Curso Astronomía 14. El Cinturón de Asteroides

 

Es curioso observar que, en la Educación Primaria y Secundaria en las primeras lecciones de Física y Naturaleza se da de forma generalizada el contenido sobre el Sistema Solar y el Universo, salvo raras excepciones. Pero lo que más me llama la atención es que, el Cinturón de Asteroides no se enuncia ni de pasada. Es como si existiera una laguna del conocimiento as-teroidal en la puesta a punto de los libros de texto.

A decir verdad, existe poca literatura teórica y práctica no sólo en el frente de la Educación, sino también en los avances alcanzados por la Ciencia respecto a esta materia haciendo siempre referencia a generalidades, es poco lo que se ha avanzado en este campo de la Astronomía, por lo que existen diversas hipótesis que explican su formación, naturaleza y composición de estos cuerpos. En esta primera década del siglo XXI, se están realizando avances en el descubrimiento de nuevos asteroides, composiciones fícas y químicas y definición precisa de sus órbitas, gracias al envío de sondas espaciales.

Conocer aunque no en profundizad su historia de descubrimiento, lugar y características, sitúan al aficionado sobre la base del conocimiento general del Sistema Solar y más teniendo en cuenta que estamos en la Era de la navegación espacial, esta parcela de cuerpos celestes está siendo estudiada cada vez más por profesionales y expertos aficionados.

Unos por necesidad de sortear en los vuelos espaciales la peligrosidad de su cercanía y posibilidades de aprovechamiento de estos gigantescos pedruscos y otros por el riesgo que conllevan sus órbitas cercanas a la Tierra, con el consiguiente peligro de impacto y sus consecuencias para la vida en nuestro planeta. Así como los Planetas y los 'Vagabundos del Espacio" (cometas) eran ya conocidos en la antigüedad, los Asteroides son descubiertos en época muy reciente.

La progresión geométrica de los Planetas conocidos y de sus distancias al Sol estaba cortada entre las órbitas de Marte y Júpiter. Parecía existir un vacío espacial, inexistencia de cuerpos planetarios. Daba a pensar que debía existir un planeta que llenara ese hueco orbital.

La odisea comienza cuando en 1776, el astrónomo alemán Johann D. Titius realiza unos cálculos empíricos, proponiendo la existencia de un planeta entre las órbitas antes mencionadas. Unos años más tarde desde el observatorio de Berlín el astrónomo Johann E. Bode retomó los cálculos realizados por Titius, convirtiéndose los mismos en la famosa ley conocida como Ti-tius-Bode, haciendo referencia a las distancias orbitales de los Planetas del Sistema Solar.

 

En 1772 Bode publica la ley en la que utiliza la letra D, que representa la distancia del planeta al Sol y la letra N para cada uno de los números de esta secuencia: O, 3, 6, 12, 24, 48, 96, 192. El primer número de esta secuencia, se utiliza para calcular la distancia de Mercurio, siendo el planeta más cercano al Sol. El segundo para Venus y así sucesivamente. En la fórmula se reemplaza la letra N por e¡ numero correspondiente de dicha secuencia, se suma la cifra 4 y se divide el producto del resultado por la cifra 10.

En la época en que se publicó la fórmula sólo se habían descubierto Mercurio, Venus, Marte, Júpiter y Saturno, por lo que, los valores de 2,8, 19,6 y 38,8 de la distancia calculada no se correspondían. Descubierto Urano en 1781 correspondía con el valor de 19,6.

A partir de estos cálculos la atención se centró en la búsqueda del Planeta que faltaba a una distancia de 2,8 entre Marte y Júpiter lo que condujo al descubrimiento el 1 de Enero de 1801 por el astrónomo italiano Giuseppe Piazzi del primer cuerpo conocido del Cinturón de Asteroides al que se le puso el nombre de Ceres.

 

253 Mathilde fotografiado por la sonda Near el 27 de junio de 1997. El tamaño estimado es de 50x53x57 km y el cráter más grande visible en la imagen tiene 30 km de diámetro.

Fuente: Nasa


La extrañeza de los astrónomos continuaba puesto que Ceres, era un cuerpo de baja masa lo cual no concordaba con las previsiones de un planeta mayor, lo que cotinuó la búsqueda. Y así el 28 de Marzo de 1802, Henrich W. M. Olbers descubrió un segundo cuerpo que más tarde recibió el nombre de Pallas. En 1804 el 1 de Setiembre K. Arding descubría Juno y el 29 de Marzo de 1807 el mismo Olbers divisó a Vesta, preguntándose si estos cuerpos rocosos pudieran ser fragmentos de un Planeta mayor que se partió en pedazos, dando lugar a distintos cuerpos independientes. Años más tarde Sir William Herschel el descubridor de Urano propuso a la comunidad astronómica que se diera el nombre de Asteroides a estos planetas menores.

El choque de cuerpos planete-simales dio origen a la formación del Cinturón apoyado por la omnipresencia en la formación del gran planeta gaseoso Júpiter y su inmensa atracción gravitatoria. En 1983 fue lanzada la sonda espacial IRAS (Satélite Astronómico de Infrarrojos) que detectó bandas de polvo en el interior del Cinturón de Asteroides, hecho que confirma la asiduidad con que se producen impactos, fusiones y desanexiones de los cuerpos del gran Cinturón.

