Los asteroides y los cometas son los restos de la sustancia a partir de la cual se formaron los grandes planetas hace 4.500 millones de años.

El primer asteroide, Ceres, fue descubierto en 1801; desde entonces se buscan constantemente y periódicamente se descubren nuevos; a finales del siglo XX. el número de asteroides con órbitas conocidas se ha acercado a los 10.000.

ÓRBITAS

La abrumadora mayoría de los asteroides habitan en el cinturón de asteroides, que se encuentra más allá de la órbita de Marte y forma un toro, cuya densidad disminuye más allá de la distancia del Sol 3,2 unidades astronómicas (AU), en el que el período orbital es la mitad del período de Júpiter. A algunas distancias, donde el período orbital está en una relación simple con el período de Júpiter, casi no hay asteroides: su movimiento allí es inestable debido a las perturbaciones regulares causadas por Júpiter. Estas áreas se denominan ventanas o trampillas de Kirkwood. Por lo general, las órbitas de los asteroides son moderadamente alargadas e inclinadas hacia el plano de la eclíptica. Por la similitud de sus órbitas, la mayoría de los asteroides pertenecen a dos docenas de familias, cuyo origen probablemente esté asociado con la colisión y el aplastamiento de grandes asteroides primitivos.

Más allá de 3,2 AU también se encuentran asteroides. Algunos de ellos forman parte del grupo troyano y se mueven exactamente en la órbita de Júpiter en dos "bandadas": una 60 ° por delante del movimiento del planeta y la otra 60 ° por detrás. Se desconoce el número exacto de estos asteroides porque son muy oscuros y distantes de la Tierra y el Sol; hasta ahora, pocos de ellos están abiertos.

Los pequeños asteroides solo se pueden ver cerca de la Tierra. Aproximadamente 2000 de ellos, de más de 1 km de tamaño, atraviesan regularmente la órbita de la Tierra. En el pasado, sus gustos ciertamente han golpeado la Tierra. Por ejemplo, se sospecha que la caída de un asteroide de 10 kilómetros a la Tierra provocó hace 65 millones de años una catástrofe que acabó con la extinción de más de la mitad de las especies biológicas, incluidos los dinosaurios. Los asteroides que vuelan más allá de la Tierra son fragmentos de asteroides más grandes que habitan en el cinturón principal o núcleos de cometas después de que el hielo se haya evaporado por completo de su superficie. El movimiento de los asteroides a lo largo de trayectorias que cruzan las órbitas de los planetas no puede durar mucho: durante un período de aproximadamente 10-100 millones de años, experimentarán un acercamiento al planeta, como resultado de lo cual caerán sobre su superficie o el Sol, o serán arrojados a la periferia del Sistema Solar.

COMPOSICIÓN Y ESTRUCTURA

Investigación óptica.

Dado que los asteroides son muy pequeños y están lejos de la Tierra, los grandes telescopios solo pueden medir la variabilidad de la luz solar reflejada y sus características espectrales. Para aproximadamente 2000 asteroides, se midieron las propiedades ópticas de la superficie y el período de rotación alrededor del eje, y se estimaron el tamaño y la forma. El mayor de los asteroides Ceres tiene un diámetro de poco menos de 1000 km, varias docenas tienen un diámetro de más de 100 km, los tamaños del resto se encuentran en una amplia gama, probablemente hasta el tamaño de meteoritos. Recientemente, se han creado telescopios automatizados para la búsqueda continua de asteroides, lo que permitirá a principios del siglo XXI. detectar todos los asteroides de más de 1 km de diámetro.

Según las características espectrales de la luz reflejada, los asteroides se combinan en varios tipos cercanos a los tipos de meteoritos, lo que no es de extrañar, ya que el origen de casi todos los meteoritos está asociado a asteroides (a excepción de unos pocos que llegaron desde la Luna y Marte). Sin embargo, no hay asteroides como las condritas ordinarias, los meteoritos más numerosos, cercanos en composición a los planetas terrestres. La razón probable de esto es que, bajo la influencia de la radiación solar y el bombardeo de micrometeoritos, la superficie de los asteroides, que son similares en estructura y composición a las condritas ordinarias, cambió de color y se convirtió en una superficie del tipo S, cuyo espectro contiene bandas de absorción de minerales de silicato olivino y piroxeno.

Investigación de radar.

Las mediciones de radar son muy útiles para determinar las órbitas de los asteroides y su naturaleza física. Por ejemplo, mostraron que los pequeños asteroides que se acercan a la Tierra son a veces objetos binarios (o más complejos), lo que explica la existencia de cráteres dobles en Marte, la Tierra y otros grandes cuerpos celestes. Dado que los metales son particularmente buenos para reflejar las ondas de radio, se detectaron varios asteroides de composición de hierro y níquel con la ayuda de radares.

Investigación utilizando naves espaciales.

El vehículo interplanetario estadounidense "Galileo", enviado a Júpiter, voló cerca de dos asteroides del tipo S, recibió sus imágenes detalladas y datos de superficie. El 29 de octubre de 1991, se acercó al asteroide 951 Gaspra y descubrió que se trataba de un cuerpo de forma irregular de 1912 km de tamaño con una superficie muy llena de cráteres y dentada. Habiendo volado el 28 de agosto de 1993 por el asteroide 243 Ida, de 58ґ23 km de tamaño, el dispositivo descubrió un pequeño satélite llamado Dactyl. Esta es la primera vez que se descubre un satélite cerca de un asteroide.

Habiendo determinado la órbita de Dactyl, los astrónomos pudieron, sobre la base de la tercera ley de Kepler, calcular la masa de Ida y su densidad promedio, que resultó ser mucho menor que la de los meteoritos de hierro y piedra, que se consideran análogos de los asteroides del tipo S, e incluso menos que el de las rocas convencionales. El color de diferentes áreas de Ida se correlaciona con su edad relativa (cuanto más vieja es la superficie, más roja es); esto indica que Ida puede tener una composición condrítica, pero como resultado de la erosión su superficie se volvió roja y se volvió similar a los asteroides del tipo S... Los dactilos y las eyecciones de cráteres jóvenes en Ida son más similares en color a las condritas ordinarias que la antigua superficie de Ida.

Otros asteroides no se parecen en nada a las condritas ordinarias. Por ejemplo, 4 Vesta está cubierto con rocas de basalto, es decir, lava solidificada; esto significa que en su evolución hubo una era de calentamiento, fusión y diferenciación de la materia (la era de la formación del núcleo). Muchos pequeños asteroides basálticos se mueven a lo largo de la órbita de Vesta; probablemente fueron arrojados por ella como resultado de un fuerte golpe. Los meteoritos de hierro, hierro-piedra y dunita representan el interior de un cuerpo celeste fundido y diferenciado, similar a Vesta, pero completamente destruido por numerosos impactos.

