Astronomía

¿Cuál fue la composición del cinturón de asteroides primordial?

¿Cuál fue la composición del cinturón de asteroides primordial?


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Según una teoría, la región entre Marte y Júpiter estuvo poblada una vez por varios planetas primordiales con una masa combinada de aproximadamente la Tierra. Estos planetas proporcionaron el material que compuso el cinturón de asteroides original. Desde entonces, se perdió el 99,9% de este material. La composición actual del cinturón de asteroides es de aproximadamente un 10% de metal y un 90% de silicato / carbonáceo. ¿Podríamos asumir que el cinturón de asteroides original tenía la misma composición? ¿O al menos una composición muy similar?


Podemos estar bastante seguros de que el cinturón de asteroides alguna vez tuvo uno o más planetesimales considerables, ya que hay evidencia de que eran lo suficientemente grandes como para que la gravedad y el calentamiento interno arrastraran los metales pesados ​​(principalmente hierro y níquel) hacia el centro, formando un núcleo metálico. La ley Bodes decreta que debería haber un planeta donde se encuentra ahora el cinturón de asteroides, pero parece que mientras este planeta se estaba formando, fue destrozado por un impacto y los restos se dispersaron. Algunos llegaron a la Tierra, por lo que sabemos que sus materiales se habían diferenciado en núcleo metálico y manto rocoso. Es probable que algunos de los enormes asteroides que golpearon la Tierra en el pasado distante fueran fragmentos arrojados fuera del cinturón de asteroides y que algunos también golpearan a Marte y Venus. Puede haber más material en el cinturón de asteroides de lo que pensamos, porque algunos fragmentos son tan pequeños y están tan dispersos que no se registran en nuestros telescopios. Creo que podemos asumir que los planetesimales primordiales tenían una composición similar, aunque no idéntica, al cinturón de asteroides de hoy.


Descubiertos asteroides primordiales

Southwest Research Institute (SwRI) fue parte de un equipo internacional que recientemente descubrió una región relativamente despoblada del cinturón de asteroides principal, donde los pocos asteroides presentes son probablemente reliquias prístinas de principios de la historia del sistema solar. El equipo utilizó una nueva técnica de búsqueda que también identificó la familia de asteroides más antigua conocida, que se extiende a lo largo de la región interior del cinturón de asteroides principal.

El cinturón principal contiene una gran cantidad de asteroides de forma irregular, también conocidos como planetesimales, que orbitan alrededor del Sol entre Marte y Júpiter. A medida que la tecnología mejorada de los telescopios encuentra asteroides más pequeños y distantes, los astrónomos han identificado grupos de cuerpos de aspecto similar agrupados en órbitas análogas. Estos objetos familiares son probablemente fragmentos de colisiones catastróficas entre asteroides más grandes hace eones. Encontrar y estudiar familias de asteroides permite a los científicos comprender mejor la historia de los asteroides del cinturón principal.

"Al identificar a todas las familias en el cinturón principal, podemos averiguar qué asteroides se han formado por colisiones y cuáles podrían ser algunos de los miembros originales del cinturón de asteroides", dijo el Dr. Kevin Walsh, astrónomo de SwRI y coautor de la publicación en línea. Ciencias documento detallando los hallazgos. "Identificamos a todas las familias conocidas y sus miembros y descubrimos un gigantesco vacío en el cinturón principal, poblado por solo un puñado de asteroides. Estas reliquias deben ser parte del cinturón de asteroides original. Ese es el verdadero premio, saber cuál es el cinturón principal parecía justo después de que se formara ".

Identificar las familias de asteroides más antiguas, las que tienen miles de millones de años, es un desafío, porque con el tiempo, una familia se expande. A medida que los asteroides giran en órbita alrededor del Sol, sus superficies se calientan durante el día y se enfrían durante la noche. Esto crea radiación que puede actuar como una especie de mini propulsor, lo que hace que los asteroides se desvíen ampliamente con el tiempo. Después de miles de millones de años, sería casi imposible identificar a los miembros de la familia, hasta ahora. El equipo utilizó una técnica novedosa, buscando datos de asteroides de la región interior del cinturón en busca de familias viejas y dispersas. Buscaron los "bordes" de las familias, esos fragmentos que se han alejado más.

"Cada miembro de la familia se aleja del centro de la familia de una manera que depende de su tamaño, con los chicos pequeños a la deriva más rápido y más lejos que los chicos más grandes", dijo el líder del equipo Marco Delbo, astrónomo del Observatorio de la Costa Azul. en Niza, Francia. "Si busca correlaciones de tamaño y distancia, puede ver las formas de las familias antiguas".

"La familia que identificamos no tiene nombre, porque no está claro qué asteroide es el padre", dijo Walsh. "Esta familia es tan antigua que parece haberse formado hace más de 4 mil millones de años, antes de que los gigantes gaseosos del sistema solar exterior pasaran a sus órbitas actuales. La migración de planetas gigantes sacudió el cinturón de asteroides, eliminando muchos cuerpos, posiblemente incluido el padre de esta familia ".

