Cinturón de Asteroides

El cinturón de asteroides es el disco circumstellar en el sistema solar ubicado aproximadamente entre las órbitas de los planetas Marte y Júpiter. Está ocupada por numerosos cuerpos de forma irregular llamados asteroides o planetas menores. El cinturón de asteroides también se llama el cinturón principal de asteroides o cinturón principal para distinguirlo de otras poblaciones de asteroides en el sistema solar, tales como asteroides cercanos a la tierra y asteroides troyanos.  cerca de la mitad de la masa de la correa se contiene en los cuatro asteroides más grandes: Ceres, Vesta, Pallas, y Hygiea.  la masa total del cinturón de asteroides es aproximadamente 4% la de la luna, o 22% la de Plutón, y aproximadamente dos veces la de la luna de Plutón Caron (cuyo diámetro es de 1200 km).



Ceres, el único planeta enano del cinturón de asteroides, es de aproximadamente 950 km de diámetro, mientras que 4 Vesta, 2 palas y 10 Hygiea tienen diámetros promedio inferiores a 600 kmlos cuerpos restantes se extienden hasta el tamaño de una partícula de polvo. El material de asteroides está tan finamente distribuido que numerosas naves no tripuladas lo han atravesado sin incidentes. No obstante, las colisiones entre los asteroides grandes ocurren, y éstas pueden producir una familia del asteroide cuyos miembros tienen características y composiciones orbitales similares. Los asteroides individuales dentro del cinturón de asteroides son categorizados por sus espectros, con la mayoría cayendo en tres grupos básicos: carbonoso (C-Type), silicato (S-type), y metal-Rico (M-Type).

El cinturón de asteroides formado a partir de la nebulosa solar primordial como un grupo de planetesimales. planetesimales son los precursores más pequeños del anillada. Entre Marte y Júpiter, sin embargo, las perturbaciones gravitacionales de Júpiter imbuiron a los anillada con demasiada energía orbital para que se acrecentaran en un planeta. las colisiones llegaron a ser demasiado violentas, y en vez de la fusión juntas, el planetesimales y la mayor parte del anillada destrozaron. Como resultado, el 99,9% de la masa original del cinturón de asteroides se perdió en los primeros 100 millones años de la historia del sistema solar. Algunos fragmentos finalmente encontraron su manera en el sistema solar interno, conduciendo a los impactos del meteorito con los planetas internos. Las órbitas de asteroides continúan siendo apreciable perturbado siempre que su período de la revolución sobre el sol forme una resonancia orbital con Júpiter. En estas distancias orbitales, una brecha Kirkwood ocurre mientras que se barren en otras órbitas.

Las clases de pequeños cuerpos del sistema solar en otras regiones son los objetos cercanos a la tierra, los centauros, los objetos del cinturón kuiper, los objetos de disco dispersos, los sednoids y los objetos de la nube Oort.


El 22 de enero de 2014, científicos de la esa reportaron la detección, por primera vez definitivo, de vapor de agua en Ceres, el objeto más grande del cinturón de asteroides. la detección fue hecha usando las capacidades de infrarrojo lejano del Observatorio del espacio de Herschel.  el hallazgo fue inesperado porque los copases, no los asteroides, se consideran típicamente a “los jets y los penachos del brote “. Según uno de los científicos, “las líneas están cada vez más borrosas entre cocientes y asteroides.

Historia de los cinturones de Asteroides

En 1596, Johannes Kepler predijo “entre Marte y Júpiter, yo colocamos un planeta” en su Mysterium Cosmographicum. mientras analizaba los datos de Tycho Brahe, Kepler pensó que había una brecha demasiado grande entre las órbitas de Marte y Júpiter.

En un pie de la nota anónimo a su 1766 traducción de la contemplación de Charles Bonnet de la Nature, el astrónomo Johann Daniel Titius de Wittenberg observó un patrón evidente en la disposición de los planetas. Si uno comenzó una secuencia numérica en 0, luego incluyó 3, 6, 12, 24, 48, etc., doblando cada vez, y agregó cuatro a cada número y dividido por 10, esto produjo una aproximación notablemente cercana a los radios de las órbitas de los planetas conocidos como medidos en unidad astronómicas proporcionó uno permitido para un “planeta que falta ” (equivalente a 24 en la secuencia) entre las órbitas de Marte y Júpiter . En su nota, Titius declaró “pero, ¿debería el Señor arquitecto dejar vacío ese espacio? En absoluto.

Cuando William Herschel descubrió Urano en 1781, la órbita del planeta coincidía con la ley casi perfectamente, lo que llevó a los astrónomos a concluir que tenía que haber un planeta entre las órbitas de Marte y Júpiter.