La mayoría de los asteroides giran rápidamente, con un período de varias horas. Para algunos, los períodos de rotación se miden en semanas, lo que probablemente se deba a la rara combinación de impactos recíprocos. Explore uno de los misteriosos asteroides 253 Matilda que giran lentamente (período de 17 días) con una superficie carbonosa oscura como C tuvo éxito en 1997 con el aparato NEAR (programa Cerca de la Tierra Asteroide Rendezvous, encuentro con un asteroide cercano a la Tierra). Lleva espectrómetros de rayos X y gamma para estudios de superficie. En 1999, esta nave espacial alcanzó el asteroide 433 tipo Eros. S y se convirtió en su compañero.

La mayor parte de los asteroides descubiertos por los científicos (alrededor del 98%) se encuentran entre las órbitas planetarias de Júpiter y Marte. Su distancia de la luminaria varía de 2,06 a 4,30 AU. Es decir, para los períodos de circulación, las fluctuaciones tienen el siguiente rango: 2.9-8.92 años. En el grupo de planetas menores, están aquellos que tienen órbitas únicas. Estos asteroides suelen recibir nombres masculinos. Los más populares son los nombres de los héroes de la mitología griega: Eros, Ícaro, Adonis, Hermes. Estos planetas menores se mueven fuera del cinturón de asteroides. Su distancia de la Tierra fluctúa, los asteroides pueden acercarse a ella a 6 - 23 millones de km. Una aproximación única a la Tierra tuvo lugar en 1937. El pequeño planeta Hermes se acercó a ella en 580 mil km. Esta distancia es 1,5 veces la distancia entre la Luna y la Tierra.

El asteroide más brillante conocido es Vesta (unos 6 m). Una gran masa de planetas menores tiene un brillo intenso durante el período de oposición (7m - 16m).

El cálculo de los diámetros de los asteroides se realiza sobre la base del brillo, la capacidad de reflejar los rayos visibles e infrarrojos.
De 3,5 mil listas, solo 14 asteroides tienen un tamaño transversal superior a 250 km. El resto son mucho más modestos, incluso hay asteroides con un diámetro de 0,7 km. Los asteroides más grandes conocidos - Ceres, Pallas, Vesta e Hygia (1000 a 450 km). Los asteroides pequeños no tienen forma de esferoide, son más similares a las rocas sin forma.

Las masas de asteroides también fluctúan. La masa más grande se determina para Ceres, es 4000 veces más pequeña que el tamaño del planeta Tierra. La masa de todos los asteroides también es menor que la masa de nuestro planeta y es una milésima parte de ella.
Todos los planetas pequeños no tienen atmósfera. Algunos de ellos tienen rotación axial, que se establece mediante cambios de brillo registrados regularmente. Entonces, Pallas tiene un período de rotación de 7,9 horas, e Ícaro gira en solo 2 horas y 16 minutos.

Según la reflectividad de los asteroides, se combinaron en 3 grupos: metálico, claro y oscuro. Este último grupo incluye asteroides cuya superficie es capaz de reflejar no más del 5% de la luz incidente del Sol. Su superficie está formada por rocas similares al basalto carbonoso y negro. Es por eso que los asteroides oscuros se denominan carbonosos.

La mayor reflectividad de los asteroides ligeros (10-25%). Estos cuerpos celestes tienen una superficie similar a los compuestos de silicio. Se llaman asteroides de piedra. Los asteroides metálicos son los menos comunes. Son similares a la luz, la superficie de estos cuerpos recuerda más a las aleaciones de hierro y níquel.

La exactitud de esta clasificación está confirmada por la composición química de los meteoritos que caen a la superficie de la Tierra. Se distingue un grupo insignificante de asteroides, que no pueden clasificarse según este criterio. El porcentaje de los 3 grupos de asteroides dados es el siguiente: oscuro (tipo C) - 75%, claro (tipo S) - 15% y 10% metálico (tipo M).

La reflectividad mínima de los asteroides es del 3-4% y la máxima alcanza el 40% de la cantidad total de luz incidente. Los asteroides pequeños giran más rápidamente, tienen formas muy diversas. Presumiblemente, están compuestos del material que formó el sistema solar. Esta suposición se ve confirmada por el cambio en el tipo dominante de asteroides pertenecientes al cinturón de asteroides con la distancia al Sol.
En su movimiento, los asteroides chocan inevitablemente entre sí, dispersándose al mismo tiempo en pequeñas partes.

La presión dentro de los asteroides no es muy grande, por lo que no se calientan. Su superficie puede calentarse ligeramente bajo la influencia de la luz solar, pero este calor no se retiene y va al espacio. Estimado indicadores de temperatura de la superficie del asteroide rango de -120 ° C a -100 ° C. Un aumento significativo de la temperatura, por ejemplo, hasta +730 ° C (Ícaro), se puede registrar solo en los momentos de aproximación al Sol. Después de quitarle el asteroide, se produce un enfriamiento brusco.

- Son objetos de piedra y metal que giran alrededor, pero de tamaño demasiado pequeño para ser considerados planetas.
Los asteroides varían en tamaño desde Ceres, que tiene unos 1000 km de diámetro, hasta el tamaño de rocas ordinarias. Dieciséis asteroides conocidos tienen un diámetro de 240 km o más. Su órbita es elíptica, cruza la órbita y llega a la órbita. La mayoría de los asteroides, sin embargo, están contenidos en el cinturón principal, que se encuentra entre las órbitas y. Algunos tienen órbitas que se cruzan con la Tierra y algunos incluso han chocado con la Tierra en el pasado.
Un ejemplo es el cráter del meteorito Barringer cerca de Winslow, Arizona.

Los asteroides son materiales que quedaron de la formación del sistema solar. Una teoría sugiere que son los restos de un planeta que fue destruido en la colisión hace mucho tiempo. Lo más probable es que los asteroides sean materiales que no podrían formarse en un planeta. De hecho, si la masa total estimada de todos los asteroides se reuniera en un solo objeto, el objeto tendría menos de 1.500 kilómetros de diámetro, menos de la mitad del diámetro de nuestra Luna.

Gran parte de nuestra comprensión de los asteroides proviene del estudio de fragmentos de desechos espaciales que aterrizan en la superficie de la Tierra. Los asteroides que están en camino de impactar la Tierra se llaman meteoros. Cuando un meteoro entra en la atmósfera a gran velocidad, la fricción lo calienta a altas temperaturas y se quema en la atmósfera. Si el meteoro no se quema por completo, lo que queda cae sobre la superficie de la Tierra y se llama meteorito.