El equipo planea aplicar esta nueva técnica a todo el cinturón de asteroides para revelar más sobre la historia del sistema solar identificando los asteroides primordiales frente a los fragmentos de colisiones. Esta investigación fue apoyada por el Programa Nacional Francés de Planetología y la Fundación Nacional de Ciencias. El artículo resultante, "La identificación de una familia de asteroides primordial restringe la población planetesimal original", aparece en la edición en línea del 3 de agosto de 2017 de Ciencias.


Contenido

En una nota a pie de página anónima a su traducción de 1766 de Charles Bonnet Contemplation de la Nature, [8] el astrónomo Johann Daniel Titius de Wittenberg [9] [10] notó un patrón aparente en el diseño de los planetas. Si uno comenzaba una secuencia numérica en 0, luego incluía 3, 6, 12, 24, 48, etc., duplicando cada vez, y sumaba cuatro a cada número y dividía por 10, esto producía una aproximación notablemente cercana a los radios del órbitas de los planetas conocidos medidas en unidades astronómicas. Este patrón, ahora conocido como la ley de Titius-Bode, predijo los ejes semi-mayores de los seis planetas de la época (Mercurio, Venus, Tierra, Marte, Júpiter y Saturno) siempre que se permitiera un "espacio" entre las órbitas de Marte y Júpiter. En su nota al pie de página, Titius declaró: "¿Pero debería el Lord Arquitecto haber dejado ese espacio vacío? En absoluto". [9] En 1768, el astrónomo Johann Elert Bode tomó nota de la relación de Titius en su Anleitung zur Kenntniss des gestirnten Himmels (Inglés: Instrucción para el conocimiento de los cielos estrellados) pero no le dio crédito a Titius hasta ediciones posteriores. Se la conoció como "ley de Bode". [10] Cuando William Herschel descubrió Urano en 1781, la órbita del planeta coincidía casi a la perfección con la ley, lo que llevó a los astrónomos a concluir que tenía que haber un planeta entre las órbitas de Marte y Júpiter.

En 1800, el astrónomo Baron Franz Xaver von Zach reclutó a 24 de sus compañeros en un club, la Vereinigte Astronomische Gesellschaft ("Sociedad Astronómica Unida"), que informalmente apodó la "Sociedad Lilienthal" [11] para sus reuniones en Lilienthal, una pequeña ciudad. cerca de Bremen. Decidido a poner en orden el Sistema Solar, el grupo se hizo conocido como "Himmelspolizei" o Policía Celestial. Los miembros notables incluyeron a Herschel, el astrónomo real británico, Nevil Maskelyne, Charles Messier y Heinrich Olbers. [12] La sociedad asignó a cada astrónomo una región de 15 ° del zodíaco para buscar el planeta perdido. [13]

Solo unos meses después, un no miembro de la Policía Celestial confirmó sus expectativas. El 1 de enero de 1801, Giuseppe Piazzi, catedrático de astronomía en la Universidad de Palermo, Sicilia, encontró un pequeño objeto en movimiento en una órbita con exactamente el radio predicho por la ley de Titius-Bode. Lo apodó "Ceres", en honor a la diosa romana de la cosecha y patrona de Sicilia. Piazzi inicialmente creyó que era un cometa, pero su falta de coma sugirió que era un planeta. [12] Quince meses después, Olbers descubrió un segundo objeto en la misma región, Pallas. A diferencia de los otros planetas conocidos, los objetos siguieron siendo puntos de luz incluso con los aumentos más altos del telescopio en lugar de convertirse en discos. Aparte de su rápido movimiento, parecían indistinguibles de las estrellas. En consecuencia, en 1802, William Herschel sugirió que se coloquen en una categoría separada, llamada "asteroides", después del griego asteroeides, que significa "como una estrella". [14] [15] Al completar una serie de observaciones de Ceres y Pallas, concluyó, [16]

Ni la denominación de planetas ni la de cometas pueden atribuirse con propiedad del lenguaje a estas dos estrellas. Se parecen tanto a pequeñas estrellas que apenas se distinguen de ellas. De aquí su apariencia asteroide, si tomo mi nombre, y los llamo Asteroides, reservándome sin embargo la libertad de cambiar ese nombre, si ocurriera otro, más expresivo de su naturaleza.

A pesar de la acuñación de Herschel, durante varias décadas siguió siendo una práctica común referirse a estos objetos como planetas. [8] En 1807, una investigación adicional reveló dos nuevos objetos en la región: 3 Juno y 4 Vesta. [17] La ​​quema de Lilienthal en las guerras napoleónicas puso fin a este primer período de descubrimiento, [17] y sólo en 1845 los astrónomos detectaron otro objeto (5 Astraea). Poco después, se encontraron nuevos objetos a un ritmo acelerado y contarlos entre los planetas se volvió cada vez más engorroso. Finalmente, fueron eliminados de la lista de planetas como sugirió por primera vez Alexander von Humboldt a principios de la década de 1850, y la elección de la nomenclatura de Herschel, "asteroides", gradualmente se volvió de uso común. [8]

El descubrimiento de Neptuno en 1846 llevó al descrédito de la ley de Titius-Bode a los ojos de los científicos, porque su órbita no estaba ni cerca de la posición predicha. Hasta la fecha, no existe una explicación científica para la ley, y el consenso de los astrónomos la considera una coincidencia. [18]