Giuseppe Piazzi, descubridor de Ceres, el objeto más grande en el cinturón de asteroides. Durante varias décadas después de su descubrimiento, Ceres era conocido como un planeta, después de lo cual fue reclasificado como un asteroide. En 2006, fue designada como un planeta enano.
El 1 de enero de 1801, Giuseppe Piazzi, Presidente de Astronomía en la Universidad de Palermo, Sicilia, encontró un pequeño objeto en movimiento en una órbita con exactamente el radio predicho por este patrón. Lo bautizó “Ceres “, después de la diosa romana de la cosecha y patrona de Sicilia. Piazzi inicialmente creyó que era un cometa, pero su carencia de un coma sugirió que era un planeta.



Así, el patrón ya mencionado, ahora conocido como la ley Titius-Bode, predijo los ejes semi-importantes de los ocho planetas de la época (mercurio, Venus, tierra, Marte, Ceres, Júpiter, Saturno y Urano).

Quince meses más tarde, Heinrich Olbers descubrió un segundo objeto en la misma región, Pallas. A diferencia de los otros planetas conocidos, Ceres y Pallas permanecieron como puntos de luz incluso bajo las magnificaciones más altas del telescopio en lugar de resolverlos en discos. Aparte de su rápido movimiento, parecían indistinguibles de las estrellas.

En consecuencia, en 1802, William Herschel sugirió que se colocaran en una categoría separada, denominada “asteroides “, después de la asteroeides griega, que significa “estrella-como “.  al completar una serie de observaciones de Ceres y Pallas, concluyó,

Ni la denominación de los planetas ni la de los cometas, se puede dar con cualquier conveniencia de la lengua a estas dos estrellas… Se asemejan a las estrellas pequeñas tanto como apenas para ser distinguido de ellos. De esto, su aspecto asteroide, si tomo mi nombre, y los llaman asteroides; reservando para mí, sin embargo, la libertad de cambiar ese nombre, si otro, más expresivo de su naturaleza, debe ocurrir.

Por 1807, la investigación adicional reveló dos nuevos objetos en la región: Juno y Vesta. el burning de Lilienthal en las Guerras Napoleónicas, donde el cuerpo principal del trabajo había sido hecho, traído este primer período del descubrimiento a un cierre.

A pesar de la acuñación de Herschel, por varias décadas seguía siendo práctica común referir a estos objetos como planetas  y prefijar sus nombres con los números que representaban su fecha del descubrimiento: 1 Ceres, 2 Pallas, 3 Juno, 4 Vesta. Sin embargo, en 1845 astrónomos detectaron un quinto objeto (5 Astraea) y, poco después, se encontraron nuevos objetos a una velocidad acelerada. Contarlos entre los planetas se volvió cada vez más engorroso. Eventualmente, fueron retirados de la lista del planeta (como lo sugirió primero Alexander von Humboldt a comienzos de la década de 1850) y la elección de la nomenclatura de Herschel, “asteroides “, gradualmente entró en uso común.

El descubrimiento de Neptuno en 1846 condujo a la desacreditación de la ley Titius-Bode a los ojos de los científicos porque su órbita no estaba en ninguna parte cerca de la posición prevista. Hasta la fecha, no hay ninguna explicación científica para la ley, y el consenso de los astrónomos lo considera como una coincidencia. 24]

La expresión “cinturón de asteroides ” entró en uso a principios de la década de 1850, aunque es difícil determinar quién acuñó el término. El primer uso en Inglés parece estar en la traducción 1850 (por E. C. Otté) del cosmos de Alexander von Humboldt: “[…] y el aspecto regular, sobre el décimotercero de noviembre y el 11 de agosto, de las estrellas que tiran, que forman probablemente la parte de un cinturón de asteroides interseccionando la órbita de la tierra y moviéndonos con la velocidad planetaria “. Otra aparición temprana ocurrió adentro Roberto James Mann una guía al conocimiento de los cielos: [26] “las órbitas de los asteroides se colocan en un cinturón ancho del espacio, extendiéndose entre los extremos de […] “. El astrónomo americano Benjamin Peirce parece haber adoptado esa terminología y haber sido uno de sus promotores.

