea posible.

Glosario del artículo.

ley de bode(Regla de Titius-Bode, establecida en 1766 por el matemático alemán Johann Titius y reformulada en 1772 por el astrónomo alemán Johann Bode) describe las distancias entre las órbitas de los planetas del Sistema Solar y el Sol, así como entre los planetas y las órbitas de sus satélites naturales. Una de sus formulaciones matemáticas: R i = (D i + 4)/10, donde D i = 0, 3, 6, 12... n, 2n, y R i es el radio medio de la órbita del planeta en unidades astronómicas. (a.e.).

Esta ley empírica es cierta para la mayoría de los planetas con una precisión del 3%, pero parece no tener significado físico. Sin embargo, se supone que en la etapa de formación del sistema solar, como resultado de perturbaciones gravitacionales, surgió una estructura de anillo regular de regiones en las que las órbitas de los protoplanetas resultaron ser estables. Estudios posteriores del Sistema Solar demostraron que la ley de Bode, en términos generales, no siempre se cumple: las órbitas de Neptuno y Plutón, por ejemplo, están mucho más cerca del Sol de lo que predice (ver tabla).

(Puntos L, o puntos de libración, desde lat. libración- oscilante) - puntos en un sistema de dos cuerpos masivos, por ejemplo el Sol y un planeta o un planeta y su satélite natural. Un cuerpo de masa significativamente menor, un asteroide o un laboratorio espacial, permanecerá en cualquiera de los puntos de Lagrange, realizando oscilaciones de pequeña amplitud, siempre que solo actúen sobre él fuerzas gravitacionales.

Los puntos de Lagrange se encuentran en el plano orbital de ambos cuerpos y se designan con índices del 1 al 5. Los tres primeros, colineales, se encuentran en la línea recta que conecta los centros de los cuerpos masivos. El punto L 1 está ubicado entre cuerpos masivos, L 2, detrás de los menos masivos, L 3, detrás de los más masivos. La posición del asteroide en estos puntos es la menos estable. Los puntos L 4 y L 5, triangulares o troyanos, están ubicados en órbita a ambos lados de la línea que conecta cuerpos de gran masa, en ángulos de 60 ° con respecto a la línea que los conecta (por ejemplo, el Sol y la Tierra).

El punto L 1 del sistema Tierra-Luna es un lugar conveniente para ubicar una estación orbital tripulada, que permitirá a los astronautas llegar a la Luna con un consumo mínimo de combustible, o un observatorio para observar el Sol, que en este punto nunca está oculto ni por la Tierra. o la Luna.

El punto L 2 del sistema Sol-Tierra es conveniente para la construcción de observatorios y telescopios espaciales. El objeto en este punto conserva su orientación relativa a la Tierra y al Sol indefinidamente. Ya alberga los laboratorios americanos Planck, Herschel, WMAP, Gaia, etc.

En el punto L 3, al otro lado del Sol, los escritores de ciencia ficción han colocado repetidamente un determinado planeta: la Contra-Tierra, que llegó desde lejos o fue creado simultáneamente con la Tierra. Las observaciones modernas no lo han encontrado.

Excentricidad(Fig. 1): un número que caracteriza la forma de una curva de segundo orden (elipse, parábola e hipérbola). Matemáticamente, es igual a la relación entre la distancia de cualquier punto de la curva a su foco y la distancia desde este punto a la línea recta, llamada directriz. Las elipses (las órbitas de los asteroides y la mayoría de los demás cuerpos celestes) tienen dos direcciones. Sus ecuaciones son: x = ±(a/e), donde a es el semieje mayor de la elipse; e - excentricidad - un valor que es constante para cualquier curva dada. La excentricidad de la elipse es menor que 1 (para una parábola e = 1, para una hipérbola e > 1); cuando e > 0, la forma de la elipse se aproxima a un círculo; cuando e > 1, la elipse se alarga y comprime cada vez más, hasta degenerar finalmente en un segmento: su propio eje mayor 2a. Otra definición más simple y visual de la excentricidad de una elipse es la relación entre la diferencia entre sus distancias máxima y mínima al foco y su suma, es decir, la longitud del eje mayor de la elipse. Para las órbitas circunsolares, esta es la relación entre la diferencia en la distancia de un cuerpo celeste al Sol en el afelio y el perihelio y su suma (el eje mayor de la órbita).

viento soleado- un flujo constante de plasma desde la corona solar, es decir, partículas cargadas (protones, electrones, núcleos de helio, iones de oxígeno, silicio, hierro, azufre) en direcciones radiales desde el Sol. Ocupa un volumen esférico con un radio de al menos 100 UA. Es decir, el límite del volumen está determinado por la igualdad de la presión dinámica del viento solar y la presión del gas interestelar, el campo magnético de la galaxia y los rayos cósmicos galácticos.