La expresión "cinturón de asteroides" entró en uso a principios de la década de 1850, aunque es difícil precisar quién acuñó el término. El primer uso en inglés parece estar en la traducción de 1850 (por E. C. Otté) de Alexander von Humboldt's Cosmos: [19] "[.] Y la aparición regular, alrededor del 13 de noviembre y el 11 de agosto, de estrellas fugaces, que probablemente forman parte de un cinturón de asteroides que cruzan la órbita terrestre y se mueven con velocidad planetaria". Otras apariciones tempranas ocurren en Robert James Mann Una guía para el conocimiento de los cielos, [20] "Las órbitas de los asteroides se colocan en un amplio cinturón de espacio, que se extiende entre los extremos de [.]". El astrónomo estadounidense Benjamin Peirce parece haber adoptado esa terminología y haber sido uno de sus promotores. [21] A mediados de 1868 se habían localizado cien asteroides, y en 1891 la introducción de la astrofotografía por Max Wolf aceleró aún más la tasa de descubrimiento. [22] Se había encontrado un total de 1.000 asteroides en 1921, [23] 10.000 en 1981, [24] y 100.000 en 2000. [25] Los sistemas modernos de exploración de asteroides ahora utilizan medios automatizados para localizar nuevos planetas menores en cantidades cada vez mayores. .


Nuestro cinturón de asteroides es único, y es por eso que la vida puede ser rara en la Galaxia.

Nuestro cinturón de asteroides, que está situado entre Júpiter y Marte, se ha considerado tradicionalmente como una molestia. De vez en cuando, una de estas rocas se desprende y se dirige directamente a la Tierra, lo que a menudo resulta en un impacto cataclísmico. Pero, irónicamente, como sugiere un nuevo estudio de la Universidad de Colorado, podemos deber nuestra propia existencia a estos trozos de rocas desplazadas. Y según los investigadores, nuestro cinturón de asteroides parece ser único en lo que respecta a estas cosas, lo que puede estar contribuyendo a la escasez de vida en la galaxia.

Los astrónomos y astrobiólogos están llegando a ver cada vez más los cinturones de asteroides como un componente importante para la composición del sistema solar, la formación de planetas y el surgimiento de la vida.

A pesar del caos astronómico producido por los eventos de impacto, los asteroides entregaron agua, compuestos orgánicos y elementos pesados ​​a la Tierra, todos los cuales son cruciales para el surgimiento de la vida. También fueron probablemente responsables de la formación de nuestra luna (que sabemos que es crucial para la estabilidad estacional), e incluso de la introducción de la vida misma (a través de la panspermia). Además, en virtud de su capacidad para causar extinciones masivas, los asteroides pueden haber contribuido a fases periódicas cruciales en la evolución de la vida compleja: el reinicio de la vida de manera que la inteligencia tuviera la oportunidad de comenzar (a lo que el biólogo Stephen J. Gould se refirió como 'equilibrio puntuado & # x27 fases).

Y según los investigadores Rebecca Martin (Universidad de Colorado) y Mario Livio (Instituto de Ciencias del Telescopio Espacial en Baltimore, Maryland), no todos los sistemas solares tienen un cinturón de asteroides como el nuestro, y ni mucho menos. De hecho, solo el 4% de todos los sistemas solares observados tienen un cinturón de asteroides que se encuentra más allá de la llamada & quotsnow line & quot, un punto de demarcación celeste que divide el sistema solar interior de las regiones periféricas más frías donde los materiales volátiles como el hielo de agua están lo suficientemente lejos. del sol para permanecer intacto.

La razón por la que nuestro cinturón de asteroides reside más allá de la línea de nieve no es ningún misterio: Júpiter. Y como muchos astrónomos están descubriendo ahora, la mayoría de los sistemas solares tienen un planeta gigante que reside bien dentro de la línea de nieve, lo que puede explicar la rareza de los cinturones de asteroides como el nuestro.

Poco después de formarse a partir del disco protoplanetario primordial del sol, la tremenda gravedad del gigante gaseoso habría impedido que los materiales cercanos dentro de su órbita se fusionaran y se convirtieran en un planeta. En cambio, Júpiter hizo que estos materiales colisionen y se rompan, creando rocas fragmentadas que se asentaron en lo que finalmente se convirtió en el cinturón de asteroides.

Pero no solo eso, la presencia de Júpiter fue, debido a su tamaño, órbita y tiempo de formación, crucial para la composición del cinturón de asteroides en sí, una estructura que contiene millones de rocas, metales y trozos de hielo. Su órbita es tal que solo perturba suavemente el cinturón de asteroides. Esto es importante porque si se aventurara demasiado cerca, o incluso a través del cinturón de asteroides, los habría dispersado (sin asteroides, sin vida en planetas en la zona habitable, por contradictorio que parezca). De manera similar, si estuviera demasiado lejos, el cinturón de asteroides habría permanecido masivo y denso, lo que habría resultado en demasiados eventos de impacto (lo que dificultaría, si no imposible, la evolución).

