El cinturón principal de Asteroides (CP) se encuentra ubicado entre Marte y Júpiter, a una distancia del sol entre 2 y 3.6 UA, y esta formado por miles de asteroides, pero su masa total es aproximadamente 1/1000 de la masa de la Tierra, con lo que están muy dispersos entre sí. La imagen de muchas películas de ciencia ficción en la que las naves atraviesan zonas de asteroides esquivándolos es totalmente irreal para el caso del CP.

Si queremos observarlos desde la Tierra no tenemos más que observar la dirección del plano de la eclíptica y tal vez podamos encontrar alguno empleando métodos de astrometría.

                                      El cinturón principal de asteroides

Estos asteroides son los restos de la formación del Sistema Solar por tanto tienen una edad de 4,6 mil millones de años.Debido a la temprana formación del planeta Júpiter se puso fin a la formación de cuerpos planetarios entre Marte y Júpiter. Esto fue debido a las perturbaciones entre los protoplanetas y Júpiter, dando lugar a colisiones y a la excitación dinámica de poblaciones de pequeños cuerpos que aún no habían sido acretados por los protoplanetas. Esta excitación provocó que los asteroides localizados cerca de Júpiter sufrieran un aumento de sus velocidades orbitales relativas, provocando choques entre ellos y evitando que se agruparan para formar planetas. Así se formó el actual Cinturón principal de asteroides entre Marte y Júpiter.

Además cuando Júpiter y Saturno entraron en resonancia 2:1 se produjo una situación de desestabilización que provocó que fueran afectadas las órbitas de Urano y Neptuno, provocando que intercambiaran sus posiciones respecto al Sol. Estas interacciones gravitatorias provocaron un barrido de la población externa de los planetesimales helados, que se quedarían en la zona que actualmente llamamos cinturón de Kuiper o región de objetos Trans-Neptunianos (TNOs). Provocando además mezclas de cuerpos con diferentes composiciones entre la zona externa del CP y entre los asteroides Troyanos de Júpiter.

  Los asteroides del CP se han mantenido casi inalterados desde su formación hace millones de años, con lo que con su estudio se puede saber como era el Sistema Solar primitivo. Todos tienen formas irregulares, algunos casi esféricos, con mucha frecuencia se encuentran agrietados y con abundantes cráteres. Son básicamente una acumulación de rocas no compactadas. Todos giran alrededor del Sol en órbitas elípticas y realizan pequeñas rotaciones sobre su eje, algunos son binarios es decir dos asteroides en rotación sobre un eje común e incluso algunos tienen pequeñas lunas.

 Como se puede ver es una zona muy heterogénea con muchos tipos diferentes de asteroides. Pero podemos clasificarlos en tres tipos según su composición y albedo. El albedo se puede definir básicamente como la cantidad de luz, en tanto por ciento, que refleja una superficie de la radiación incidente. Así un albedo de 1 reflejaría el 100% y de 0 no reflejaría nada (sería completamente negro). La mayoría de los asteroides son objetos muy oscuros con lo que tienen albedos muy bajos, desde el 0.03 hasta el 0.22. Partiendo de las consideraciones de albedo y composición podemos clasificarlos en tres tipos C, S y M.

Los asteriodes de tipo C (carbonosos) son los más comunes, aproximadamente el 75% son de esta categoría. Están compuestos de arcilla y silicatos, tienen aproximadamente la misma composición que los meteoritos de condritas carbonáceas. Son de color oscuro en apariencia, con lo que tienen albedos que van desde el 0.03 hasta el 0.09 que corresponde a objetos muy oscuros. Se encuentran ubicados en la parte exterior del cinturón principal y son los objetos mas antiguos del sistema solar.

El tipo S (silíceas) esta compuesto principalmente por silicatos y materiales de Hierro-Níquel, representan el 17% de los asteroides del CP. Tienen albedos bastante brillantes que van desde 0,10 hasta 0,22. Se encuentran en regiones interiores del cinturón principal de asteroides. Son un equivalente a los meteoritos tipo condrita ordinaria.

 El tipo M (metálicos) están compuestos por Níquel y hierro, y están por la zona media del CP.

    El primer asteroide descubierto del Cinturón Principal fue en el año 1801 por parte del astrónomo Giuseppe Piazzi, descubrió a Ceres. Fue el primer gran asteroide descubierto (actualmente tiene la categoría de planeta enano). Se descubrió debido a que en esa época se tenía la convicción de que entre la órbita de Marte y Júpiter debía haber un planeta (teoría de Titius-Bode). Pero en su lugar se empezaron a encontrar decenas de asteroides con lo que se empezó a pensar en la idea de un cinturón de asteroides.

En la actualidad, a parte de los mencionados asteroides, se han descubierto unos cuerpos en el CP ciertamente enigmáticos, se trata de los cometas del cinturón principal. Estos objetos tienen un comportamiento parecido a los cometas en cuanto a la eyección de material pero en sí no son cometas. Hay asteroides como Ceres que contienen una gran cantidad de hielo en su superficie y muchos otros asteroides contienen también hielo, por tanto estos cometas que se encuentran en la zona exterior del CP son una especie de asteroide-cometa. Pero en la actualidad no se sabe a ciencia cierta que línea los separa de asteroide o cometa, se sigue investigando en ello. Aproximadamente un tercio de los asteroides del CP forman parte de una familia, estas familias tienen en común los mismos elementos orbitales y composición, lo que vendría a decir que son los restos de alguna colisión.