Eclíptica(del griego ecleipsis- eclipse) es un gran círculo de la esfera celeste a lo largo del cual se produce el movimiento anual visible del Sol. En realidad, dado que la Tierra se mueve alrededor del Sol, la eclíptica es la sección de la esfera celeste por el plano de la órbita terrestre. La línea de la eclíptica recorre las 12 constelaciones del Zodíaco. Su nombre griego se debe a lo que se sabe desde la antigüedad: los eclipses solares y lunares ocurren cuando la Luna se encuentra cerca del punto de intersección de su órbita con la eclíptica.

¿Qué es un asteroide? Tarde o temprano, toda persona interesada en la exploración espacial empieza a plantearse esta pregunta. Al querer encontrar información detallada sobre este tema, las personas a menudo se topan con varios sitios científicos diseñados para un público adulto. En estos portales, por regla general, casi todos los artículos están repletos de una gran cantidad de términos y conceptos científicos que son muy difíciles de entender para la gente corriente. Pero, ¿qué deberían hacer, por ejemplo, los escolares o los estudiantes que necesitan preparar un informe sobre el tema del espacio y formular con sus propias palabras qué es un asteroide? Si le preocupa este problema, le recomendamos que lea nuestra publicación. En este artículo encontrará toda la información necesaria sobre este tema y obtendrá la respuesta a la pregunta de qué es un asteroide, en un lenguaje sencillo y comprensible. ¿Interesado? ¡Entonces le deseamos una agradable lectura!

Origen de la palabra "asteroide"

Antes de pasar al tema principal del artículo, primero echemos un vistazo a la historia. Mucha gente está interesada en la traducción de la palabra “asteroide”, y no podíamos ignorar esta cuestión. Este concepto proviene de las palabras griegas aster e idos. El primero se traduce como "estrella" y el segundo, "vista".

¿Qué es un asteroide?

Los asteroides son pequeños cuerpos cósmicos que se mueven en órbita alrededor del cuerpo principal de nuestra galaxia: el Sol. A diferencia de los planetas, no tienen forma regular, gran tamaño ni atmósfera. La masa total de uno de esos cuerpos no supera 0,001 la masa del globo. A pesar de esto, algunos asteroides tienen sus propias lunas.

El primero en denominar a estos objetos espaciales con la palabra “asteroide” fue William Herschel. Entre los especialistas existe una clasificación especial según la cual sólo aquellos cuerpos cuyo diámetro alcanza los 30 metros pueden considerarse asteroides.

Los asteroides más grandes del Sistema Solar

Se considera que el cuerpo cósmico más grande de este tipo es un asteroide llamado Ceres. Sus dimensiones son tan grandes (975×909 kilómetros) que en 2006 se le asignó oficialmente el estatus de planeta enano. En segundo lugar se encuentran los objetos Pallas y Vesta, cuyo diámetro es de aproximadamente 500 kilómetros. Vesta se encuentra en el cinturón de asteroides (que se explicará más adelante) y puede verse a simple vista desde nuestro planeta de origen.

Historia de la investigación

¿Qué es un asteroide? Creemos que ya lo hemos descubierto. Y ahora te invitamos una vez más a sumergirte en la naturaleza salvaje de nuestra historia para descubrir quién estuvo en los orígenes del estudio de los cuerpos celestes comentados en el artículo.

Todo comenzó a finales del siglo XVIII, cuando Franz Xaver, con la participación de más de 20 astrónomos, comenzó a buscar un planeta que debería ubicarse entre la órbita de Júpiter y la órbita de Marte. Xaver tenía como objetivo estudiar absolutamente todos los cuerpos de las constelaciones zodiacales conocidas en ese momento. Algún tiempo después, las coordenadas comenzaron a perfeccionarse y los investigadores comenzaron a prestar atención a los objetos en movimiento.

