CONOZCAMOS LOS ASTEROIDES (II)

por Josep Julià

Coordinador de la Sección de Asteroides

Además de los tres tipos principales C, S y M, todavía existen más, según la clasificación taxonómica de Tholen:

Tipo /Albedo
Reflectividad espectral Ejemplo asteroides

Tipo Albedo Reflectividad Espectral Ejemplo Asteroides
T Muy bajo (0.042) Similar a clase D 114 Kasandra
P Bajo (0.05) Similar a M de pseudo-M o P

46 Hestia

D Bajo (0.005) Muy roja (longitud onda 0.7mm) 152 Atala
F Bajo (0.065) Plana 142 Polana
B Bajo (0.065) Similar a clase C 2 Pallas
G Bajo (0.065) Similar a clase C I Ceres
C Bajo (0.065) Neutral 10 Higiea  
S Moderado (0.09-0.24) Rojiza, típica banda de absorción de 0.9 hasta 1 mm 3 Juno
M Moderado (0.07-0.21)

Sin rasgos distintivos, con inclinación hacia el rojo

16 Psyche
A Moderado (0.12) Subidas hasta 0.7 mm 246 Asporina
Q Alto (0.21) Idéntica a las condritas ordinarias 1862 Apollo
V Alto (0.25) Banda de fuerte absorción a 0.95mm 4 Vesta
R Alto (0.25) Muy roja 349 Dembowska
E Muy alto (0.33)

Sin rasgos distintivos, plana o inclinada hacia el rojo

44 Nysa

A lo largo del tiempo se han desarrollado diferentes clasificaciones para los asteroides, unas basadas en parámetros observacionales como el albedo, y otras basadas en características espectrales compartidas. En los años 50, Kuiper y Gehrels empleando fotometría UBV determinaron que existían tres grandes grupos: los rojizos, los grises y los negros. Todo ello marca una gran diferencia respecto a los tiempos en que todos los asteroides parecían iguales. Ahora se conocen formas, tamaños y colores de gran variedad.

En algunos niveles cada asteroide es único. Si atendemos a sus características ópticas, la diversidad es la tónica general, pero mientras que un asteroide aislado presenta bastante uniformidad en su superficie, no hay dos asteroides que, después de bien observados, no presentes características ópticas que los individualicen. Cuanto más completos son los datos, más arbitrariamente se toman las decisiones acerca de cuanta variedad se puede dar dentro de un tipo concreto, y cómo de diferente tiene que ser un asteroide antes de definir un nuevo tipo.

El sistema más utilizado es la designación con una sola letra, que fue desarrollado a principio de los años 70, empezando justamente por los tipos C y S. Llegándose a incrementar a 14 clases (ver tabla). Cada letra representa la composición del asteroide, o un rasgo de su reflectividad espectral: C (cabonáceo), M (metálico), R (rojo), etc.

Las clases D,P, F y A fueron reconocidas entre 1979 y 1983. A veces también sucede que se encuentran asteroides inclasificables.

CLASIFICACIÓN ORBITAL.
FAMILIAS

Si representamos gráficamente la relación número de asteroides/ semieje-mayor, de modo que en el eje de ordenadas tengamos el número de asteroides y en el eje de abcisas los semiejes mayores, obtendremos una gráfica como se observa en la figura:


De dicha gráfica se pueden extraer interesantes observaciones. Se aprecia claramente como los asteroides se agrupan en zonas concretas, y por el contrario existen zonas vacías. A estas zonas se les conoce como los vacíos de Kirkwood. Este nombre es debido a que Daniel Kirkwood, en 1868, descubrió estos espacios vacíos y los explicó como producidos por perturbaciones de Júpiter. Estas preferencias de los asteroides a permanecer en unas órbitas relativamente estables y evitar otras que son caóticas e inestables se deben a lo que se conoce como resonancias orbitales. Efectivamente es Júpiter el planeta que marca la resonancia de casi todas las órbitas de los asteroides.

De esta forma, la inmensa mayoría de los asteroides se mueven sincronizados con Júpiter con una resonancia concreta. En el caso del grupo Hilda su resonancia es 3/2, de manera que los asteroides describen tres revoluciones completas en el tiempo que Júpiter tarda en describir 2.

En la gráfica están señalados los valores de las resonancias (vacíos) que por orden de importancia son 2/1, 3/1, 5/2 y 7/3, aunque también pueden verse otros muchos vacíos menores correspondientes a cocientes menos sencillos. Hay valores de las resonancias con Júpiter que producen el efecto contrario, es decir, agrupamientos por captura. Los más importantes de ellos son los Troyanos, Hilda y el asteroide Thule, correspondientes con las resonancias 1/1, 3/2 y 4/3 respectivamente.