Y lo que es fascinante sobre el análisis de Martin y Livio es su sugerencia de que cada sistema solar tiene un cinturón de asteroides en aproximadamente la misma ubicación exacta más allá de la línea de nieve. Sin embargo, lo que varía es si un sistema solar tiene o no un gigante gaseoso para moldear su composición. Los científicos teorizan que, debido a Júpiter, nuestro cinturón de asteroides tiene un 1% del tamaño de su masa original, una especie de figura de Ricitos de Oro que puede ser un factor clave para que la vida emerja y prospere en el sistema solar.

En consecuencia, los investigadores sugieren que los astrobiólogos deberían concentrar sus búsquedas en aquellos sistemas solares donde reside un planeta gigante fuera de la línea de nieve.

Puede leer el estudio completo en Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society.


Masa del cinturón principal de asteroides

Se ha estimado que la masa total del Cinturón Principal de Asteroides puede sumar menos de 1/1000 de la masa de la Tierra. De hecho, si todos los asteroides del tamaño de un metro o una yarda o menos se combinaran, el objeto resultante mediría menos de 1300 a 1500 km (810 a 930 millas) de ancho, que es menos de un tercio a uno. la mitad del diámetro de la Luna de la Tierra. El cinturón principal de asteroides es solo un pequeño remanente del material que alguna vez residió en la región entre Marte y Júpiter, pero que alguna vez pudo haber contenido entre dos y diez masas terrestres de material. Sin embargo, los vientos solares de tipo T-Tauri de un Sol muy joven, las perturbaciones gravitacionales de Júpiter que se desarrollan cerca, y las interacciones dinámicas con otros grandes planetesimales y protoplanetas durante los primeros 100 millones de años, y la continua molienda de colisiones durante los siguientes 4.500 millones de años después del La formación de los planetas, interfirió con la formación de un único planeta sustancial y provocó que la mayor parte de la masa se perdiera en el resto del Sistema Solar y el espacio interestelar.


Astrónomos encuentran el primer asteroide rico en carbono en el cinturón de Kuiper: 2004 EW95

Un equipo internacional de astrónomos ha descubierto que un pequeño objeto del Cinturón de Kuiper llamado 2004 EW95 es un asteroide carbonoso (rico en carbono), el primero de su tipo en ser confirmado en el Cinturón de Kuiper, una región distante de escombros helados que se extiende mucho más allá de la órbita de Neptuno.

La impresión de este artista muestra 2004 EW95, el primer asteroide rico en carbono que se confirmó que existía en el Cinturón de Kuiper y una reliquia del Sistema Solar primordial. 2004 EW95 probablemente se formó en el cinturón de asteroides principal y ha sido arrojado miles de millones de millas desde su origen hasta su hogar actual en el cinturón de Kuiper. Crédito de la imagen: M. Kornmesser / ESO.

Los modelos de la evolución dinámica del Sistema Solar predicen que después de que se formaron los planetas gigantes gaseosos, arrasaron el sistema, expulsando pequeños cuerpos rocosos del sistema interno a órbitas lejanas a grandes distancias del Sol.

En particular, estos modelos sugieren que el Cinturón de Kuiper debería contener una pequeña fracción de cuerpos rocosos del interior del Sistema Solar, como los asteroides carbonosos.

La naturaleza peculiar del asteroide carbonoso 2004 EW95 salió a la luz por primera vez durante las observaciones de rutina con el Telescopio Espacial Hubble de la NASA / ESA realizadas por el astrónomo Dr. Wesley Fraser de la Universidad Queen de Belfast.

El espectro de reflectancia del asteroide & # 8212 el patrón específico de las longitudes de onda de la luz reflejada por un objeto & # 8212 era diferente al de los pequeños objetos similares del Cinturón de Kuiper, que normalmente tienen espectros poco interesantes y sin rasgos que revelan poca información sobre su composición.

“El espectro de reflectancia de 2004 EW95 era claramente distinto de los otros objetos externos observados del Sistema Solar. Parecía lo suficientemente raro como para que lo viéramos más de cerca ”, dijo Tom Seccull, un estudiante de investigación de posgrado en la Queen's University de Belfast.

El Dr. Fraser, Seccull y sus colegas observaron el 2004 EW95 con los instrumentos X-Shooter y FORS2 en el Very Large Telescope (VLT) de ESO.

La sensibilidad de estos espectrógrafos permitió al equipo obtener medidas más detalladas del patrón de luz reflejada por el asteroide y así inferir su composición.

Sin embargo, incluso con la impresionante capacidad de captación de luz del VLT, el 2004 EW95 seguía siendo difícil de observar.

Aunque el objeto tiene 186 millas (300 km) de ancho, actualmente se encuentra a una colosal 2,5 mil millones de millas (4 mil millones de kilómetros) de la Tierra, lo que hace que la recopilación de datos de su oscura superficie rica en carbono sea un desafío científico exigente.

“Es como observar una montaña gigante de carbón contra el lienzo negro como el carbón del cielo nocturno”, dijo el Dr. Thomas Puzia, miembro del equipo, de la Pontificia Universidad Católica de Chile.

“No solo se está moviendo la EW95 2004, también es muy débil. Tuvimos que utilizar una técnica de procesamiento de datos bastante avanzada para obtener la mayor cantidad de datos posible ”, dijo Seccull.

Dos características de los espectros del objeto eran particularmente llamativas y correspondían a la presencia de óxidos férricos y filosilicatos.