Al menos el 92,8 por ciento de los meteoritos están compuestos de silicato (roca), y el 5,7 por ciento están compuestos de hierro y níquel, y el resto es una mezcla de estos tres materiales. Los meteoritos de piedra son los más difíciles de encontrar porque son muy similares a las rocas terrestres.

Dado que los asteroides son material del primer sistema solar, los científicos están interesados \u200b\u200ben estudiar su composición. La nave espacial que sobrevoló el cinturón de asteroides descubrió que el cinturón estaba lo suficientemente descargado y los asteroides estaban separados por grandes distancias.

En octubre de 1991, la nave espacial Galileo se acercó al asteroide 951 Gaspra y transmitió una imagen de alta precisión de la Tierra por primera vez en la historia. En agosto de 1993, la nave espacial de Galileo tuvo un encuentro cercano con el asteroide 243 Ida. Fue el segundo asteroide visitado por una nave espacial. Tanto Gaspra como Ida se clasifican como asteroides de tipo S y están compuestos de silicatos ricos en metales.

El 27 de junio de 1997, la nave espacial NEAR pasó cerca del asteroide 253 Matilda. Esto permitió por primera vez transmitir a la Tierra una vista general de un asteroide rico en carbono perteneciente a los asteroides de tipo C.

Nathan Eismont,
doctorado en Física y Matemáticas, Investigador principal (Instituto de Investigación Espacial RAS)
Anton Ledkov,
investigador (Instituto de Investigación Espacial RAS)
"Science and Life" No. 1, 2015, No. 2, 2015

El sistema solar generalmente se percibe como un espacio vacío en el que giran ocho planetas, algunos con sus satélites. Alguien recordará varios planetas menores, a los que recientemente se le atribuyó Plutón, sobre el cinturón de asteroides, sobre meteoritos que a veces caen a la Tierra y cometas que ocasionalmente adornan el cielo. Esta idea es bastante correcta: ninguna de las muchas naves espaciales sufrió una colisión con un asteroide o un cometa; el espacio es bastante espacioso.

Y sin embargo, el enorme volumen del sistema solar no contiene cientos de miles ni decenas de millones, sino cuatrillones (unos con quince ceros) de cuerpos cósmicos de varios tamaños y masas. Todos se mueven e interactúan de acuerdo con las leyes de la física y la mecánica celeste. Algunos de ellos se formaron en el Universo más antiguo y consisten en su sustancia primordial, y estos son los objetos más interesantes de la investigación astrofísica. Pero también hay cuerpos muy peligrosos: grandes asteroides, cuya colisión con la Tierra puede destruir la vida en él. Rastrear y eliminar los peligros de los asteroides es un área de trabajo igualmente importante y emocionante para los astrofísicos.

Historia del descubrimiento de asteroides.

El primer asteroide fue descubierto en 1801 por Giuseppe Piazi, director del observatorio de Palermo (Sicilia). Lo llamó Ceres y al principio lo consideró un planeta menor. El término "asteroide", traducido del griego antiguo - "como una estrella", fue propuesto por el astrónomo William Herschel (ver Science and Life, No. 7, 2012, artículo "La historia del músico William Herschel, que duplicó el espacio"). Ceres y objetos similares (Pallas, Juno y Vesta), descubiertos durante los siguientes seis años, fueron vistos como puntos en lugar de discos en el caso de los planetas; al mismo tiempo, a diferencia de las estrellas fijas, se movían como planetas. Cabe señalar que las observaciones que resultaron en el descubrimiento de estos asteroides se llevaron a cabo a propósito en un intento de encontrar el planeta "perdido". El caso es que los planetas ya descubiertos estaban ubicados en órbitas espaciadas del Sol a distancias correspondientes a la ley de Bode. De acuerdo con él, un planeta debería haber estado ubicado entre Marte y Júpiter. Como saben, no había planetas en tal órbita, pero aproximadamente en esta área, más tarde descubrieron un cinturón de asteroides, llamado el principal. Además, resultó que la ley de Bode no tiene ninguna justificación física y ahora se considera simplemente como una especie de combinación aleatoria de números. Además, Neptuno descubrió más tarde (1848) que se encontraba en una órbita que no le correspondía.

Después del descubrimiento de los cuatro asteroides mencionados, más observaciones durante ocho años no llevaron al éxito. Fueron detenidos debido a las Guerras Napoleónicas, durante las cuales se incendió la ciudad de Lilienthal cerca de Bremen, donde se llevaron a cabo reuniones de astrónomos, cazadores de asteroides. Las observaciones se reanudaron en 1830, pero el éxito solo llegó en 1845 con el descubrimiento del asteroide Astrea. A partir de ese momento, comenzaron a descubrirse asteroides con una frecuencia de al menos uno por año. La mayoría de ellos pertenecen al cinturón de asteroides principal, entre Marte y Júpiter. En 1868, ya se habían descubierto unos cien asteroides, en 1981, 10.000 y en 2000, más de 100.000.

Composición química, forma, tamaño y órbitas de los asteroides

Si clasificamos los asteroides por su distancia al Sol, entonces el primer grupo incluye los volcanoides, un hipotético cinturón de planetas menores entre el Sol y Mercurio. Aún no se ha descubierto un solo objeto de este cinturón, y aunque se observan numerosos cráteres de impacto formados por la caída de asteroides en la superficie de Mercurio, esto no puede servir como evidencia de la existencia de este cinturón. Anteriormente, la presencia de asteroides allí intentaba explicar las anomalías en el movimiento de Mercurio, pero luego se explicaban sobre la base de tener en cuenta los efectos relativistas. Por lo que aún no se ha recibido la respuesta final a la pregunta de la posible presencia de vulcanoides. A esto le siguen los asteroides cercanos a la Tierra que pertenecen a cuatro grupos.

Asteroides del cinturón principal se mueven en órbitas entre las órbitas de Marte y Júpiter, es decir, a distancias de 2,1 a 3,3 unidades astronómicas (AU) del Sol. Los planos de sus órbitas están cerca de la eclíptica, su inclinación a la eclíptica se encuentra principalmente hasta 20 grados, alcanzando 35 grados para algunos, excentricidades de cero a 0,35. Obviamente, los asteroides más grandes y brillantes se descubrieron primero: los diámetros promedio de Ceres, Pallas y Vesta son 952, 544 y 525 kilómetros, respectivamente. Cuanto más pequeños son los asteroides, más grandes son: sólo 140 de los 100.000 asteroides del cinturón principal tienen un diámetro medio de más de 120 kilómetros. La masa total de todos sus asteroides es relativamente pequeña y representa solo alrededor del 4% de la masa de la Luna. El asteroide más grande, Ceres, tiene una masa de 946 · 10 15 toneladas. La magnitud en sí parece ser muy grande, pero es solo el 1,3% de la masa de la Luna (735 10 17 toneladas). Como primera aproximación, el tamaño de un asteroide se puede determinar por su brillo y la distancia del Sol. Pero también hay que tener en cuenta las características reflectantes del asteroide: su albedo. Si la superficie del asteroide es oscura, brilla más débilmente. Por estas razones, en la lista de diez asteroides, dispuestos en la figura en el orden de su descubrimiento, el tercer asteroide más grande, Hygea, ocupa el último lugar.