Así como Olbers planteó la posible existencia de un Planeta gigante que se desintegró formando el actual Cinturón, otras hipótesis apuntan, que su nacimiento son restos creados durante la formación del Sistema Solar hace unos 5000 millones de años.

El grueso de cuerpos fundamental del Cinturón de Asteroides describen órbitas confinadas entre la de Marte y la de Júpiter variando las distancias entre 2,1 y 3,4 UA (la unidad astronómica UA = distancia entre la Tierra y el Sol = 149.597.870 Km). Pero hay un elevado número cuyas órbitas cortan la de Marte, acercándose a la Tierra y alejándose más allá de la de Júpiter, siendo muy excéntricas. Trayectorias que a veces cortan el camino orbital de nuestro planeta, lo que les ha permitido ¡mpactar sobre la superficie terrestre. Muestras de ello son los registros geológicos existentes de estos impactos brutales.

Sin recurrir al pasado, el lunes día 15 de Marzo de 2004 fue descubierta una roca de unos 30 metros de diámetro por investigadores del proyecto LINEAR a una distancia de la Tierra de unos 43.000 Km. Este asteroide parece seguir una órbita cuyo lugar más cercano a nuestra estrella (Sol) puede situarse entre las órbitas de Mercurio y Venus.

Se cree que entre Ceres, Pallas y Vesta suman casi la totalidad de la masa total del Cinturón de Asteroides siendo estos los de mayor diámetro (932, 538 y 522 Km). Hay más de un millón descubiertos que supera los 30 Km, y se dan estimaciones de más de un millón el número de asteroides que sobrepasan el Km de diámetro. La realidad es que el volumen espacial del Cinturón es elevado por lo que las distancias entre los cuerpos es de millones de Km.

Hasta fecha de hoy se han descubierto un total de más de 20.000 asteroides de los que cerca de 15.000 se dispone de datos provisionales de sus órbitas, de los restantes su número y catalogación están por realizar. Varios observatorios de expertos aficionados del Estado dedican su tiempo de observación a esta tarea con resultados positivos.

Esta fotografía de 951 Gaspra es un mosaico de 2 imágenes tomadas por la sonda Galileo desde una distancia de 5.300 km.Las dimensiones aproximadas de Gaspra son de 19x11x12 km. La gran cavidad situada abajo a la derecha mide unos 6 km, el cráter que se ve en el terminador, en el centro-izquierda, tiene un diámetro de 1,5 km. En la superficie iluminada del asteroide se pueden ver más de 600 cráteres de 100 a 500 m de diámetro.Planetary Photojoumaí. NASA - JPL.

Imágenes del \asteoride 243 Ida y su pequeña luna Dactyl
(ampliada en el recuadro superior) tomadas por la sonda Galileo en su camino hacia Júpiter.

La comunidad astronómica se preguntaba ¿cómo se mantiene en el tiempo y en el espacio el Cinturón de Asteroides?. La respuesta venía determinada por la acción gravitatoria del gigante del Sistema Solar, Júpiter.

En 1867 el astrónomo norteamericano Daniel Kirkwood descubrió zonas en el Cinturón de Asteroides casi ausentes de cuerpos. Estos huecos de Kirkwood como así se les conoce se sitúan en regiones espaciales cuyos períodos orbitales de los cuerpos se hallan con respecto a Júpiter en una relación de dos números enteros. Como ejemplo supongamos, un cuerpo distante a 2,5 UA del Sol, está en resonancia orbital de 3 a 1 (3:1), es decir, el objeto completa exactamente 3 revoluciones orbitales por cada 1 que realiza Júpiter en torno al Sol.

Diversas hipótesis planteadas en el foro internacional astronómico intentan explicar el mantenimiento y cohesión del porqué en determinadas órbitas, se da gran cantidad de cuerpos asteroidales y en otras se producen los huecos de Kirkwood. No es propio de este artículo exponer y ahondar en dichas hipótesis dada la naturaleza del mismo.

El orden y distribución de estas zonas y huecos propició la denominación de los Asteroides por Familias en función de sus órbitas y resonancias planetarias como señala el gráfico de la Fig.1, mostrando también en el eje de las UA, los huecos de Kirkwood.

También existe una clasificación taxonómica del Cinturón de Asteroides en función de su génesis y composición química, conocida por las letras del alfabeto, siendo pionero de esta nomenclatura David J. Tholen en 1984.

A groso modo para los aficionados que dais comienzo a vuestra andadura astronómica, la comprensión del Cinturón de Asteroides es suficientemente básica esta cronología y exposición temática para situaros en el contexto. Profundizar en la naturaleza, composición y conocimiento más avanzado de estos cuerpos, las Asociaciones Astronómicas más cercanas a vosotros, disponen de literatura, compendios específicos y revistas especializadas sobre el tema. Este capítulo solo quiere abriros el camino de este apasionante estudio que muchos de vosotros iniciáis, como muchos otros aficionados y profesionales lo recorrieron antes.


Secuencia de la rotación de Eros realizada con imágenes tomadas por la sonda NEAR Shoemaker desde una distancia de 1.800 km.

 

Como siempre, desearos un saludo astronómico y un buen tiempo de observación. Hasta dentro de tres lunas que volveré con vosotros.