La presencia de estos materiales nunca antes se había confirmado en un objeto del Cinturón de Kuiper, y sugieren fuertemente que 2004 EW95 se formó en el interior del Sistema Solar.

"Dada la morada actual de 2004 EW95 en los confines exteriores helados del Sistema Solar, esto implica que ha sido arrojado a su órbita actual por un planeta migratorio en los primeros días del Sistema Solar", dijo Seccull.

Un artículo que informa sobre este descubrimiento se publica en el Cartas de revistas astrofísicas (preimpresión de arXiv.org).

Tom Seccull et al. 2018. 2004 EW95: Un asteroide carbonoso con filosilicato en el cinturón de Kuiper. ApJL 855, L26 doi: 10.3847 / 2041-8213 / aab3dc


Familias y grupos [editar | editar fuente]

Este gráfico de inclinación orbital (Ipag) versus excentricidad (mipag) para los asteroides numerados del cinturón principal muestra claramente agrupaciones que representan 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. & # 9174 & # 93

Aproximadamente un tercio de los asteroides en el cinturón de asteroides son miembros de una familia de asteroides. Estos comparten elementos orbitales similares, como semi-eje mayor, excentricidad e inclinación orbital, así como características espectrales similares, todas las cuales indican un origen común en la ruptura de un cuerpo más grande. Las pantallas gráficas de estos elementos, para miembros del cinturón de asteroides, muestran concentraciones que indican la presencia de una familia de asteroides. Hay alrededor de 20 a 30 asociaciones que son casi con certeza familias de asteroides. Se han encontrado agrupaciones adicionales que son menos seguras. Las familias de asteroides se pueden confirmar cuando los miembros muestran características espectrales comunes. & # 9175 & # 93 Las asociaciones más pequeñas de asteroides se denominan grupos o cúmulos.

Algunas de las familias más prominentes en el cinturón de asteroides (en orden creciente de ejes semi-principales) son las familias Flora, Eunoma, Koronis, Eos y Themis. & # 9155 & # 93 La familia Flora, una de las más grandes con más de 800 miembros conocidos, puede haberse formado a partir de una colisión hace menos de mil millones de años. & # 9176 & # 93 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 de formación de cráteres en Vesta. Asimismo, los meteoritos HED también pueden haberse originado en Vesta como resultado de esta colisión. & # 9177 & # 93

Se han encontrado tres bandas prominentes de polvo dentro del cinturón de asteroides. Estos tienen inclinaciones orbitales similares a las familias de asteroides Eos, Koronis y Themis, por lo que posiblemente estén asociados con esos grupos. & # 9178 & # 93

Periferia [editar | editar fuente]

Bordeando el borde interior del cinturón (que varía entre 1,78 y 2,0 AU, con un eje semi-mayor medio de 1,9 & # 160AU) se encuentra la familia de planetas menores de Hungría. Llevan el nombre del miembro principal, 434 Hungaria, el grupo contiene al menos 52 asteroides con nombre. El grupo de Hungaria está separado del cuerpo principal por la brecha de Kirkwood 4: 1 y sus órbitas tienen una alta inclinación. Algunos miembros pertenecen a la categoría de asteroides que cruzan Marte, y es probable que las perturbaciones gravitacionales de Marte sean un factor en la reducción de la población total de este grupo. & # 9179 & # 93

Otro grupo de alta inclinación en la parte interior del cinturón de asteroides es la familia Phocaea. Estos están compuestos principalmente por asteroides de tipo S, mientras que la familia vecina de Hungaria incluye algunos tipos de E. & # 9180 & # 93 La familia Phocaea orbita entre 2,25 y 2,5 AU del Sol.

Bordeando el borde exterior del cinturón de asteroides está el grupo Cybele, orbitando entre 3.3 y 3.5 & # 160AU. Estos tienen una resonancia orbital de 7: 4 con Júpiter. La familia Hilda orbita entre 3.5 y 4.2 & # 160AU, y tiene órbitas relativamente circulares y una resonancia orbital estable de 3: 2 con Júpiter. Hay pocos asteroides más allá de 4.2 & # 160AU, hasta la órbita de Júpiter. Aquí se pueden encontrar las dos familias de asteroides troyanos, que, al menos para objetos de más de 1 & # 160 km, son aproximadamente tan numerosos como los asteroides del cinturón de asteroides. & # 9181 & # 93

Nuevas familias [editar | editar fuente]

Algunas familias de asteroides se han formado recientemente, en términos astronómicos. El Cúmulo Karin aparentemente se formó hace unos 5,7 millones de años a partir de una colisión con un asteroide progenitor de 33 y 160 km de radio. & # 9182 & # 93 La familia Veritas se formó hace unos 8,3 millones de años. La evidencia incluye polvo interplanetario recuperado de sedimentos oceánicos. & # 9183 & # 93

Más recientemente, el cúmulo de Datura parece haberse formado hace unos 450 mil años a partir de una colisión con un asteroide del cinturón principal. La estimación de la edad se basa en la probabilidad de que los miembros tengan sus órbitas actuales, más que en cualquier evidencia física. Sin embargo, este grupo puede haber sido una fuente de material de polvo zodiacal. & # 9184 & # 93 Otras formaciones de cúmulos recientes, como el cúmulo de Iannini (hacia Hace 1 a 5 millones de años), puede haber proporcionado fuentes adicionales de este polvo de asteroide. & # 9185 & # 93