Las figuras que ilustran el cinturón de asteroides principal generalmente muestran una gran cantidad de rocas que se mueven bastante cerca unas de otras. De hecho, el cuadro está muy lejos de la realidad, ya que, en términos generales, la pequeña masa total del cinturón se distribuye sobre su gran volumen, por lo que el espacio queda bastante vacío. Todas las naves espaciales lanzadas hasta la fecha más allá de la órbita de Júpiter han volado a través del cinturón de asteroides sin ningún riesgo percibido de colisión con un asteroide. Sin embargo, según los estándares del tiempo astronómico, las colisiones de asteroides entre sí y con planetas ya no parecen tan improbables, como se puede juzgar por el número de cráteres en sus superficies.

Troyanos - asteroides que se mueven a lo largo de las órbitas de los planetas, el primero de los cuales fue descubierto en 1906 por el astrónomo alemán Max Wolf. El asteroide se mueve alrededor del Sol en la órbita de Júpiter, por delante de él en un promedio de 60 grados. Además, se descubrió un grupo completo de cuerpos celestes que se movían por delante de Júpiter.

Inicialmente, recibieron nombres en honor a los héroes de la leyenda de la Guerra de Troya, que lucharon del lado de los griegos que asediaban Troya. Además de los asteroides delante de Júpiter, hay un grupo de asteroides que se encuentra detrás de Júpiter aproximadamente en el mismo ángulo; los troyanos los nombraron en honor a los defensores de Troya. Actualmente, los asteroides de ambos grupos se denominan troyanos y se mueven en las proximidades de los puntos de Lagrange L 4 y L 5, puntos de movimiento estable en el problema de los tres cuerpos. Los cuerpos celestes que han caído en su entorno realizan un movimiento oscilatorio sin ir demasiado lejos. Por razones aún inexplicables, hay aproximadamente un 40% más de asteroides por delante de Júpiter que por detrás. Así lo confirmaron las mediciones realizadas recientemente por el satélite estadounidense NEOWISE utilizando un telescopio de 40 centímetros equipado con detectores que operan en el rango infrarrojo. Las mediciones en el rango infrarrojo amplían significativamente las posibilidades de estudiar asteroides en comparación con las proporcionadas por la luz visible. Su efectividad puede juzgarse por el número de asteroides y cometas del Sistema Solar catalogados con NEOWISE. Hay más de 158.000 de ellos y la misión del aparato continúa. Curiosamente, los troyanos son marcadamente diferentes de la mayoría de los asteroides del cinturón principal. Tienen una superficie mate, de color rojizo-parduzco y se les conoce principalmente como la denominada clase D. Estos asteroides con albedo muy bajo, es decir, con una superficie débilmente reflectante. Similar a ellos se puede encontrar solo en las regiones externas del cinturón principal.

Júpiter no es el único con troyanos; otros planetas del sistema solar, incluida la Tierra (pero no Venus y Mercurio), también están acompañados por troyanos que se agrupan en las proximidades de sus puntos de Lagrange L 4, L 5. El asteroide Trojan Earth 2010 TK7 fue descubierto recientemente con el telescopio NEOWISE, en 2010. Se mueve por delante de la Tierra, mientras que la amplitud de sus oscilaciones alrededor del punto L 4 es muy grande: el asteroide alcanza un punto opuesto a la Tierra en movimiento alrededor del Sol y se aleja inusualmente del plano de la eclíptica.

Una amplitud de oscilación tan grande conduce a su posible acercamiento a la Tierra hasta 20 millones de kilómetros. Sin embargo, una colisión con la Tierra, al menos en los próximos 20.000 años, está completamente fuera de discusión. El movimiento del troyano terrestre es muy diferente del movimiento de los troyanos de Júpiter, que no dejan sus puntos de Lagrange a distancias angulares tan significativas. Este tipo de movimiento dificulta que la nave espacial se dirija a él, ya que, debido a la importante inclinación de la órbita del troyano al plano eclíptico, llegar al asteroide desde la Tierra y aterrizar en él requiere una velocidad característica demasiado alta y, en consecuencia, altos costos de combustible.

cinturón de Kuiper se encuentra fuera de la órbita de Neptuno y se extiende hasta 120 UA. del sol. Está cerca del plano de la eclíptica, habitado por una gran cantidad de objetos, entre ellos el hielo de agua y los gases congelados, y sirve como fuente de los denominados cometas de período corto. El primer objeto de esta zona fue descubierto en 1992, y hasta la fecha se han descubierto más de 1300. Dado que los cuerpos celestes del cinturón de Kuiper se encuentran muy lejos del Sol, su tamaño es difícil de determinar. Esto se hace sobre la base de mediciones del brillo de la luz que reflejan, y la precisión del cálculo depende de qué tan bien conocemos el valor de su albedo. Las mediciones infrarrojas son mucho más fiables ya que dan los niveles de radiación de los propios objetos. Dichos datos fueron obtenidos por el telescopio espacial Spitzer para los objetos más grandes del cinturón de Kuiper.

Uno de los objetos más interesantes del cinturón es Haumea, que lleva el nombre de la diosa hawaiana de la fertilidad y el parto; es parte de una familia de colisiones. Este objeto parece haber chocado con otro, la mitad del tamaño. El impacto provocó la dispersión de grandes trozos de hielo y la rotación del Haumea en un período de unas cuatro horas. Girar tan rápido le dio la forma de una pelota de fútbol americano o un melón. Haumea está acompañado por dos satélites: Hi'iaka y Namaka.