100 asteroides habían sido localizados por Mid-1868, y en 1891 la introducción de Astrofotografía por Max Wolf aceleró el índice de descubrimiento aún más. un total de 1.000 asteroides habían sido encontrados por 1921,10.000 por 1981,  y 100.000 por 2000.los sistemas modernos de la encuesta de asteroides ahora utilizan medios automatizados de localizar nuevos planetas menores en cantidades cada vez mayor.

asteroide de colores

cinturones de asteroides

Origen de un Asteroide

Formación de los cinturones de asteroides

El cinturón de asteroides que muestra las inclinaciones orbitales versus distancias del sol, con asteroides en la región del núcleo del cinturón de asteroides en rojo y otros asteroides en azul
Formación
En 1802, poco después de descubrir a Pallas, Olbers sugirió a Herschel que Ceres y Pallas eran fragmentos de un planeta mucho más grande que una vez ocupó la región Marte-Júpiter, este planeta habiendo sufrido una explosión interna o un cometario impactan muchos millones años antes. Con el tiempo, sin embargo, esta hipótesis ha caído de favor. La gran cantidad de energía requerida para destruir un planeta, combinada con la baja masa combinada del cinturón, que es sólo alrededor del 4% de la masa de la luna,  no apoyan la hipótesis. Además, las diferencias químicas significativas entre los asteroides se hacen difíciles de explicar si vienen del mismo planeta. Hoy, la mayoría de los científicos aceptan que, en lugar de fragmentarse de un planeta progenitor, los asteroides nunca formaron un planeta en absoluto.

En general, en el sistema solar, se cree que se ha producido una formación planetaria a través de un proceso comparable a la hipótesis nebular de larga data: una nube de polvo y gas interestelar colapsado bajo la influencia de la gravedad para formar un disco giratorio de material que luego se condensó para formar el sol y los planetas. Durante los primeros millones de años de la historia del sistema solar, un proceso de acreción de colisiones pegajosas causó la aglutinación de pequeñas partículas, que gradualmente aumentaron su tamaño. Una vez que los grupos alcanzaron suficiente masa, podían dibujar en otros cuerpos a través de la atracción gravitacional y convertirse en planetesimales. Esta acumulación gravitacional condujo a la formación de los planetas.


Planetesimales dentro de la región que se convertiría en el cinturón de asteroides eran demasiado fuertemente perturbado por la gravedad de Júpiter para formar un planeta. En cambio, continuaron orbitando el sol como antes, colisionando ocasionalmente. En regiones donde la velocidad media de las colisiones era demasiado alta, el romperse de planetesimales tendía a dominar sobre acreción, previniendo la formación de cuerpos planeta-clasificados. Las resonancias orbitales ocurrieron donde el período orbital de un objeto en la correa formó una fracción entera del período orbital de Júpiter, perturbando el objeto en una diversa órbita; la región que se extiende entre las órbitas de Marte y Júpiter contiene muchas resonancias orbitales tales. A medida que Júpiter emigraba hacia adentro después de su formación, estas resonancias habrían barrido el cinturón de asteroides, excitando dinámicamente a la población de la región y aumentando sus velocidades en relación a la otra.

Durante la historia temprana del sistema solar, los asteroides se derritieron hasta cierto punto, permitiendo que los elementos dentro de ellos fueran diferenciados parcial o totalmente por la masa. Algunos de los cuerpos progenitores pueden incluso haber sufrido períodos de vulcanismo explosivo y formado océanos de magma. Sin embargo, debido al tamaño relativamente pequeño de los cuerpos, el período de la fusión era necesariamente breve (comparado a los planetas mucho más grandes), y había terminado generalmente cerca de 4,5 mil millones años hace, en las primeras decenas de millones de años de formación.En agosto de 2007, un estudio de los cristales del Zircon en un meteorito Antártico creído para haber originado a partir del 4 Vesta sugirió que, y por la extensión el resto del cinturón de asteroides, había formado algo rápidamente, dentro de 10 millones años del origen del sistema solar.

Evolución de los Asteroides

Los asteroides no son muestras del sistema solar primordial. Han experimentado una considerable evolución desde su formación, incluyendo la calefacción interna (en las primeras decenas de millones de años), la fusión superficial de los impactos, la erosión del espacio de la radiación y el bombardeo por micrometeoritos.  aunque algunos científicos se refieren a los asteroides como planetesimales residual, otros científicos los consideran distintos.

Se cree que el cinturón de asteroides actual contiene sólo una pequeña fracción de la masa del cinturón primordial. Las simulaciones computarizadas sugieren que el cinturón de asteroides original podría haber contenido la masa equivalente a la tierra. principalmente debido a las perturbaciones gravitacionales, la mayor parte del material fue expulsado de la correa dentro de cerca de un millón de años de formación, dejando detrás menos de 0,1% de la masa original.  desde su formación, la distribución del tamaño del cinturón de asteroides ha permanecido relativamente estable: no ha habido ningún aumento o disminución significativo en las dimensiones típicas de los asteroides de la correa principal.