Se cree que el asteroide Ceres fue descubierto accidentalmente el 1 de enero de 1801 por el astrónomo italiano Piazzi. De hecho, la órbita de este objeto celeste fue calculada mucho antes por los astrónomos de Xavier. Unos años más tarde, los investigadores también encontraron a Juno, Palada y Vesta.

Carl Ludwig Henke hizo una contribución especial al estudio de los asteroides. En 1845 descubrió Astraea y, en 1847, Hebe. Los méritos de Henke impulsaron el desarrollo de la astronomía y, después de su investigación, casi todos los años se empezaron a encontrar nuevos asteroides.

En 1891, Max Wolf inventó el método de la astrofotografía, gracias al cual pudo reconocer unos 250 objetos espaciales de este tipo.

Hasta la fecha se han descubierto varios miles de asteroides. A estos cuerpos celestes se les permite dar cualquier nombre, pero con la condición de que su órbita se calcule con precisión y precisión.

Cinturón de asteróides

Casi todos los objetos espaciales de este tipo se encuentran dentro de un gran anillo llamado cinturón de asteroides. Según las investigaciones de los científicos, en él se encuentran unos 200 planetas pequeños, cuyo tamaño medio supera los 100 kilómetros. Si hablamos de cuerpos que no superan el kilómetro de tamaño, entonces hay aún más: ¡de 1 a 2 millones!

Debido a las frecuentes colisiones, muchos asteroides ubicados en este cinturón son fragmentos de otros cuerpos cósmicos similares. Esto explica el hecho de que en el cinturón haya muy pocos objetos que tengan sus propios satélites. Pero las colisiones no son la única razón por la que los grandes asteroides carecen de satélites propios. Un papel especial en estos procesos lo juegan los cambios en la gravedad causados ​​por la formación de nuevos objetos después de impactos directos y la distribución desigual de los ejes de rotación de los asteroides celestes. Los únicos cuerpos que tienen rotación directa son los ya mencionados Ceres, Palas y Vesta. Pudieron mantener esta posición sólo gracias a sus impresionantes dimensiones, que les proporcionan un gran momento angular.

Asteroide y meteoroide. Cuál es la diferencia

Hablando de lo que significa la palabra “asteroide”, no podemos pasar por alto esta cuestión. Un meteoroide es un objeto celeste sólido que se mueve en el espacio interplanetario. El principal parámetro por el que se distinguen un meteoroide y un asteroide es su tamaño. Como se mencionó anteriormente, solo un cuerpo cósmico cuyo diámetro alcance (o supere) los 30 metros puede considerarse asteroide. Los meteoroides, por el contrario, tienen un tamaño mucho más modesto.

Otro factor importante es que los asteroides y los meteoroides son, de hecho, objetos espaciales completamente diferentes. El caso es que las leyes según las cuales se mueven en el espacio exterior son muy diferentes.

Asteroide Apofis

¿Qué es el asteroide Apophis? Creemos que entre quienes leen este artículo hay personas interesadas en este tema. Apophis es un objeto celeste que se acerca constantemente a la Tierra. Este cuerpo cósmico fue descubierto en 2004 por científicos del Observatorio Kitt Peak, ubicado en Arizona. Sus descubridores son Roy Tucker, David Tolenomi y Fabrizio Bernardi.

Apophis tiene un diámetro de 270 metros, una velocidad orbital promedio de 30,728 kilómetros por segundo y un peso de más de una tonelada.

El asteroide se llamaba originalmente 2004 MN4, pero en 2005 pasó a llamarse en honor al demonio malvado Apep de la mitología egipcia antigua. Según las creencias de los habitantes del Antiguo Egipto, Apep es una enorme bestia que vive bajo tierra. En la mente de los egipcios, él era la encarnación real del mal y el principal oponente del dios Ra. Todas las noches, mientras viajaba por el río Nilo, Ra entraba en combate mortal con Apep. El Dios Sol siempre ganaba y por eso llegaba un nuevo día.