Según las teorías aceptadas hasta la fecha, alrededor del 90% de los objetos del cinturón de Kuiper se mueven en órbitas circulares distantes más allá de la órbita de Neptuno, donde se formaron. Varias decenas de objetos de este cinturón (se llaman centauros, ya que, dependiendo de la distancia al Sol, se manifiestan como asteroides o cometas) pueden haberse formado en regiones más cercanas al Sol, y luego la influencia gravitacional de Urano y Neptuno los transfirió a altas órbitas elípticas con afelios hasta 200 AU y grandes inclinaciones. Formaron un disco de 10 UA de grosor, pero de hecho, el borde exterior del cinturón de Kuiper aún no se ha determinado. Más recientemente, Plutón y Caronte fueron considerados como los únicos ejemplos de los objetos más grandes de los mundos de hielo en la parte exterior del sistema solar. Pero en 2005, se descubrió otro cuerpo planetario: Eris (llamado así por la diosa griega de la lucha), cuyo diámetro es ligeramente menor que el diámetro de Plutón (originalmente se asumió que era un 10% más grande). Eris se mueve en órbita con un perihelio de 38 AU. y afelio 98 au. Ella tiene una pequeña compañera: disnomia. Al principio, se planeó que Eris fuera considerado el décimo (después de Plutón) planeta en el sistema solar, pero luego, en cambio, la Unión Astronómica Internacional eliminó a Plutón de la lista de planetas, formando una nueva clase llamada planetas enanos, que incluía a Plutón, Eris y Ceres. Se estima que el cinturón de Kuiper contiene cientos de miles de cuerpos helados de 100 kilómetros de diámetro y no menos de un billón de cometas. Sin embargo, estos objetos son generalmente relativamente pequeños (de 10 a 50 kilómetros de diámetro) y no muy brillantes. Su período de revolución alrededor del Sol es de cientos de años, lo que complica enormemente su detección. Si estamos de acuerdo con la suposición de que solo unos 35.000 objetos del cinturón de Kuiper tienen un diámetro de más de 100 kilómetros, entonces su masa total es varios cientos de veces mayor que la masa de cuerpos de este tamaño del cinturón de asteroides principal. En agosto de 2006, se informó que en el archivo de datos sobre la medición de la radiación de rayos X de la estrella de neutrones Escorpio X-1, se encontraron sus eclipses por pequeños objetos. Esto dio motivos para afirmar que el número de objetos del cinturón de Kuiper con dimensiones de unos 100 metros o más es de aproximadamente un cuatrillón (10 15). Inicialmente, en las primeras etapas de la evolución del sistema solar, la masa de objetos en el cinturón de Kuiper era mucho mayor que ahora, de 10 a 50 masas terrestres. En la actualidad, la masa total de todos los cuerpos en el cinturón de Kuiper, así como la nube de Oort ubicada aún más lejos del Sol, es mucho menor que la masa de la Luna. Como muestran las simulaciones por computadora, casi toda la masa del disco prístino está fuera de 70 AU. se perdió debido a las colisiones causadas por Neptuno, que resultaron en la molienda de los objetos del cinturón hasta convertirlos en polvo, que fue arrastrado al espacio interestelar por el viento solar. Todos estos cuerpos son de gran interés, ya que se supone que se han conservado en su forma original desde la formación del sistema solar.

Nube de Oort contiene los objetos más distantes del sistema solar. Es una región esférica que se extiende a distancias de 5 a 100 mil AU. del Sol y se lo considera una fuente de cometas de largo período que llegan a la región interior del Sistema Solar. La nube en sí no se observó instrumentalmente hasta 2003. En marzo de 2004, un grupo de astrónomos anunció el descubrimiento de un objeto similar a un planeta que orbita el sol a una distancia récord, lo que significa que tiene una temperatura excepcionalmente baja.

Este objeto (2003VB12), llamado Sedna en honor a la diosa esquimal que da vida a los habitantes de las profundidades marinas del Ártico, se acerca al Sol por muy poco tiempo, moviéndose en una órbita elíptica muy alargada con un período de 10.500 años. Pero incluso durante la aproximación al Sol, Sedna no alcanza el límite exterior del cinturón de Kuiper, que es de 55 UA. del Sol: su órbita varía de 76 (perihelio) a 1000 (afelio) AU. Esto permitió a los descubridores de Sedna atribuirlo al primer cuerpo celeste observado desde la nube de Oort, ubicado permanentemente fuera del cinturón de Kuiper.

Por características espectrales, la clasificación más simple divide a los asteroides en tres grupos:
C - carbono (75% conocido),
S - silicio (17% del conocido),
U - no incluido en los dos primeros grupos.

En la actualidad, la clasificación dada es cada vez más amplia y detallada, incluyendo nuevos grupos. Para 2002, su número había aumentado a 24. Un ejemplo de un nuevo grupo es la clase M de asteroides principalmente metálicos. Sin embargo, hay que tener en cuenta que la clasificación de los asteroides por las características espectrales de su superficie es una tarea muy difícil. Los asteroides de la misma clase no tienen necesariamente composiciones químicas idénticas.

Misiones espaciales a asteroides

Los asteroides son demasiado pequeños para un estudio detallado con telescopios terrestres. Sus imágenes pueden obtenerse mediante radares, pero para ello deben volar lo suficientemente cerca de la Tierra. Un método bastante interesante para determinar el tamaño de los asteroides es la observación de eclipses de estrellas por asteroides desde varios puntos a lo largo del camino hacia una estrella recta, un asteroide, un punto en la superficie de la Tierra. El método consiste en calcular los puntos de intersección de la dirección de la estrella - asteroide con la Tierra según la trayectoria conocida del asteroide, y a lo largo de esta ruta a algunas distancias del mismo, determinadas por las dimensiones estimadas del asteroide, se instalan telescopios para rastrear la estrella. En algún momento, el asteroide oscurece la estrella, desaparece para el observador y luego reaparece. La duración del tiempo de sombra y la velocidad conocida del asteroide determinan su diámetro, y con un número suficiente de observadores, se puede obtener la silueta del asteroide. Ahora existe una comunidad de astrónomos aficionados que llevan a cabo con éxito mediciones coordinadas.

Los vuelos de naves espaciales a asteroides abren incomparablemente más oportunidades para su investigación. Por primera vez, el asteroide (951 Gaspra) fue fotografiado por la nave espacial Galileo en 1991 en su camino a Júpiter, luego en 1993 tomó fotografías del asteroide 243 Ida y su satélite Dactyl. Pero esto se hizo, por así decirlo, de pasada.

La primera nave espacial especialmente diseñada para la exploración de asteroides fue NEAR Shoemaker, que fotografió el asteroide 253 Matilda y luego entró en órbita alrededor de 433 Eros, aterrizando en su superficie en 2001. Debo decir que el aterrizaje no fue planeado originalmente, pero luego de un exitoso estudio de este asteroide desde la órbita de su satélite, se decidió intentar realizar un aterrizaje suave. Aunque el dispositivo no estaba equipado con dispositivos de aterrizaje y su sistema de control no preveía tales operaciones, fue posible aterrizar el dispositivo con comandos de la Tierra, y sus sistemas continuaron funcionando en la superficie. Además, el sobrevuelo de Matilda permitió no solo obtener una serie de imágenes, sino también determinar la masa del asteroide a partir de la perturbación de la trayectoria del aparato.

Como una tarea paralela (durante la ejecución de la principal), el aparato del Espacio Profundo exploró el asteroide 9969 Braille en 1999 y el aparato Stardust, el asteroide 5535 Annafrank.