Asteroides metálicos raros podrían haber hecho erupción de hierro fundido

Este diagrama muestra un fenómeno teórico llamado ferrovolcanismo, donde los asteroides ricos en metales hacen erupción de hierro fundido. El ferrovolcanismo puede producirse cuando las bolsas de aleación fundida suben a la superficie y podrían explicar la formación de meteoritos llamados pallasitas. Una próxima misión espacial de la NASA al asteroide Psyche puede permitir a los científicos confirmar su teoría. (James Tuttle Keane (Caltech), Alexandria Johnson (Universidad Purdue) Descargar imagen

WEST LAFAYETTE, Ind. & # 8211 & # 160 El asteroide metálico Psyche ha desconcertado a los científicos porque es menos denso de lo que debería ser, dada su composición de hierro y níquel. Ahora, una nueva teoría podría explicar la baja densidad y la superficie metálica de Psyche.

A diferencia de la mayoría de los asteroides, Psyche parece estar compuesto principalmente de hierro y níquel en lugar de escombros rocosos. Se cree que los asteroides ricos en metales se formaron cuando los planetesimales primordiales chocaron, despojando gran parte del material externo y dejando atrás los núcleos metálicos internos, que luego se enfriaron y solidificaron de afuera hacia adentro. Durante este proceso de enfriamiento, una aleación de bolsas derretidas residuales de hierro, níquel y elementos más ligeros como el azufre, podrían haber fluido a la superficie a través de grietas llenas de líquido llamadas diques, cubriendo una capa rocosa superior.

& # 8220 Nos referimos a estos procesos colectivamente como & # 8216ferrovolcanismo & # 8217 & # 8221, dijo Brandon C. Johnson, profesor asociado de ciencias terrestres, atmosféricas y planetarias en la Universidad de Purdue.

La teoría se detalla en un artículo de investigación que aparece en la revista Nature Astronomy el lunes (16 de septiembre). El artículo fue coautor de Johnson Michael M. Sori, científico asociado del Laboratorio Lunar y Planetario de la Universidad de Arizona y Alexander J. Evans, profesor asistente de ciencias terrestres, ambientales y planetarias en la Universidad de Brown.

Se cree que los meteoritos llamados pallasitas son una mezcla de material del núcleo y del manto, posiblemente mezclados por ferrovolcanismo. Las bolsas de metal líquido, mezcladas con azufre, son menos densas que el material sólido circundante, lo que produce un & # 8220 exceso de presión & # 8221, posiblemente provocando la propagación de diques y permitiendo que se produzca el ferrovolcanismo.

Los investigadores determinaron qué tan lejos tendrían que propagarse estos diques para hacer posible el vulcanismo.

& # 8220 Nuestros cálculos sugieren que las erupciones ferrovolcánicas pueden ser posibles para cuerpos pequeños ricos en metales, especialmente para masas fundidas ricas en azufre y cuerpos con mantos más delgados que unos 35 kilómetros o cuerpos donde el manto ha sido adelgazado localmente por grandes cráteres de impacto, & # 8221 Johnson dijo.

Una próxima misión espacial de la NASA a Psyche ayudará a los científicos a probar esta teoría. Las erupciones ferrovolcánicas podrían explicar la baja densidad de Psyche, que existe a pesar del radar y otras pruebas científicas de una composición de superficie metálica. Psyche, el asteroide metálico más grande conocido en el sistema solar, se encuentra en el cinturón de asteroides entre Marte y Júpiter. Se estima que su densidad es solo la mitad de la de un meteorito de hierro.

Los investigadores teorizan que el asteroide podría constar de dos capas, donde un núcleo de metal está rodeado por un manto de material rocoso de menor densidad.

& # 8220 El ferrovolcanismo puede haber transportado material del núcleo a la superficie, provocando la detección de metales por radar, & # 8221 Johnson.

La investigación está en curso, y el trabajo futuro aprovechará modelos más sofisticados para estudiar cómo podría ocurrir el ferrovolcanismo y posiblemente probar la evolución de Psyche & # 8217.

Ninguna nave espacial ha visitado todavía un asteroide metálico, y el concepto de ferrovolcanismo se basa en modelos matemáticos. La NASA planea lanzar la sonda espacial en 2022. La misión podría permitir a los científicos confirmar la teoría y responder preguntas sobre el papel de los asteroides metálicos en la evolución del sistema solar. & # 160

Escritor: Emil Venere & # 160 & # 160

Contacto con los medios: Jim Bush, 754-494-2077, [email protected]   

Fuente: Brandon Johnson, [email protected] 

Nota para los periodistas: & # 160 Una copia del documento está disponible poniéndose en contacto con Steve Tally al 765-494-9809, & # 160 [email protected]

Ferrovolcanismo sobre los mundos metálicos y el origen de las pallasitas       

Brandon C. Johnson 1, Michael M. Sori 2, Alexander J. Evans 3 2

& # 160 1 Departamento de Ciencias de la Tierra, Atmosféricas y Planetarias, Universidad Purdue, West Lafayette, IN, EE. UU. 2 Laboratorio Lunar y Planetario, Universidad de Arizona, Tucson, AZ, EE. UU. & # 160 3 Departamento de Ciencias de la Tierra, Ambientales y Planetarias, Universidad Brown, Providence, RI, 7 EE. UU.   