La resonancia orbital 4:1 con Júpiter, en un radio 2,06 au, puede considerarse el límite interior del cinturón de asteroides. Las perturbaciones de Júpiter envían cuerpos que se desvían hacia órbitas inestables. La mayoría de los cuerpos formados dentro del radio de este boquete fueron barridos para arriba por Marte (que tiene un Aphelion en 1,67 au) o expulsado por sus perturbaciones gravitacionales en la historia temprana del sistema solar.  los asteroides Hungaria se encuentran más cerca del sol que la resonancia , pero están protegidos de la interrupción por su alta inclinación.

Cuando el cinturón de asteroides se formó por primera vez, las temperaturas a una distancia de 2,7 au del sol formaron una “línea de nieve ” por debajo del punto de congelación del agua. Planetesimales formado más allá de este radio podía acumular el hielo. en 2006 fue anunciado que una población de cometas había sido descubierto dentro del cinturón de asteroides más allá de la línea de la nieve, que pudo haber proporcionado una fuente de agua para los océanos de la tierra. Según algunos modelos, no había suficiente desgasificación del agua durante el período formativo de la tierra para formar los océanos, requiriendo una fuente externa tal como un bombardeo cometario.

Características de los Asteroides

Contrariamente a las imágenes populares, el cinturón de asteroides está casi vacío. Los asteroides se propagan sobre un volumen tan grande que sería improbable llegar a un asteroide sin tener que apuntar con cuidado. Sin embargo, cientos de miles de asteroides son conocidos actualmente, y el número total se extiende en millones o más, dependiendo del corte de tamaño inferior. Más de 200 asteroides son conocidos por ser más grandes que 100 km,y una encuesta en las longitudes de onda infrarrojas ha demostrado que el cinturón de asteroides tiene 0,7 – 1,7 millones de asteroides con un diámetro de 1 km o más. las magnitudes aparentes de la mayoría de los asteroides conocidos son 11 – 19, con la mediana alrededor de 16.

La masa total de la correa del asteroide se estima para ser 2.8 × 1021 a 3.2 × 1021 kilogramos, que es apenas 4% de la masa de la luna.  los cuatro objetos más grandes, Ceres, 4 Vesta, 2 Pallas, y 10 Hygiea, representan la mitad de la masa total del cinturón, con casi un tercio de la cuenta de Ceres solo.

gran asteroide cinturón

asteroide cinturón

Composición

El cinturón actual consiste principalmente en tres categorías de asteroides: asteroides tipo C o carbonoso, asteroides tipo S o silicato, y asteroides metálicos tipo M o metálico.

Los asteroides carbonosos, como su nombre indica, son ricos en carbono. Dominan las regiones externas del cinturón de asteroides. juntos comprenden más del 75% de los asteroides visibles. Son más rojos en tonalidad que los otros asteroides y tienen un albedo muy bajo. Su composición superficial es similar a los meteoritos Chondrite carbonosos. Químicamente, sus espectros emparejan la composición primordial del sistema solar temprano, con solamente los elementos más ligeros y los volátiles quitados.

Los asteroides del S-tipo (silicato-ricos) son más comunes hacia la región interna de la correa, dentro de 2,5 au del sol. Los espectros de sus superficies revelan la presencia de silicatos y de algún metal, pero ningunos compuestos carbonosos significativos. Esto indica que sus materiales han sido significativamente modificados a partir de su composición primordial, probablemente a través de la fusión y la reforma. Tienen un albedo relativamente alto y forman cerca del 17% de la población total de asteroides.

Los asteroides tipo M (ricos en metales) forman alrededor del 10% de la población total; sus espectros se asemejan a el de hierro-níquel. Se cree que algunos se han formado a partir de los núcleos metálicos de los cuerpos progenitores diferenciados que fueron interrumpidos por colisión. Sin embargo, también hay algunos compuestos de silicato que pueden producir una apariencia similar. Por ejemplo, el gran asteroide de tipo M 22 Kalliope no parece estar compuesto principalmente de metal.  dentro del cinturón de asteroides, la distribución numérica de los asteroides tipo M alcanza un eje semi-importante de aproximadamente 2,7 au. todavía no está claro si todos los M-Types son compositivamente similares, o si es una etiqueta para varias variedades que no encajan cuidadosamente en las clases principales de C y S.

Hubble views extraordinario asteroide multi-cola P/2013 P5.
Un misterio del cinturón de asteroides es la rareza relativa de los asteroides de tipo V o basalto. las teorías de la formación de asteroides predicen que los objetos del tamaño de Vesta o más grandes deben formar cortezas y mantos, que se compondrían principalmente de rocas basálticas, lo que resultaría en más de la mitad de todos los asteroides compuestos ya sea de basalto o olivino. Las observaciones, sin embargo, sugieren que el 99 por ciento del material basáltica pronosticado falte.  hasta 2001, la mayoría de los cuerpos basálticas descubiertos en el cinturón de asteroides fueron creídos para originar del asteroide Vesta (de ahí su nombre V-Type). Sin embargo, el descubrimiento del asteroide 1459 Magnya reveló una composición química ligeramente diferente de los otros asteroides basálticas descubiertos hasta entonces, sugiriendo un origen diferente. [60] esta hipótesis fue reforzada por el descubrimiento posterior en 2007 de dos asteroides en la correa externa, 7472 Kumakiri y (10537) 1991 RY16, con una composición basáltica diferente que no podría haber originado de Vesta. Estos dos últimos son los únicos asteroides V-Type descubiertos en el cinturón exterior hasta la fecha.