Con la ayuda del aparato japonés Hayabusa (traducido como "halcón") en junio de 2010, fue posible devolver a la Tierra muestras de suelo de la superficie del asteroide 25143 Itokawa, que pertenece a los asteroides cercanos a la Tierra (Apolo) de clase espectral S (silicio). En la fotografía del asteroide, se puede ver un terreno accidentado con muchas rocas y adoquines, de los cuales más de 1000 tienen un diámetro de más de 5 metros, y algunos tienen hasta 50 metros de tamaño. A continuación, volveremos a esta función de Itokawa.

La nave espacial Rosetta, lanzada por la Agencia Espacial Europea en 2004 al cometa Churyumov-Gerasimenko, aterrizó de forma segura el módulo Philae en su núcleo el 12 de noviembre de 2014. En su camino, la nave espacial voló alrededor de los asteroides 2867 Steins en 2008 y 21 Lutetia en 2010. El dispositivo recibió su nombre del nombre de la piedra (Rosetta), encontrada en Egipto por soldados napoleónicos cerca de la antigua ciudad de Rosetta en la isla Nilo de Philae, que dio el nombre al módulo de aterrizaje. En la piedra están grabados textos en dos idiomas: el egipcio antiguo y el griego antiguo, que dieron la clave para descubrir los secretos de la civilización de los antiguos egipcios: descifrar los jeroglíficos. Al elegir nombres históricos, los desarrolladores del proyecto enfatizaron el propósito de la misión: revelar los secretos del origen y la evolución del sistema solar.

La misión es interesante porque en el momento en que el módulo Philae aterrizó en la superficie del núcleo del cometa, estaba lejos del Sol y, por lo tanto, estaba inactivo. A medida que se acerca al Sol, la superficie del núcleo se calienta y comienza la emisión de gases y polvo. El desarrollo de todos estos procesos se puede observar desde el centro de los eventos.

Muy interesante es la misión en curso Dawn (Dawn), realizada bajo el programa de la NASA. El dispositivo se lanzó en 2007, alcanzó el asteroide Vesta en julio de 2011, luego se transfirió a la órbita de su satélite y realizó investigaciones allí hasta septiembre de 2012. El dispositivo se encuentra actualmente en camino hacia el asteroide más grande: Ceres. Tiene un motor de iones de cohete eléctrico de bajo empuje. Su eficiencia, determinada por la velocidad de salida del fluido de trabajo (xenón), es casi un orden de magnitud superior a la eficiencia de los motores químicos tradicionales (ver Science and Life No. 9, 1999, artículo Space Electric Locomotive). Esto hizo posible volar desde la órbita del satélite de un asteroide a la órbita del satélite de otro. Aunque los asteroides Vesta y Ceres se mueven en órbitas bastante cercanas del cinturón de asteroides principal y son los más grandes en él, difieren mucho en sus características físicas. Si Vesta es un asteroide "seco", entonces en Ceres, según las observaciones terrestres, se encuentran agua, casquetes polares estacionales e incluso una capa muy delgada de la atmósfera.

Los chinos también han contribuido a la exploración de asteroides volando su nave espacial Chang'e hacia el asteroide 4179 Tautatis. Tomó una serie de imágenes de su superficie, mientras que la distancia mínima de vuelo era de solo 3,2 kilómetros; sin embargo, la mejor fotografía se tomó a una distancia de 47 kilómetros. Las imágenes muestran que el asteroide tiene una forma alargada irregular: 4,6 kilómetros de largo y 2,1 kilómetros de ancho. La masa del asteroide es de 50 mil millones de toneladas; su característica muy curiosa es su densidad muy desigual. Una parte del volumen del asteroide tiene una densidad de 1,95 g / cm 3, la otra - 2,25 g / cm 3. En este sentido, se sugiere que Tautatis se formó como resultado de la combinación de dos asteroides.

En cuanto a los proyectos de misiones de asteroides en el futuro cercano, podemos comenzar con la Agencia Aeroespacial Japonesa, que planea continuar su programa de investigación con el lanzamiento de la nave espacial Hayabus-2 en 2015 para regresar a la Tierra en 2020 muestras de suelo del asteroide 1999 JU3. El asteroide pertenece a la clase espectral C, se encuentra en una órbita que cruza la órbita de la Tierra, su afelio casi llega a la órbita de Marte.

Un año después, es decir, en 2016, comienza el proyecto OSIRIS-Rex de la NASA, cuyo objetivo es devolver tierra de la superficie del asteroide cercano a la Tierra 1999 RQ36, recientemente llamado Bennu y asignado a la clase espectral C. Está previsto que el dispositivo llegue al asteroide en 2018 y en 2023, entregará 59 gramos de su raza a la Tierra.

Habiendo enumerado todos estos proyectos, es imposible no mencionar un asteroide que pesa alrededor de 13.000 toneladas, que cayó cerca de Chelyabinsk el 15 de febrero de 2013, como confirmando la afirmación del famoso experto estadounidense en el problema de los asteroides Donald Yeomans: “Si no volamos a los asteroides, entonces vuelan hacia nosotros. ". Esto enfatizó la importancia de otro aspecto del estudio de los asteroides: el peligro de los asteroides y la resolución de problemas asociados con la posibilidad de colisiones de asteroides con la Tierra.

Una forma muy inesperada de explorar asteroides fue propuesta por la Asteroid Redirect Mission, o, como se le llama, el proyecto Keck. Su concepto fue desarrollado por el Keck Institute for Space Research en Pasadena (California). William Myron Keck es un reconocido filántropo estadounidense que fundó la Fundación de Apoyo a la Investigación de EE. UU. En 1954. En el proyecto, como condición inicial, se asumió que el problema de estudiar el asteroide se resuelve con la participación de una persona, es decir, la misión al asteroide debe ser tripulada. Pero en este caso, la duración de todo el vuelo con el regreso a la Tierra será inevitablemente de al menos varios meses. Y lo más desagradable para una expedición tripulada, en caso de emergencia, este tiempo no puede reducirse a límites aceptables. Por lo tanto, se propuso, en lugar de volar hacia el asteroide, hacer lo contrario: entregar el asteroide a la Tierra utilizando vehículos no tripulados. Pero no a la superficie, como sucedió con el asteroide Chelyabinsk, sino a una órbita similar a la lunar, y enviar una nave espacial tripulada al asteroide que se ha acercado. Esta nave se acercará a él, lo capturará y los astronautas lo estudiarán, tomarán muestras de rocas y las entregarán a la Tierra. Y en caso de emergencia, los astronautas podrán regresar a la Tierra en una semana. Como el principal candidato para el papel del asteroide se movió de esta manera, la NASA ya eligió el asteroide cercano a la Tierra 2011 MD, que pertenece a los cupidos. Su diámetro es de 7 a 15 metros, la densidad es de 1 g / cm 3, es decir, puede parecer una pila suelta de escombros que pesa unas 500 toneladas. Su órbita es muy cercana a la de la Tierra, inclinada a la eclíptica en 2,5 grados, y el período es de 396,5 días, que corresponde al eje semi-mayor de 1,056 AU. Es interesante notar que el asteroide fue descubierto el 22 de junio de 2011 y el 27 de junio voló muy cerca de la Tierra, solo 12.000 kilómetros.