A medida que los planetesimales diferenciados se enfrían, sus núcleos pueden solidificarse de afuera hacia adentro, como lo demuestran las mediciones paleomagnéticas y las estimaciones de la velocidad de enfriamiento de los meteoritos de hierro. Los detalles de la solidificación de afuera hacia adentro y el destino de la masa fundida del núcleo residual son poco conocidos. Para un núcleo compuesto principalmente de hierro y níquel aleados con elementos constituyentes más ligeros como azufre, este crecimiento interno del núcleo probablemente se lograría mediante el crecimiento de dendritas sólidas de hierro y níquel4. El crecimiento de las dendritas de hierro-níquel da como resultado bolsas interconectadas de fusión residual que se enriquecen progresivamente en azufre hasta una composición eutéctica de 31% en peso de azufre a medida que el hierro-níquel continúa solidificándose. Aquí mostramos que las regiones de fusión de hierro-níquel enriquecido con azufre residual en el núcleo alcanzan presiones en exceso suficientes para propagarse a través de diques en el manto. Por lo tanto, el material del núcleo se inmiscuirá en el manto rocoso suprayacente o posiblemente incluso hará erupción en la superficie planetesimal. Nos referimos a estos procesos colectivamente como ferrovolcanismo. Nuestros cálculos muestran que las erupciones superficiales ferrovolcánicas son más probables en cuerpos con mantos de menos de 50 km de espesor. Demostramos que el ferromagmatismo intrusivo puede producir pallasitas, una clase enigmática de meteoritos compuestos de cristales de olivino arrastrados en una matriz de metal de hierro-níquel. muestra evidencia de una composición de superficie metálica.


Otras lecturas

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El cinturón de asteroides principal del sistema solar

En términos generales, el cinturón de asteroides se define como la región relativamente densamente poblada aproximadamente entre las órbitas de los planetas Marte y Júpiter. También conocido como el cinturón de asteroides principales para diferenciarlo de otras poblaciones de asteroides conocidas en el sistema solar, como los asteroides cercanos a la Tierra y los troyanos, el área está poblada por millones de objetos de formas extrañas a menudo denominados "planetas menores". , o "proto-planetas" en el caso de los objetos más grandes, Ceres, Vesta, Pallas e Hygiea.

Aproximadamente el 50% de la masa total del cinturón de asteroides, que representa solo el 4% de la de la Luna, se explica por estos cuatro objetos más grandes, con Ceres con un diámetro de 950 km, y los otros tres Vesta, Pallas e Hygiea. teniendo diámetros de menos de 650kms cada uno. El resto de la masa es absorbida por cuerpos que se hacen progresivamente más pequeños, con un porcentaje significativo no mayor que los granos de polvo.

To put this in some sort of perspective, the area is so thinly populated that despite its vast extent several space craft had crossed it without even running into a dust particle, much less a rock several kms in diameter. However, collisions between larger objects are known to occur since many collisional families have been identified in which the members have identical chemical compositions and closely matching orbits.

Classification of asteroids is done by virtue of their spectra, and three main groups have emerged C-type objects, which are predominantly carbonaceous, S-type objects that are mainly composed of silicates, and M-type bodies that are rich in various metals.

History of the Asteroid Belt

Much of the history of the asteroid belt involves the now discredited Titius-Bode Law, which was a “law” that supposedly could predict the orbital positions of all the known planets. In short, it involved a numerical series starting at 0, and then the numbers 3,6,12,24, etc., doubling each time. To arrive at a solution however, the investigator had to add four to each element, and then divide it by ten, which with the aid of some more mathematical gymnastics, yielded a figure that proved to be remarkably close to the orbits of the then-known planets in Astronomical Units (AU).

However, this method only proved effective when the investigator allowed for the gap between Mars and Jupiter and in efforts to resolve this difficulty, the German astronomer, Baron Franz Xaver von Zach formed the “United Astronomical Society” in 1800. This informal gathering had some notable members however, and among them were Heinrich Olbers, Charles Messier, William Herschel, and even the then Astronomer Royal, Nevil Maskelyne.

The object of the Society was to look for a planet in the position the Titius-Bode Law said it must be, and to this end, each member of the group was assigned a 150 section of the sky as his own hunting ground. However, it fell to a non-member of the group, who had by then become known as the “Celestial Police”, to make the first discovery.

This person was the Chair of Astronomy at the prestigious University of Palermo, one Giuseppe Piazzi, who in 1881 found a tiny, fast moving object at exactly the position predicted by the Titius-Bode Law, an object he promptly named after the Roman harvest goddess, Ceres. Piazzi first concluded that the object was cometary in nature, but subsequent observations revealed a lack of a coma, which suggested that the object was rather a planet, or even a star.