La temperatura del cinturón de asteroides varía con la distancia del sol. Para las partículas de polvo dentro de la correa, las temperaturas típicas van de 200 k (− 73 ° c) en 2,2 au abajo a 165 K (− 108 ° c) en 3,2 au  sin embargo, debido a la rotación, la temperatura superficial de un asteroide puede variar considerablemente a medida que los lados están alternativamente expuestos a radiación y luego al fondo estelar.

Cometas del cinturón principal  

Varios cuerpos de otra manera unnotable en la demostración externa de la correa actividad cometry. Debido a que sus órbitas no se pueden explicar a través de la captura de comediantes clásicos, se piensa que muchos de los asteroides externos pueden estar helados, con el hielo expuesto ocasionalmente a la sublimación a través de pequeños impactos. Los cocientes de la correa principal pueden haber sido una fuente importante de los océanos de la tierra porque la relación entre el deuterio y el hidrógeno es demasiado baja para que los coeficientes clásicos hayan sido la fuente principal.

Órbitas de los Asteroides

El cinturón de asteroides (mostrando excentricidades), con el cinturón de asteroides en rojo y azul ( “Core ” región en rojo)
La mayoría de los asteroides dentro del cinturón de asteroides tienen excentricidades orbitales de menos de 0,4, y una inclinación de menos de 30 °. La distribución orbital de los asteroides alcanza un máximo en una excentricidad de alrededor de 0,07 y una inclinación debajo de 4 °. Así, aunque un asteroide típico tiene una órbita relativamente circular y se encuentra cerca del plano de la eclíptica, algunas órbitas de asteroides pueden ser muy excéntricos o viajar bien fuera del plano de la eclíptica.

A veces, el término cinturón principal se utiliza para referirse sólo a la más compacta “núcleo ” región donde se encuentra la mayor concentración de cuerpos. Esto miente entre los boquetes fuertes del Kirkwood 4:1 y 2:1 en 2,06 y 3,27 au, y en las excentricidades orbitales menos que áspero 0,33, junto con inclinaciones orbitales debajo de cerca de 20 °. A partir de 2006, esta región de “Core ” contenía el 93% de todos los planetas menores descubiertos y numerados dentro del sistema solar.  la base de datos del pequeño-cuerpo de JPL enumera 670000 + asteroides conocidos de la correa principal.

cinturones de asteroides choque

asteroide grande

Brechas de Kirkwood

Número de asteroides en el cinturón de asteroides en función de su eje semi-importante. Las líneas punteadas indican los boquetes Kirkwood, donde las resonancias orbitales con Júpiter desestabilizan órbitas. El color da una división posible en tres zonas:
Zona I: cinturón principal interno (a < 2,5 au) zona II: cinturón central (2,5 au < 2,82 au) zona III: cinturón principal externo (a > 2,82 au)
El eje semi-importante de un asteroide se utiliza para describir las dimensiones de su órbita alrededor del sol, y su valor determina el período orbital del planeta menor. En 1866, Daniel Kirkwood anunció el descubrimiento de las brechas en las distancias de las órbitas de estos cuerpos del sol. Estaban ubicados en posiciones donde su período de revolución sobre el sol era una fracción entera del período orbital de Júpiter. Kirkwood propuso que las perturbaciones gravitacionales del planeta llevaron a la eliminación de asteroides de estas órbitas.

Cuando el período orbital medio de un asteroide es una fracción entera del período orbital de Júpiter, se crea una resonancia de movimiento medio con el gigante gaseoso que es suficiente para perturbar un asteroide a nuevos elementos orbitales. Los asteroides que se localizan en las órbitas del boquete (cualquiera primordialmente debido a la migración de la órbita de Júpiter o debido a las perturbaciones o a las colisiones anteriores) se empujan gradualmente en diversas, las órbitas aleatorias con un eje semi-importante más grande o más pequeño.