La amenaza de Apep a la Tierra

Después del descubrimiento de este objeto celeste, la gente común inmediatamente comenzó a hacer una sola pregunta: ¿Apophis es peligroso para los habitantes de la Tierra? Las previsiones de los expertos difieren según el período de acercamiento a nuestro mundo del que estemos hablando. Por ejemplo, en 2013, este objeto celeste voló a una distancia de 14,46 millones de kilómetros de la Tierra, pero ya en 2029, según los científicos, se acercará a nuestro planeta a 29,4 mil kilómetros. En comparación, esto está por debajo de la altitud a la que se encuentran los satélites geoestacionarios.

A pesar de una distancia tan cercana, muchos investigadores nos convencen de que no tenemos nada que temer. Inicialmente, la probabilidad de que Apophis cayera a la Tierra en 2029 se estimaba en casi el 3%, pero ahora esa probabilidad no se considera en absoluto. En el futuro, el asteroide será visible a simple vista. Visualmente se parecerá a un punto luminoso que se mueve rápidamente.

Los científicos también dijeron que existe una pequeña posibilidad de que en 2029 este cuerpo cósmico caiga en una región del espacio en la que el campo gravitacional de nuestro planeta pueda cambiar la órbita de Apophis. En febrero de 2013, investigadores de la NASA afirmaron que un asteroide podría caer a la Tierra en 2068. Según los resultados de la investigación, después de 2029 este objeto podría caer en 20 de esas zonas gravitacionales. Pero también en este caso los científicos tranquilizan a los ciudadanos de a pie: la probabilidad de una colisión en 2068 es extremadamente baja.

A pesar de pronósticos tan positivos, los investigadores afirman que no tiene sentido relajarse. El estudio de Apophis seguirá determinando los riesgos para toda la humanidad.

Creemos que hemos descubierto qué es el asteroide Apophis. Ahora echemos una mirada más global al tema de una posible colisión entre la Tierra y algún objeto espacial.

¿Cuál es la probabilidad de que la Tierra sea destruida por la colisión de un asteroide?

Entre la gente común existe la opinión de que absolutamente todos los asteroides representan un gran peligro para nuestro planeta. De hecho, las investigaciones realizadas por científicos muestran que por el momento no existe ningún asteroide que pueda destruir la Tierra.

Sólo aquellos asteroides cuyo diámetro supera los 10 kilómetros representan un grave peligro para nuestro planeta. Afortunadamente, hoy todos ellos son conocidos por la astronomía moderna, sus trayectorias han sido determinadas y nada amenaza a la Tierra.

Ahora ya conoces el significado de la palabra "asteroide", la historia del estudio de estos objetos espaciales, así como el peligro que representan para los planetas. Esperamos que la información proporcionada en el artículo haya sido de su interés.

> Asteroides

Todo sobre asteroides para niños: descripción y explicación con fotografías, datos interesantes, qué son los asteroides y los meteoritos, el cinturón de asteroides, la caída a la Tierra, tipos y nombre.

Para los más pequeños Es importante recordar que un asteroide es un pequeño objeto rocoso, desprovisto de aire, que orbita alrededor de una estrella y no es lo suficientemente grande como para ser considerado un planeta. Padres o profesores En la escuela poder explicar a los niños que la masa total de los asteroides es inferior a la de la Tierra. Pero no creas que su tamaño no supone una amenaza. En el pasado, muchos de ellos chocaron contra nuestro planeta y esto puede volver a suceder. Por eso los investigadores estudian constantemente estos objetos, calculando su composición y trayectoria. Y si una peligrosa roca espacial se precipita hacia nosotros, entonces es mejor estar preparado.

Formación de asteroides: explicada para niños

Comenzar explicación para niños Esto puede explicarse por el hecho de que los asteroides son material residual de la formación de nuestro sistema hace 4.600 millones de años. Cuando se formó, simplemente no permitió que aparecieran otros planetas en el intervalo entre él y. Debido a esto, pequeños objetos allí chocaron y se convirtieron en asteroides.

Es importante que niños Entendí este proceso, porque los científicos cada día profundizan más en el pasado. Recientemente han aparecido dos teorías: el modelo Nice y el Grand Tack. Creen que los gigantes gaseosos atravesaron el sistema antes de establecerse en sus órbitas habituales. Este movimiento podría arrancar asteroides del cinturón principal, cambiando su apariencia original.