Nevertheless, in March of 1882, Heinrich Olbers discovered a second body in the same area, and not to be outdone, he promptly named it Pallas. However, even under the highest magnifications neither Ceres or Pallas could be resolved into planetary discs like the other planets, and despite their rapid movement across the sky the two objects appeared to be stars, a circumstance that prompted William Herschel to propose a unique category for the two objects in 1882- “asteroids”, after the Greek word “asteroeides”, which means “ star-like”, or in some interpretations, “similar to stars”. Herschel was known as a meticulous observer, and once he had completed a long series of observations of the two bodies he wrote the following statement:

“Neither the appellation of planets, nor that of comets, can with any propriety of language be given to these two stars … They resemble small stars so much as hardly to be distinguished from them. From this, their asteroidal appearance, if I take my name, and call them Asteroids reserving for myself however the liberty of changing that name, if another, more expressive of their nature, should occur.”

It is not known who coined the phrase “asteroid belt”, but its first use in the English language occurs in the English translation by E.C. Otté, of Alexander von Humboldt’s seminal work, “Cosmos”. In translation, the following sentence appears: “[…] and the regular appearance, about the 13th of November and the 11th of August, of shooting stars, which probably form part of a belt of asteroids intersecting the Earth’s orbit and moving with planetary velocity”.

Other early references to “asteroid belt” appear in “A Guide to the Knowledge of the Heavens” by Robert James Mann in the following sentence: “The orbits of the asteroids are placed in a wide belt of space, extending between the extremes of […]”.

Nevertheless, by late 1886, a total of 100 asteroids were known, but by 1891 the introduction by Max Wolf of astrophotography had vastly increased the rate of discovery in 1921 there were more than 1,000 known asteroids, by 1981 this had increased to 10,000, and by the year 2000 more than 100,000 asteroids had been cataloged. Modern detection methods employ automated telescopes and CCD devices, which are finding and listing new discoveries at the rate of dozens every day.

Formation of the Asteroid Belt

The conventional view regarding the formation of the asteroid belt holds that the belt formed out of the same primordial material that formed the rest of the solar system. However, instead of forming into proto-planets the extreme tidal effects of both Mars and Jupiter prevented the accretion of matter into viable planets because of the high orbital velocities imparted to them by their combined gravitational effects. In effect, this meant that the resulting collisions between the forming proto-planets were too energetic to allow for accretion, which in turn meant that the proto-planets were broken up faster than they formed.

This resulted in the loss of around 99.9% of the collective mass of the asteroid belt within the first 100 million years or so of the solar system’s evolution, which is thought to be origin of the several thousand fragments that bombarded the inner solar system during the period known as the Great Bombardment that ended about 3 billion years ago.

However, the current state of the asteroid belt is by no means stable- whenever the orbits of asteroids around the Sun enter into a state of resonance with that of Jupiter their orbits are severely disrupted, and at those orbital distances asteroids are swept out of their usual orbits in large numbers to form Kirkwood-gaps, which are similar to those in the rings of Saturn, although these separations, or divisions, are not as pronounced. Below is a plot of the main Kirkwood-gaps in the main asteroid belt.

Composition of Asteroids

Comprising in excess of 75% of the total population, C-Type, or carbonaceous asteroids predominate in the outer reaches of the belt. Having a low reflective index, these objects are generally red in color, and have the same chemical make-up as the material that occurred in the early solar system. However, these objects do not have the lighter elements and volatiles present due to the effects of solar radiation.

S-Type, or asteroids that are rich in various silicates, mostly occur within a radius of 2.5 AU, and although they are known to contain varying amounts of metals and silicates they do not contain noteworthy amounts of carbonaceous material. This suggests that these objects have been modified, or altered from their primordial state, most likely through the action of extreme heat. Having relatively high reflective indices, this type of asteroid accounts for roughly 17% of the collective asteroid population.

M-Type, or metal rich asteroids that account for about 10% of the total population, are concentrated at a distance of roughly 2.7 AU and composed mainly of iron-nickel alloys. However, one notable exception to this rule, 22 Kaliope, does not seem to contain notable amounts of metal at all, which goes some way toward casting doubt on the widely held belief that M-Type asteroids are the result of collisions between large, differentiated bodies that broke apart as the result of colliding with each other. It thus seems likely that the M-type asteroids are a group that does not fit the pattern of either the C-, or S-Type asteroids.

The Missing Basalt Asteroids

Given the large diameters of some asteroids, such as Vesta for instance, it would be reasonable to assume that at least a significant percentage of asteroids would contain basalt or olivine as the result of having formed crusts and mantles. However, it turns out that instead of around 50% of all asteroids containing basalt or olivine as expected, there are hardly any, and some estimates put the percentage of “missing” basalt as high as 99%.

Up to 2001, it was thought that all of the basalt observed in the asteroid belt originated from Vesta, hence the designation” V-Type” asteroids, but the discovery of 1459 Magnya revealed a type of basalt that differed from that found on Vesta, which means that 1459 Magnya must have formed independently of Vesta and under different circumstances. To confuse matters further, two more basaltic asteroids, 7472 Kumakiri, and (10537) 1991 RY16, were discovered in the outer reaches of the belt that proved to contain basalt that could not have formed on Vesta. To date, these are the only two basaltic asteroids ever discovered in the outer belt, and the mystery of the missing basalt remains unresolved.


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