Asteroides CIENCIA

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Ciencia

Reciben el nombre de a., o pequeños planetas, un conjunto de astros cuyas órbitas suelen encontrarse intercaladas entre las de Marte y Júpiter.

La presencia de un planeta entre Marte y Júpiter ya fue sugerida por Kepler, Wolf, Titius y Bode, quien en 1778 formuló su conocida ley y movió a diversos astrónomos a la búsqueda de los astros que faltaban para completarla (V. PLANETA). Así, poco después de Urano (Herschell, 1781) comienzan a descubrirse los primeros a. El primero fue Ceres, descubierto por el astrónomo italiano Piazzi (1 en. 1801). A éste siguieron Palas (Olbers, 1802), Juno (Harding, 1804), Vesta (Olbers, 1807) y después de un periodo infructuoso Astrea (1845), Hebe, Iris y Flora (1847), etc. Numerosos astrónomos se han distinguido en la localización de a.; pero el mayor avance se produce a partir de 1891 con la aplicación de las técnicas fotográficas por Wolf (Heidelberg) y Charlois (Niza). En España, Comas Solá descubrió los a. Hispania, Barcelona y Alfonsina.

En principio cada a. se designa provisionalmente por el año de su descubrimiento, seguido por dos letras. La primera indica el medio mes de su localización, la segunda el orden de su descubrimiento, dentro del referido medio mes. Una vez calculada su órbita, se le asigna un número de catálogo y ordinariamente un nombre; p. ej., (1) Ceres, (2) Pallas, (24) Themis, (433) Eros, etc. Hasta 1948 esta catalogación era efectuada por el Astronomisches RechenInstitut (Heidelberg); actualmente está encomendada al Observatorio de Cincinnatti (EE. UU.). En 1891 iban catalogados 322 a.; en 1950 ya se sobrepasaban los 1.600. Los cálculos de extrapolación efectuados indican que, hasta la 20 magnitud, existen más de 50.000 a.

Características físicas. Resulta difícil determinar directamente la masa de los a. aunque se haya intentado, sin éxito, estudiando la pequeña contribución de éstos al movimiento del perihelio de Marte. Una idea de tales masas se obtiene calculando su diámetro y estimando su densidad en un valor análogo al de la Luna. Así se ha comprobado que la masa de Ceres es 0,01 de la lunar y la masa de todo el cinturón de a. 0,001 de la terrestre. De esta forma resulta que la gravedad en su superficie es un 0,03 de la terrestre y la velocidad de escape de unos 0,5 Km/seg., lo que hace suponer que estos astros carecen de atmósfera.

Por medidas interferométricas o realizadas con grandes instrumentos, se han obtenido en kilómetros los diámetros aproximados de Ceres (760), Pallas (485), Vesta (390), Juno (195); pero para la casi totalidad de a., suponiendo que su albedo es igual al de la Luna, se efectúan medidas fotom6tricas de su magnitud m, estimando su diámetro d, llamado fotométrico, con relación al diámetro lunar do, por la fórmula

log (d/do)=0,080,2m+log (DD’), donde D, D’, son las distancias del a. a la Tierra y al Sol. Así, p. ej., para D=2, D’=3, m=15, do =3.400 Km., resulta d=24,8 Km. Es probable que el número de a. con diámetros superiores a 100 Km. no supere los 200.

Numerosos a. presentan variaciones de magnitud, que se atribuyen a su forma irregular y a la existencia de un periodo de rotación: Eros (5h 17`n), Leticia (2h 12m), Antígona (2h 24m), etc. En el caso de Eros, la aproxima . ción de 1931 permitió constatar su forma alargada, que algunos han atribuido a la existencia de un par dinámico.

Otras determinaciones interesantes están relacionadas con las medidas de polarización. Lyot (193436) y Provin (195455) obtuvieron algunas curvas para Ceres, Vesta, Pallas, Iris, etc. Los resultados son análogos a los obtenidos para las areniscas, lavas, gredas, etc., e inducen a creer que la superficie de los a. es de una composición parecida a la de la Luna.

El promedio de semiejes de las órbitas de los a. es de 2,9 UA (unidades astronómicas), muy próximo al valor 2,8 que predijo la ley de Bode. De aquí resulta, por la 3a ley de Kepler (v. PLANETAS II; KEPLER), un periodo medio orbital de unos 4,5 años. El promedio de inclinaciones (10°) y excentricidades (0,15), es mayor que para los grandes planetas. En el siguiente cuadro se consignan los elementos de las órbitas de algunos a.:

Nombre Semieje Periodo Incli Excen(UA) (años) nación tricidad

Ceres ... ... ...2,774,7310°,60,08

Palas ... ... ...2,774,7434°,80,23

Juno ... ... ... ...2,674,5013°,00,26

Vesta ... ... ...2,363,747°,10,09

Eros ... ... ... ...1,461,7610°,80,22

Hidalgo ... ... ..5,7914,0042°,50,66

lcaro ... ... ...1,081,1223°,00,83

Calculando los semiejes, excentricidades e inclinaciones de los a., corregidos de perturbaciones seculares ocasionadas por los grandes planetas, Hirayama (1923) ha señalado la existencia de cinco familias (Themis, Eos, Coronis, Maria y Flora). Sus cálculos, completados por Gullón (1932), han sido extendidos por Brouwer (1951) hasta un total de unas 29 familias. Es de notar, también, que la gran influencia de Júpiter sobre el cinturón asteróidico, parece dar lugar, según Kirkwood, a perturbaciones de resonancia, por lo cual existen lagunas (carencia de asteroides de periodos 1/2, 1/3, 2/5, del periodo de Júpiter) y grupos (concentración de a. con periodos 1, 3/2, 4/3, del de Júpiter). Entre éstos tiene gran interés el grupo troyano, compuesto por dos subgrupos, de diez y cinco a., respectivamente, cuyas distancias al Sol y a Júpiter son sensiblemente iguales, formando dos triángulos equiláteros (caso particular del problema de tres cuerpos, resuelto por Lagrange en 1772).

Origen. Dos teorías tratan de explicar el origen de los asteroides: 1) Formación de un planeta entre Marte y Júpiter, que por explosión o desintegración dio lugar al anillo de a. 2) Formación de varios a., en lugar de un solo planeta, de los que Ceres, Pallas, etc., podrían ser supervivientes, y formación de otros más pequeños por colisiones posteriores. En favor de esta última teoría puede señalarse la forma irregular y la existencia de familias o grupos de a.

R. CID PALACIOS.

BIBL.: G. P. KUIPER y B. M. MIDDLEHURST, Planets and Satellites, Chicago 1961; F. G. WATSON, Between the Planets, Harvard 1956; "Anuario del Observatorio de Madrid", 1924, 1931 y 1932.