Explicación visual de la formación de las familias de asteroides.Figura del autor.

Por tanto nos podemos encontrar las familias: Hungarias, Floras, Phocaea, Koronis, Eos, Themis, Cybeles o Hildas, aunque hay decenas más de familias pero con menos número de asteroides.

Inclinación orbital en función de la excentricidad, los grupos más azules representan a las familias de asteroides, cortesía NASA.

En el CP hay zonas sin asteroides, es lo que se denomina huecos de Kirkwood. Esto se produce por las resonancias de Jupiter con los asteroides, por ejemplo como podemos ver en la figura 23 un asteroide a 2,5 UA estará en resonancia 3:1 con Júpiter, es decir mientras Júpiter da una revolución estos dan tres.

Los huecos de Kirkwood, se observan cuatro huecos en 3:1,5:2,2:3 y 2:1-fuente Wikipedia

Un asteroide que coincidiera con esa órbita daría 3 vueltas y a la tercera coinicidiría con el máximo acercamiento con Júpiter y lo expulsaría a otras órbitas. Por tanto cualquier asteroide que caiga, debido a alguna colisión, en estos huecos, será acelerado por Júpiter y llevado a órbitas de alta excentricidad.

    Estas resonancias son destructivas pues van vaciando esas zonas paulatinamente, pero hay otras que son acumulativas de asteroides como es la conocida resonancia 1:1 de los asteroides troyanos con Júpiter, que los mantienen acumulados junto al planeta joviano. Una curiosidad sobre esta resonancia 1:1, es lo que se denomina resonancia síncrona. En esta un cuerpo que órbita sobre otro tarda el mismo tiempo en rotar sobre sí mismo que en orbitar sobre el cuerpo central, con lo que siempre veríamos el mismo hemisferio del objeto, es lo que ocurre en el caso de la Luna y la Tierra, siempre vemos el mismo hemisferio de la Luna.

Las resonancias destructivas o no acumulativas provocan que muchos  asteroides se conviertan en NEAs, de los que ya hemos hablado en el capítulo anterior, o que sean expulsados hacia zonas exteriores del sistema solar.  Otro efecto que hace que los asteroides cambien de órbita es el efecto Yarkovsky [1] , este es más significativo para cuerpos de centímetros hasta los 10 km aproximadamente. Es un efecto que aunque provoca una fuerza pequeña en el asteroide provoca a largo plazo cambios en su órbita.

 Este efecto consiste en el calentamiento diferencial en un objeto rodante por parte de la radiación solar, éstos absorben la radiación del Sol en uno de sus lados y la vuelven a irradiar mientras rotan. Este calentamiento asimétrico provoca que los fotones que se reflejan en la zona mas caliente lleven mas momento que los de la zona mas fría. Esa diferencia de momento provoca una fuerza que llega a efectuar  un pequeño empuje y una pequeña alteración en la trayectoria del objeto. Que según como sea su movimiento de rotación, directo o retrogrado, producirá un alejamiento o acercamiento del objeto al Sol mediante la variación paulatina de su órbita.

 Para poder estudiar como afecta este fenómeno a un asteroide, tenemos que saber muchas características de este, como es la forma, inclinación, orientación, órbita, albedo, las zonas de sombra, el número de cráteres, etc. Todas estas características del asteroide nos dirán en que medida puede ser afectado por el efecto Yarkovsky. Normalmente suele afectar más a objetos muy cercanos al Sol, pués al recibir más radiación se produce un efecto Yarkovsky más intenso. Es un efecto débil pero a la larga provoca cambios muy significativos en las órbitas de los asteroides. En el caso de que el asteroide no rote este efecto provoca un encogimiento muy lento de su órbita.

 Efecto Yarkovsky, según la rotación del asteroide se ve afectado su movimiento por este efecto-Gráfico de Sky-telescope

  De este efecto se deriva otro efecto que explicaría la alta rotación o frenado en su rotación de asteroides pequeños e irregulares, es el denominado efecto Yorp[2]. Como hemos visto en el efecto Yarkovsky la radiación solar provoca un impulso en el asteroide, pues bien el efecto Yorp sería el causante de altas rotaciones en pequeños asteroides provocando su ruptura. Ocurre en asteroides muy pequeños e irregulares, debido a la irregularidad del asteroide se pueden provocar minúsculos procesos de torsión provocados por la radiación solar.

     Si un asteroide es esférico la reacción de la fuerza provocada por los fotones sigue la dirección normal a la esfera. En el caso de asteroides irregulares puede ocurrir que aparezca un par de fuerzas que provoquen minúsculos procesos de torsión debido a la diferencia de superficies (inclinaciones y formas no esféricas del cuerpo menor) que con el paso mucho tiempo puede provocar la rotura del asteroide.

[1] Efecto Yarkovsky: descubierto por el ingeniero ruso Ivan Osipovich Yarkovsky (1844–1902)

[2] variación de segundo-orden del Efecto Yarkovsky. El término lo introdujo el Dr. David P. Rubincam en el año 2000.

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