Características físicas de los asteroides: explicación para niños.

Los asteroides varían en tamaño. Algunos pueden alcanzar el volumen de Ceres (940 km de ancho). Si tomamos el más pequeño, se trata del 2015 TC25 (2 metros), que voló cerca de nosotros en octubre de 2015. Pero niños Puede que no nos preocupemos, ya que los asteroides tienen pocas posibilidades de dirigirse hacia nosotros en un futuro próximo.

Casi todos los asteroides se formaron con formas irregulares. Aunque los más grandes podrán acercarse a la esfera. Sobre ellos hay depresiones y cráteres notables. Por ejemplo, Vesta tiene un cráter enorme (460 km). La superficie de la mayoría está cubierta de polvo.

Los asteroides también giran alrededor de la estrella en una elipse, por lo que realizan caóticas volteretas y rotaciones en su camino. Para los más pequeños Será interesante saber que algunos tienen un pequeño satélite o dos lunas. Los hay binarios o dobles, así como triples. Son aproximadamente del mismo tamaño. Los asteroides pueden evolucionar si un planeta los atrapa con su gravedad. Luego aumentan su masa, entran en órbita y se convierten en satélites. Entre los candidatos: y (lunas marcianas), así como la mayoría de las lunas de Júpiter, y.

Se diferencian no sólo en tamaño, sino también en forma. Pueden ser piezas sólidas o pequeños fragmentos unidos por la gravedad. Entre Urano y Neptuno hay un asteroide con su propio sistema de anillos. ¡Y otro está dotado de seis colas!

La temperatura media alcanza los -73°C. Han existido prácticamente sin cambios durante miles de millones de años, por lo que es importante estudiarlos para vislumbrar el mundo primitivo.

Clasificación de asteroides - explicación para niños

Los objetos están ubicados en tres zonas de nuestro sistema. La mayoría están agrupados en una región gigante en forma de anillo entre las órbitas de Marte y Júpiter. Este es el cinturón principal, que contiene más de 200 asteroides con un diámetro de 100 km, así como entre 1,1 y 1,9 millones de asteroides con un diámetro de 1 km.

Padres o En la escuela debe explicar a los niños que en el cinturón no sólo viven asteroides del sistema solar. Ceres fue considerado anteriormente un asteroide hasta que fue reclasificado como planeta enano. Además, no hace mucho, los científicos identificaron una nueva clase: los "asteroideos del cinturón principal". Se trata de pequeños objetos de piedra con cola. La cola aparece cuando chocan, se rompen o hay un cometa escondido frente a ti.

Muchas piedras se encuentran más allá del cinturón principal. Se reúnen cerca de planetas grandes en ciertos lugares (punto de Lagrange), donde la gravedad solar y planetaria están en equilibrio. El mayor número de representantes son los troyanos de Júpiter (en número casi alcanzan el tamaño del cinturón de asteroides). Neptuno, Marte y la Tierra también los tienen.

Los asteroides cercanos a la Tierra orbitan más cerca de nosotros que . Cupidos se acercan en órbita, pero no se cruzan con la de la Tierra. Los Apolo se cruzan con nuestra órbita, pero la mayor parte del tiempo se encuentran en la distancia. Los átomos también cruzan la órbita, pero están dentro de ella. Los atyrs son los más cercanos. Según la Agencia Espacial Europea, estamos rodeados por 10.000 objetos cercanos a la Tierra conocidos.

Además de estar divididos por órbita, también vienen en tres clases de composición. El tipo C (carbonáceo) es gris y ocupa el 75% de los asteroides conocidos. Lo más probable es que se formen a partir de rocas arcillosas y pedregosas de silicato y habiten las zonas exteriores del cinturón principal. Tipo S (sílice): verde y rojo, representan el 17% de los objetos. Fabricado con materiales de silicato y níquel-hierro y predominante en el cinturón interior. Tipo M (metálico) – rojo y componen el resto de representantes. Consiste en níquel-hierro. Ciertamente, niños Conviene saber que existen muchas más variedades según su composición (tipo V - Vesta, que tiene una corteza volcánica basáltica).