Se planea una misión para capturar un asteroide en la órbita de un satélite terrestre para principios de la década de 2020. La nave espacial, diseñada para capturar un asteroide y transferirlo a una nueva órbita, estará equipada con motores de cohetes eléctricos de bajo empuje propulsados \u200b\u200bpor xenón. Las operaciones para cambiar la órbita del asteroide también incluyen un asistente de gravedad cerca de la Luna. La esencia de esta maniobra consiste en tal control del movimiento con la ayuda de motores de cohetes eléctricos, que proporcionarán un sobrevuelo de las proximidades de la Luna. Al mismo tiempo, debido al efecto de su campo gravitacional, la velocidad del asteroide cambia de la hiperbólica inicial (es decir, lo que provoca una desviación del campo gravitacional de la Tierra) a la velocidad del satélite terrestre.

Formación y evolución de asteroides.

Como se menciona en el apartado sobre la historia del descubrimiento de asteroides, el primero de ellos fue descubierto durante la búsqueda de un hipotético planeta que, de acuerdo con la ley de Bode (ahora reconocida como errónea), debería haber estado en órbita entre Marte y Júpiter. Resultó que existe un cinturón de asteroides cerca de la órbita del planeta nunca descubierto. Esto sirvió de base para construir una hipótesis según la cual este cinturón se formó como resultado de su destrucción.

El planeta recibió el nombre de Faetón en honor al hijo del antiguo dios griego del Sol, Helios. Los cálculos que simulaban el proceso de destrucción de Phaeton no confirmaron esta hipótesis en todas sus variedades, partiendo de la ruptura del planeta por la gravedad de Júpiter y Marte y terminando con una colisión con otro cuerpo celeste.

La formación y evolución de los asteroides solo puede considerarse como un componente de los procesos de aparición del sistema solar en su conjunto. Actualmente, la teoría generalmente aceptada sugiere que el sistema solar surgió de una acumulación primordial de gas y polvo. Se formó un disco a partir del cúmulo, cuyas inhomogeneidades condujeron a la aparición de planetas y pequeños cuerpos del sistema solar. Esta hipótesis se apoya en observaciones astronómicas modernas, que permiten detectar el desarrollo de sistemas planetarios de estrellas jóvenes en sus primeras etapas. Las simulaciones por computadora también lo confirman mediante la construcción de imágenes que son notablemente similares a las imágenes de sistemas planetarios en ciertas etapas de su desarrollo.

En la etapa inicial de la formación de los planetas, aparecieron los llamados planetesimales, los "embriones" de los planetas, sobre los que luego se adhirió el polvo debido a la influencia gravitacional. Como ejemplo de tal fase inicial de formación planetaria, se indica el asteroide Lutetia. Este asteroide bastante grande, que alcanza los 130 kilómetros de diámetro, consta de una parte sólida y una gruesa capa de polvo (hasta un kilómetro) adherida a él, así como rocas esparcidas por la superficie. A medida que aumentaba la masa de protoplanetas, aumentaba la fuerza de atracción y, como resultado, la fuerza de compresión del cuerpo celeste en formación. La materia se calentó y fundió, lo que provocó la estratificación del protoplaneta según la densidad de sus materiales y la transición del cuerpo a una forma esférica. La mayoría de los investigadores se inclinan por la hipótesis de que durante las fases iniciales de la evolución del sistema solar se formaron muchos más protoplanetas que los planetas y pequeños cuerpos celestes que se observan en la actualidad. En ese momento, los gigantes gaseosos formados, Júpiter y Saturno, migraron al sistema, más cerca del Sol. Esto introdujo un desorden significativo en el movimiento de los cuerpos emergentes del sistema solar y provocó el desarrollo de un proceso llamado período de bombardeo intenso. Como resultado de las influencias resonantes principalmente de Júpiter, algunos de los cuerpos celestes formados fueron arrojados a las afueras del sistema, y \u200b\u200balgunos fueron arrojados al Sol. Este proceso tuvo lugar desde hace 4.1 a 3.8 mil millones de años. Los rastros del período, que se llama la etapa tardía de bombardeo intenso, permanecieron en forma de muchos cráteres de impacto en la Luna y Mercurio. Lo mismo sucedió con los cuerpos en formación entre Marte y Júpiter: la frecuencia de colisiones entre ellos fue lo suficientemente alta como para evitar que se convirtieran en objetos más grandes y de forma más regular de lo que observamos hoy. Se asume que entre ellos se encuentran fragmentos de cuerpos que pasaron por ciertas fases de evolución, y luego se parten durante las colisiones, así como objetos que no tuvieron tiempo de convertirse en partes de cuerpos más grandes y, por tanto, son muestras de formaciones más antiguas. Como se mencionó anteriormente, el asteroide Lutetia es uno de esos especímenes. Esto fue confirmado por los estudios del asteroide llevados a cabo por la nave espacial Rosetta, incluida una encuesta durante un sobrevuelo cercano en julio de 2010.

Por lo tanto, Júpiter juega un papel importante en la evolución del cinturón de asteroides principal. Debido a su efecto gravitacional, obtuvimos la imagen observada actualmente de la distribución de asteroides dentro del cinturón principal. En cuanto al cinturón de Kuiper, la influencia de Neptuno se suma al papel de Júpiter, lo que lleva a la expulsión de objetos celestes hacia esta región distante del sistema solar. Se supone que la influencia de los planetas gigantes se extiende hasta la nube de Oort, aún más distante, que, sin embargo, se formó más cerca del Sol de lo que está ahora. En las primeras fases de la evolución de los planetas gigantes que se aproximaban, los objetos primordiales (planetesimales) en su movimiento natural realizaban lo que llamamos maniobras gravitacionales, reponiendo el espacio atribuido a la nube de Oort. Al estar a distancias tan grandes del Sol, también se ven afectados por las estrellas de nuestra Galaxia, la Vía Láctea, lo que conduce a su transición caótica en la trayectoria de regreso a la región cercana del espacio cercano al sol. Observamos a estos planetesimales como cometas de largo período. Como ejemplo, podemos señalar el cometa más brillante del siglo XX: el cometa Hale-Bopp, descubierto el 23 de julio de 1995 y que alcanzó el perihelio en 1997. El período de su revolución alrededor del Sol es de 2534 años, y el afelio está a una distancia de 185 UA. del sol.