Las brechas no se ven en una simple instantánea de las ubicaciones de los asteroides en un momento dado porque las órbitas de asteroides son elípticas, y muchos asteroides todavía atraviesan los radios correspondientes a los huecos. La densidad espacial real de los asteroides en estas brechas no difiere significativamente de las regiones vecinas. [67]

Los boquetes principales ocurren en las resonancias del decir-movimiento 3:1, 5:2, 7:3, y 2:1 con Júpiter. Un asteroide en el 3:1 Kirkwood Gap orbitaría el sol tres veces por cada órbita Jovian, por ejemplo. Las resonancias más débiles ocurren en otros valores de eje semi-importantes, con menos asteroides encontrados que cerca. (por ejemplo, una resonancia 8:3 para los asteroides con un eje semi-importante de 2,71 au.)




La población principal o central del cinturón de asteroides se divide a veces en tres zonas, basándose en las brechas Kirkwood más prominentes:

La zona I miente entre la resonancia 4:1 (2,06 au) y 3:1 la resonancia (2,5 au) Kirkwood boquetes.
La zona II continúa desde el final de la zona I hasta la brecha de resonancia 5:2 (2,82 au).
La zona III se extiende desde el borde exterior de la zona II hasta la brecha de resonancia 2:1 (3,28 au).
El cinturón de asteroides también se puede dividir en los cinturones internos y externos, con el cinturón interior formado por asteroides que orbitan más cerca de Marte que el 3:1 Kirkwood Gap (2,5 au), y el cinturón exterior formado por los asteroides más cerca de la órbita de Júpiter. (algunos autores subdividen las correas internas y externas en la brecha de la resonancia 2:1 (3,3 au), mientras que otras sugieren las correas internas, medias, y externas; vea también el diagrama).

Colisiones de los Asteroides

La luz zodiacal, una parte menor de la cual es creada por el polvo de las colisiones en el cinturón de asteroides
La alta población del cinturón de asteroides hace un ambiente muy activo, donde las colisiones entre los asteroides ocurren con frecuencia (en escalas astronómicas de tiempo). Se espera que las colisiones entre los cuerpos de la correa principal con un radio medio de 10 km ocurran aproximadamente una vez cada 10 millones años.Una colisión puede fragmentar un asteroide en numerosas piezas más pequeñas (lo que conduce a la formación de una nueva familia de asteroides). Inversamente, las colisiones que ocurren a velocidades relativas bajas también pueden unirse a dos asteroides. Después de más de 4 mil millones años de tales procesos, los miembros del cinturón de asteroides ahora tienen poca semejanza con la población original.

Junto con los cuerpos de asteroides, el cinturón de asteroides también contiene bandas de polvo con radios de partículas de hasta unos pocos cientos de micrómetros. Este material fino se produce, por lo menos en parte, de colisiones entre los asteroides, y por el impacto de micrometeoritos sobre los asteroides. Debido al efecto Poynting-Robertson, la presión de la radiación solar hace que este polvo lentamente se espiral hacia el interior hacia el sol.

La combinación de este polvo fino de asteroides, así como el material cometa expulsado, produce la luz zodiacal. Este resplandor auroral débil se puede ver en la noche extendiéndose de la dirección del sol a lo largo del plano de la eclíptica. Partículas de asteroides que producen el promedio de luz zodiacal visible alrededor de 40 μm en radio. Las vidas típicas de las partículas de nubes zodiacales de la correa principal son cerca de 700.000 años. Así, para mantener las bandas de polvo, las nuevas partículas deben ser producidas constantemente dentro del cinturón de asteroides. Se pensó una vez que las colisiones de asteroides forman un componente importante de la luz zodiacal. Sin embargo, las simulaciones por computadora de Nesvorný y sus colegas atribuyeron 85 por ciento del polvo de la luz zodiacal a las fragmentaciones de los cocientes de la familia Júpiter, en lugar de los cocientes y colisiones entre los asteroides en el cinturón de asteroides. A lo sumo el 10 por ciento del polvo se atribuye al cinturón de asteroides.

Familias y grupos de Asteroides

Esta trama de inclinación orbital (IP) versus excentricidad (EP) para los asteroides numerados de la correa principal claramente muestra agrupaciones que representan a las familias de asteroides.
En 1918, el astrónomo japonés Kiyotsugu Hirayama notó que las órbitas de algunos de los asteroides tenían parámetros similares, formando familias o grupos.

Aproximadamente un tercio de los asteroides del cinturón de asteroides son miembros de una familia de asteroides. Éstos comparten elementos orbitales similares, tales como eje semi-importante, excentricidad, y la inclinación orbital así como características espectrales similares, que indican un origen común en la desintegración de un cuerpo más grande. Las exhibiciones gráficas de estos elementos, para los miembros del cinturón de asteroides, muestran concentraciones que indican la presencia de una familia de asteroides. Hay alrededor de 20 – 30 asociaciones que son casi seguro familias de asteroides. Se han encontrado agrupaciones adicionales que son menos seguras. Las familias de asteroides pueden ser confirmadas cuando los miembros muestran características espectrales comunes. Las asociaciones más pequeñas de asteroides se llaman los grupos o los racimos.