Ataque de asteroide: explicación para niños

Han pasado 4.500 millones de años desde la formación de nuestro planeta y la caída de asteroides a la Tierra era un hecho frecuente. Para causar daños graves a la Tierra, un asteroide tendría que tener ¼ de milla de ancho. Debido a esto, se elevará a la atmósfera tal cantidad de polvo que se crearán las condiciones de un “invierno nuclear”. En promedio, los impactos fuertes ocurren una vez cada 1000 años.

Los objetos más pequeños caen a intervalos de 1.000 a 10.000 años y pueden destruir una ciudad entera o crear un tsunami. Si el asteroide no ha alcanzado los 25 metros, lo más probable es que se queme en la atmósfera.

Decenas de impactadores potencialmente peligrosos viajan por el espacio exterior y son monitoreados constantemente. Algunos se acercan bastante, mientras que otros están considerando la posibilidad en el futuro. Para tener tiempo de reaccionar es necesario disponer de una reserva de 30 a 40 años. Aunque ahora se habla cada vez más de tecnología para combatir este tipo de objetos. Pero existe el peligro de pasar por alto la amenaza y entonces simplemente no quedará tiempo para reaccionar.

Importante explica para los más pequeños que una posible amenaza también contiene beneficios. Después de todo, una vez fue el impacto de un asteroide el que provocó nuestra aparición. Cuando se formó, el planeta estaba seco y árido. La caída de cometas y asteroides dejó agua y otras moléculas a base de carbono, lo que permitió que se formara vida. Durante la formación del sistema solar, los objetos se estabilizaron y permitieron que se afianzaran las formas de vida modernas.

Si un asteroide o parte de él cae sobre un planeta, se le llama meteorito.

Composición de los asteroides - explicación para niños

• Meteoritos de hierro: hierro (91%), níquel (8,5% ), cobalto (0,6%).
• Meteoritos pedregosos: oxígeno (6%), hierro (26%), silicio (18%), magnesio (14%), aluminio (1,5%), níquel (1,4%), calcio (1,3%).

Descubrimiento y nombre de los asteroides - explicación para niños

En 1801, un sacerdote italiano, Giuseppe Piazzi, estaba creando un mapa estelar. Por casualidad, entre Marte y Júpiter, notó el primer y gran asteroide Ceres. Aunque hoy ya es un planeta enano, porque su masa representa ¼ de la masa de todos los asteroides conocidos del cinturón principal o cercano.

En la primera mitad del siglo XIX se encontraron muchos objetos de este tipo, pero todos fueron clasificados como planetas. No fue hasta 1802 que William Herschel propuso la palabra "asteroide", aunque otros continuaron refiriéndose a ellos como "planetas menores". En 1851, se habían encontrado 15 nuevos asteroides, por lo que hubo que cambiar el principio de denominación, añadiendo números. Por ejemplo, Ceres se convirtió en (1) Ceres.

La Unión Astronómica Internacional no es estricta a la hora de nombrar asteroides, por lo que ahora puedes encontrar objetos que llevan el nombre de Spock de Star Trek o del músico de rock Frank Happa. Siete asteroides recibieron el nombre de la tripulación del Columbia que murió en 2003.

También se les agregan números: 99942 Apophis.

Investigación de asteroides: explicada para niños

La primera visión de cerca de los asteroides fue tomada por la nave espacial Galileo en 1991. En 1994, también logró encontrar un satélite que orbitaba alrededor de un asteroide. La NASA lleva mucho tiempo estudiando el objeto cercano a la Tierra, Eros. Después de mucha deliberación, decidieron enviarle el dispositivo. NEAR realizó un aterrizaje exitoso, convirtiéndose en el primero en este sentido.

Hayabusa se convirtió en el primer vehículo en aterrizar y despegar de un asteroide. Fue en 2006 y regresó en junio de 2010, trayendo muestras. La NASA lanzó la misión Dawn en 2007 para estudiar Vesta en 2011. Un año después, viajaron desde el asteroide a Ceres y lo alcanzaron en 2015. En septiembre de 2016, la NASA envió OSIRIS-REx para explorar el asteroide Bennu.