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Los Planetas Menores

Particle Physics and Astronomy Research Council

Royal Greenwich Observatory
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Cuaderno de Información No. 46: 'Los Planetas Menores'


Historia:

Hacia el final del siglo 18, se encontró la ley de Titius-Bode como una relación simple que daba las distancias de los planetas conocidos al Sol. (La relación de Titius-Bode falla para Neptuno y Plutón. Se duda que tenga algún significado físico).
Esta expresión predecía que debería haber un planeta desconocido a cerca de 2,8 Unidades Astronómicas del Sol. En 1801, un objeto con aspecto de estrella fue descubierto a casi esta distancia. Se lo llamó Ceres. En 1802 otro objeto, Pallas, fue encontrado a una distancia similar, seguido por Juno en 1804 y Vesta en 1807. Todos ellos eran cuerpos pequeños y se hicieron conocidos como Planetas Menores o Asteroides.

Los siguientes en ser encontrados fueron Astraea en 1845 y Hebe en 1847. Desde entonces, al menos un planeta menor a sido descubierto cada año. El total estimado de estos objetos, la mayoría de los cuales son muy pequeños, excede el medio millón.


Nombres:

Cuando un planeta menor ha sido observado lo suficientemente bien como para computar su órbita alrededor de Sol, su descubridor le da un nombre. A los primeros descubrimientos se les dio nombres clásicos, pero la multitud de objetos ha significado que los nombres, que deben únicos, son algunas veces fantasiosos y abstrusos.

Antes de recibir su nombre definitivo, un planeta menor recién descubierto recibe un nombre temporal hecho con el año de su descubrimiento más dos letras, desde AA, AB, hasta BA, BB, etc. El nombre final sólo se le da cuando el planeta menor recibe su número oficial permanente.


Órbitas:

Los planetas menores se mueven en órbitas elípticas alrededor del Sol, la mayoría están entre las órbitas de Marte y Júpiter, con distancias promedio del Sol entre 2,1 y 3,2 Unidades Astronómicas.
Hay, sin embargo, marcados picos y valles en esta distribución. Los valles son llamados 'Brechas de Kirkwood'. Estas corresponden a distancias en donde un planeta menor tendría un período orbital que sería una fracción simple del de Júpiter. Esto significaría que el planeta menor estaría afectado regularmente por la perturbación del campo gravitatorio de Júpiter, cada pocas órbitas. Cualquier órbita de este estilo, rápidamente se haría inestable, y por lo tanto, no está poblada.

Hay asteroides cuyas órbitas caen fuera del grupo principal. Hay dos grupos, los llamados Troyanos, que se mantienen alrededor de puntos a la distancia de Júpiter al Sol, pero cada grupo separado de Júpiter por 60 grados. Es probable que algunos de los más exteriores satélites de Júpiter hayan sido capturados de estos grupos de planetas menores.

Hay varios asteroides que llegan mucho más cerca de Sol que cualquiera de los del grupo principal. Un grupo de ellos, que cruza la órbita de la Tierra, se llama el grupo Apolo. Este incluye a los objetos conocidos que más se han acercado a la Tierra. (vea el Cuaderno 'El Objeto Más Cercano')

El asteroide con la mayor órbita conocida es el 944 Hidalgo, que orbita el Sol a distancias entre 2 y 9,7 Unidades Astronómicas.

El asteroide con la mayor distancia promedio del Sol conocido, es el 2090 Chiron, que orbita el Sol entre las órbitas de Júpiter y Saturno. Es posiblemente un antiguo cometa, que fue perturbado hacia su órbita actual.

El 1566 Icarus tiene una de las órbitas más pequeñas. En su perihelio está a sólo 0,2 U.A. del Sol (más cerca que Mercurio), mientras que en su aphelio está a casi 2 U.A.


Características Físicas:

El asteroide más grande es Ceres, el primero descubierto. Tiene unos 1.000 Km. de diámetro.
Pallas y Vesta tienen diámetros de cerca de 500 Km., y otros 30 asteroides tienen diámetros mayores que 200 Km. La mayoría de los asteroides, sin embargo, son objetos pequeños, con sólo unos pocos Kilómetros de diámetro.

A partir de un estudio de la variación de la luz reflejada por los asteroides, podemos estimar sus formas. Los más grandes son aproximadamente esféricos, pero los más pequeños pueden ser muy elongados; de algunos incluso se sospecha que sean dobles.

Las composiciones de los asteroides parecen ser diferentes de uno a otro. La teoría de que muchos de ellos han surgido de la fragmentación de un cuerpo mayor, coincidiría con la idea de que algunos asteroides son metálicos, y provienen del núcleo metálico del cuerpo matriz, mientras que los silíceos se originaron en las capas exteriores. Muchos asteroides son muy negros, son probablemente cabonáceos, y están posiblemente muy asociados con núcleos de cometas.

Las composiciones de los asteroides son muy similares a las de los meteoritos, y esto ha llevado a la idea de que los meteoritos se originan en el cinturón de asteroides.


Observación de Asteroides:

El primer asteroide que fue observado en detalle por una nave espacial es Gaspra, que fue fotografiado por la nave Galileo el 29 de Octubre de 1991 desde una distancia de unos 5.000 Km. Su apariencia, mostrada abajo, es muy similar a la de Deimos y Phobos, las lunas de Marte, de las que se piensa que son asteroides capturados por Marte.

[Gaspra]


[Además de Ceres,] sólo hay un asteroide, Vesta, que es visible (justo!) a ojo desnudo. Varios pueden ser observados con binóculos, pero se requieren efemérides. La mejor forma de identificar un asteroide, si su situación es conocida, es dibujar una carta de las estrellas alrededor de la situación predicha, y comparar el dibujo con el cielo unas pocas noches más tarde. El movimiento del asteroide con relación a las estrellas debería permitir identificarlo. Las posiciones de los asteroides más brillantes aparecen en el Handbook of the British Astronomical Association y el Astronomical Almanac da las posiciones de Pallas, Vesta y Juno.

Todos parecen estrellas.


Producido por el Departamento de Servicios de Información del Royal Greenwich Observatory.

PJA Martes Mayo 8 16:43:38 GMT 1996

webman@mail.ast.cam.ac.uk


Actualizada: Junio 12 '97

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Para algunas imágenes ilustrativas y excelentes textos, enlace con: Asteroides en Vistas del Sistema Solar, de Calvin J. Hamilton

También puede enlazar hacia la Galería de ARVAL, "Galileo a Júpiter", para ver la Secuencia de Rotación de Gaspra, o hacia Imagen de Alta Resolución de Gaspra, para ver y leer sobre las características de la superficie de Gaspra.
Además puede enlazar hacia la Galería de ARVAL, "Galileo a Júpiter", para ver la Secuencia de Rotación de Ida, o hacia Asteroide Ida, o hacia Borde de Ida, o hacia Ida y Dactyl, o hacia Imagen de Alta Resolución de Dactyl, para ver y leer sobre las características de las superficies de Ida y Dactyl.

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