Algunas de las familias más prominentes en el cinturón de asteroides (con el fin de aumentar los ejes semi-importantes) son las familias de flora, Eunoma, Koronis, EOS y Themis.  la familia de la flora, una de las más grandes con más de 800 miembros conocidos, pudo haber formado de una colisión hace menos de mil millones de años. [78] el asteroide más grande para ser un verdadero miembro de una familia (a diferencia de un intruso en el caso de Ceres con la familia Gefion) es 4 Vesta. Se cree que la familia Vesta se formó como resultado de un impacto que formaba un cráter en Vesta. Asimismo, los meteoritos Hed también pueden haber originado de Vesta como resultado de esta colisión.

Se han encontrado tres bandas de polvo prominentes dentro del cinturón de asteroides. Estos tienen inclinaciones orbitales similares como las familias de asteroides EOS, Koronis y Themis, y por lo tanto se asocian posiblemente con esas agrupaciones.



La evolución de la correa principal después del bombardeo pesado tardío fue afectada muy probablemente por los pasos de centaurs grandes y de Objecs trans-transneptunianos (TNOs). Los centauros y TNOs que alcanzan el sistema solar interior pueden modificar las órbitas de los asteroides de la correa principal, aunque sólo si su masa es del orden de 10 − 9 m ⊙ para encuentros simples o, una orden menos en caso de múltiples encuentros cercanos. Sin embargo, los centauros y TNOs no tienen probabilidades de dispersar significativamente a las familias de asteroides jóvenes en el cinturón principal, pero pueden haber perturbado a algunas familias de asteroides viejos. Los asteroides actuales de la correa principal que originaron como Centaurs o objetos trans-transneptunianos pueden mentir en la correa externa con el ≤ 4 de por vida corto mi, muy probablemente entre 2,8 au y 3,2 au en excentricidades más grandes que típico del asteroide principal del cinturón.

Periferia de los Asteroides

Bordeando el borde interno de la correa (que oscila entre 1,78 y 2,0 au, con un eje semi-importante medio de 1,9 au) está la familia de Hungaria de planetas menores. Se nombran después del miembro principal, 434 Hungaria; el grupo contiene por lo menos 52 asteroides nombrados. El grupo de Hungaria se separa del cuerpo principal por el boquete de 4:1 Kirkwood y sus órbitas tienen una alta inclinación. Algunos miembros pertenecen a la categoría de asteroides que atraviesa Marte, y las perturbaciones gravitacionales de Marte son probablemente un factor en la reducción de la población total de este grupo.

Otro grupo de alta inclinación en la parte interior del cinturón de asteroides es la familia Focea. Éstos se componen sobre todo de los asteroides del S-tipo, mientras que la familia vecina de Hungaria incluye algunos E-tipos. La órbita de la familia Focea entre 2,25 y 2,5 au del sol.

Bordeando el extremo exterior del cinturón de asteroides es el Grupo Cibeles, que orbita entre 3,3 y 3,5 au. Éstos tienen una resonancia orbital 7:4 con Júpiter. La órbita de la familia de Hilda entre 3,5 y 4,2 au, y tiene órbitas relativamente circulares y un establo 3:2 orbital resonancia con Júpiter. Hay pocos asteroides más allá de 4,2 au, hasta la órbita de Júpiter. Aquí las dos familias de asteroides troyanos se pueden encontrar, que, al menos para los objetos de más de 1 km, son aproximadamente tan numerosos como los asteroides del cinturón de asteroides.

muchos asteroides grandes

Nuevas familias de Asteroides

Algunas familias de asteroides se han formado recientemente, en términos astronómicos. El racimo de Karin se formó al parecer hace unos 5,7 millones años de una colisión con un asteroide del progenitor 33 km en radio.La familia Veritas formó hace aproximadamente 8,3 millones años; la evidencia incluye el polvo interplanetario recuperado del sedimento oceánico.

Más recientemente, el racimo de Datura aparece haber formado hace cerca de 530.000 años de una colisión con un asteroide de la principal-correa. La estimación de la edad se basa en la probabilidad de que los miembros tengan sus órbitas actuales, en lugar de cualquier evidencia física. Sin embargo, este racimo pudo haber sido una fuente para algún material del polvo zodiacal. Otras formaciones de Cluster recientes, como el cluster Iannini (alrededor de 1 – 5 millones de años atrás), pueden haber proporcionado fuentes adicionales de este polvo de asteroides.