Si se clasifican los asteroides atendiendo a sus elementos orbitales, obtenemos distintos grupos o familias que llegan a superar el centenar, de ellos veremos los más interesantes. Los elementos orbitales generalmente utilizados son : a, semieje mayor de la órbita; e, excentricidad; i, inclinación de la órbita.

NEA's: UN GRUPO DE ESPECIAL INTERÉS

Mientras que la mayoría de los asteroides tienen órbitas estables entre Marte v Júpiter, existen otros que sus órbitas están hasta 1.3 U.A. (195 millones de km) del Sol. Esto provoca que crucen la órbita de la Tierra y se les conoce como NEA's (Near Earth Asteroid, Asteroides Cercanos a la Tierra). Se cree que la mayoría de los NEA's provienen de la combinación de colisiones de asteroides y la influencia gravitatoria de Júpiter. Algunos de estos asteroides podrían ser núcleos de cometas muertos de corto periodo. La mayoría de la población NEA es representativa de los tipos de asteroides encontrados en el cinturón principal.

Se agrupan los NEA's en tres categorías, que toman el nombre de sus miembros más famosos: 1221 Amor, 1862 Apollo y 2062 Aten.

Amor: Asteroides que cruzan la órbita de Marte pero que no alcanzan la órbita de la Tierra, sus perihelios se encuentran a menos de 1,3 UA. En 1898 se descubre el primero denominándose 433 Eros, en la actualidad se conocen 187.
Apollo: Asteroides que cruzan la órbita de la Tierra con un periodo superior a un año, sus perihelios se encuentran a menos de 1 UA. En 1932 se descubre el primero del grupo, 1862 Apollo. El 1996 JA 1 que rozó la Tierra (a 450.000km) el pasado mes de Mayo pertenece a este grupo. En la actualidad se conocen 185.

Aten: Asteroides que cruzan la órbita de la Tierra con un periodo inferior a un año. Sus semiejes mayores son inferiores a 1 UA. En 1976 se descubre el primero siendo 2060 Aten. En la actualidad se conocen 23.

El grupo NEA's es una población joven muy dinámica cuyas órbitas varían en el transcurso del tiempo a causa de colisiones e interacciones gravitacionales con el Sol y la Tierra. Motivo éste que hace más necesario e interesante su descubrimiento y posterior seguimiento.

La tabla que sigue indica los asteroides que más se han aproximado a la Tierra:

Distancia (UA) Fecha (TU)

Designación permanente

Designación provisional

H

Tamaño (metros)

0.0007 1994 Dec.9.8   1994 XM1 28.0 7-15
0.0010 1993 May. 20.9   1993 KA2 29.0 4-9
0.0011 1994 Mar. 15.7   1994 ES1 28.5 5-12
0.0011 1991 Jan. 18.7   1991 BA 28.5 13
0.0029 1995 Mar. 27.2   1995 FF 26.5 13-30
0.0030 1996 May.19.7   1996 JA1 20.5 210-470
0.0031* 1991 Dec.5.4   1991 VG 28.8 11
0.0046 1989 Mar. 22.9 (4581) Asclepius 1989 FC 20.5
524
0.0048 1994 Ncv. 24.8   1994 WR12 22.0 110-240
0.0049 1937 Oct. 30.7 (Hermes) 1937 UB 18.0 670-1500
0.0050 1995 Oct. 17,   1995 UB 27.5 8-19
0.0067 1993 Oct. 18.8   1993 UA 25.0 66
0.0069 1994 Apr. 12.1   1994 GV 27.5 21
0.0071 1993 May. 17.9   1993 KA 26.0 17-37
0.0078 1976 Oct. 20.7 (2343) Hathor 1976 UA 20.26 585
0.0099
1988 Sept.29.0
  1988 TA 21.0 170-370
Notas:* 1991 VG es el retorno de una pieza de desecho espacial. Fuente MPC


La lista está ordenada en orden creciente de distancia geocéntrica. Para encontrarse en esta lista, el acercamiento debe haberse producido durante una aparición observada. Aunque en algunos casos el objeto no fue observado en el momento de su máxima aproximación. Para comparar, la distancia media de la Luna es de 0.0026UA=384400km. En la tabla también se indica la magnitud absoluta H.