Exploración de los Asteroides

Concepto de artista de la nave del amanecer con Vesta y Ceres
La primera nave espacial en atravesar el cinturón de asteroides fue la pionera 10, que entró en la región el 16 de julio de 1972. En ese momento había cierta preocupación de que los escombros en el cinturón supondrían un peligro para la nave, pero desde entonces ha sido atravesado por 12 naves sin incidentes. Pionero 11, Voyagers 1 y 2 y Ulises pasaron por el cinturón sin tener que imaginar ningún asteroide. Galileo imaged 951 Gaspra en 1991 y 243 ida en 1993, cerca de imaged 253 Mathilde en 1997, Cassini imaged 2685 Masursky en 2000, Stardust imaged 5535 Annefrank en 2002, New Horizons imaged 132524 APL en 2006, Rosetta imaged 2867 Šteins en septiembre 2008 y 21 Lutetia en El 2010 de julio, y el amanecer orbitaron a Vesta entre el 2011 de julio y el 2012 de septiembre y ha orbitado Ceres desde marzo de 2015.En su camino a Júpiter, Juno atravesó el cinturón de asteroides sin recoger datos científicos. Debido a la baja densidad de materiales dentro de la correa, las probabilidades de una sonda que se ejecuta en un asteroide ahora se estiman en menos de uno en mil millones.

La mayoría de los asteroides de la correa imagen hasta la fecha han venido de breves oportunidades flyby por las puntas de prueba dirigidas a otros blancos. Sólo las misiones Dawn, Near y Hayabusa han estudiado asteroides para un período prolongado en órbita y en la superficie.

Cinturón de Asteroides

Dentro del sistema solar existe una región , en la cual podemos determinar donde hay una agrupación de cuerpos , que puede ser un poco difícil de distinguirla, dado a las formas irregulares que pueden estar dentro de esta anomalía  ,  denominadas como mini asteroides, de tal manera te daremos a conocer un poco sobre el cinturón de asteroides  .

El cinturón de asteroides  , está compuesto por una serie de elementos que tienen una gran densidad de masa tales como Ceres, Vesta y otros que pueden ser un poco extenso dentro, haciendo que la capacidad de estos cuerpos tengan ciertos tipos de materiales ,que tienen para poder establecer dentro del espacio solar que conforman alrededor de todos.



De tal manera el cinturón de asteroides, tiene como característica principal que las dimensiones que están dentro de ellas, están en total volumen, en la cual pueden verse que puede ser bastante complicado poder tener un cruce entre este cinturón u otro que puede estar paralelo a este, ya que q este por más cerca que pueda encontrarse, nunca llegaran a tener impacto entre ambos

Orbitas del cinturón de asteroides

Aunque puede ser extraño que un cuerpo celeste pueda cambiar de orbita, ya que este puede ser solo una anomalía que se forma entre una región en especifica entre martes y júpiter, el periodo de orbita dentro de este fenómeno puede incluirse dentro de ella, ya que la excentricidad que maneja este tipo de asteroide puede ser bastante densa en masa, haciendo que tenga la capacidad de poder tener varias posiciones dentro de su ciclo.

Puede ser algo complicado poder determinar como el cinturón de asteroides, pueda tener un cambio determinado para ser visto por algún método científico u ortodoxo, para poder ser reflejado a través de instrumentos astronómicos especializados en detectar este tipo de fenómenos dentro del sistema solar.

Debido a esto , científicos del siglo XIX han investigado teorías sobre algunos posibles cambios que puedan efectuarse en el sistema solar durante actividades normales , que se pueden producir en un ambiente común dentro , de tal manera que pudieron observar algunos efectos que pudieron indicar algunas alternaciones dentro del ciclo de las orbitas producidas por el cinturón de asteroides .

Aspectos fundamentales dentro del cinturón de asteroides.

Para poder determinar cómo encontrar y tener en cuenta algunos aspectos que puedan tener estos cuerpos dentro del sistema solar, debemos conocer un poco sus funciones y de que material están compuestos, ya que esto nos indicara un poco a como poder identificar con claridad , como pueden estar formados este tipo de cuerpos.

Estos cuerpos tienen objetos producidos por cuerpos que en su complejo están derivados por Ceres, Vesta, Pala, Higia, Juno que en particularidad, cada uno de estos tienen un espacio que puede abarcar una proporción de masa ya sea densa con diferentes tipos de dimensiones que en su representación dentro del cinturón de asteroides, serian como las capas que están envueltas este tipo de fenómenos dentro del sistema solar.

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✅Dentro del sistema solar existe una región , en la cual podemos determinar donde hay una agrupación de cuerpos , , denominadas como mini asteroides, de tal manera te daremos a conocer un poco sobre el cinturón de asteroides
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