Peligro de cometa-asteroide

Numerosos cráteres en la superficie de la Luna, Mercurio y otros cuerpos del Sistema Solar se citan a menudo como una ilustración del nivel de peligro de asteroide-cometario para la Tierra. Pero este vínculo no es del todo correcto, ya que la abrumadora mayoría de estos cráteres se formaron durante el "período de bombardeos intensos". Sin embargo, en la superficie de la Tierra con la ayuda de tecnologías modernas, incluido el análisis de imágenes de satélite, es posible encontrar rastros de colisiones con asteroides, que pertenecen a períodos muy posteriores de la evolución del sistema solar. El cráter más grande y antiguo conocido, Vredefort, se encuentra en Sudáfrica. Su diámetro es de unos 250 kilómetros y su edad se estima en dos mil millones de años.

El cráter Chicxulub en la costa de la Península de Yucatán en México se formó luego del impacto de un asteroide hace 65 millones de años, equivalente a una energía de explosión de 100 teratones (10 12 toneladas) de TNT. Ahora se cree que la extinción de los dinosaurios fue consecuencia de este catastrófico evento, que provocó tsunamis, terremotos, erupciones volcánicas y cambios climáticos debido a la capa de polvo que se formó en la atmósfera que cubría al Sol. Uno de los más jóvenes, Barringer Crater, se encuentra en el desierto de Arizona, EE. UU. Su diámetro es de 1200 metros, la profundidad es de 175 metros. Surgió hace 50 mil años como resultado del impacto de un meteorito de hierro con un diámetro de unos 50 metros y una masa de varios cientos de miles de toneladas.

En total, ahora hay alrededor de 170 cráteres de impacto formados por la caída de cuerpos celestes. El evento cerca de Chelyabinsk atrajo más atención, cuando el 15 de febrero de 2013, un asteroide ingresó a la atmósfera en esta área, cuyo tamaño se estimó en unos 17 metros y una masa de 13.000 toneladas. Explotó en el aire a una altitud de 20 kilómetros, su mayor parte con un peso de 600 kilogramos cayó al lago Chebarkul.

Su caída no provocó víctimas, la destrucción fue notable, pero no catastrófica: los vasos se rompieron en un área bastante grande, el techo de la planta de zinc de Chelyabinsk se derrumbó, unas 1.500 personas resultaron heridas por fragmentos de vidrio. Se cree que la catástrofe no ocurrió por el elemento de la suerte: la trayectoria de caída del meteorito fue plana, de lo contrario las consecuencias serían mucho más severas. La energía de la explosión equivale a 0,5 megatones de TNT, lo que corresponde a 30 bombas lanzadas sobre Hiroshima. El asteroide Chelyabinsk se convirtió en el evento más detallado de esta escala después de la explosión del meteorito Tunguska el 17 (30) de junio de 1908. Según estimaciones modernas, la caída de cuerpos celestes como Chelyabinsk ocurre en todo el mundo aproximadamente una vez cada 100 años. En cuanto al evento de Tunguska, cuando se quemaron y talaron árboles en un área de 50 kilómetros de diámetro como resultado de una explosión a una altitud de 18 kilómetros con una energía de 10-15 megatones de TNT, tales catástrofes ocurren aproximadamente una vez cada 300 años. Sin embargo, hay casos en que los cuerpos más pequeños que chocan con la Tierra con más frecuencia de lo mencionado, causaron daños notables. Un ejemplo es el asteroide de cuatro metros que cayó en Sikhote-Alin al noreste de Vladivostok el 12 de febrero de 1947. Aunque el asteroide era pequeño, estaba hecho casi en su totalidad de hierro y resultó ser el meteorito de hierro más grande jamás observado en la superficie de la Tierra. A una altitud de 5 kilómetros, explotó y el destello fue más brillante que el Sol. La zona del epicentro de la explosión (su proyección sobre la superficie terrestre) estaba deshabitada, pero en una zona de 2 kilómetros de diámetro se dañó un bosque y se formaron más de un centenar de cráteres con un diámetro de hasta 26 metros. Si tal objeto cayera sobre una gran ciudad, cientos e incluso miles de personas morirían.

Al mismo tiempo, es bastante obvio que la probabilidad de muerte de una persona en particular como resultado de la caída de un asteroide es muy baja. Esto no excluye la posibilidad de que puedan pasar cientos de años sin víctimas importantes, y luego la caída de un gran asteroide provocará la muerte de millones de personas. Mesa 1, se dan las probabilidades de caída de un asteroide, correlacionadas con la tasa de mortalidad de otros eventos.

No se sabe cuándo ocurrirá la próxima caída del asteroide, comparable o más severa en sus consecuencias con el evento de Chelyabinsk. Puede caer en 20 años y en varios siglos, pero también puede caer mañana. Recibir una alerta temprana de un evento como Chelyabinsk no solo es deseable, es necesario desviar de manera efectiva objetos potencialmente peligrosos, digamos, de más de 50 metros de tamaño. En cuanto a las colisiones de asteroides más pequeños con la Tierra, estos eventos ocurren con más frecuencia de lo que pensamos: aproximadamente una vez cada dos semanas. Esto se ilustra en el siguiente mapa de la caída de asteroides que mide un metro o más durante los últimos veinte años, preparado por la NASA.

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Formas de desviar objetos cercanos a la tierra potencialmente peligrosos

El descubrimiento en 2004 del asteroide Apophis, cuya probabilidad de colisión con la Tierra en 2036 se consideraba entonces bastante alta, provocó un aumento significativo del interés en el problema de la protección asteroide-cometario. Se inició el trabajo de detección y catalogación de objetos celestes peligrosos y se iniciaron programas de investigación para solucionar el problema de prevenir sus colisiones con la Tierra. Como resultado, el número de asteroides y cometas encontrados ha aumentado drásticamente, de modo que ahora se han descubierto más de los que se conocía antes de que comenzara el trabajo en el programa. También se han propuesto varios métodos para desviar asteroides de las trayectorias de colisión con la Tierra, incluidos los bastante exóticos. Por ejemplo, pinte las superficies de asteroides peligrosos con pintura que cambiará sus características reflectantes, lo que provocará la desviación requerida de la trayectoria del asteroide debido a la presión de la luz solar. Continuó la investigación sobre formas de cambiar las trayectorias de objetos peligrosos colisionando naves espaciales con ellos. Los últimos métodos parecen ser bastante prometedores y no requieren el uso de tecnologías que vayan más allá de las capacidades de la tecnología espacial y de cohetes modernos. Sin embargo, su eficacia está limitada por la masa de la nave espacial guiada. Para el vehículo de lanzamiento ruso más poderoso, Proton-M, no puede exceder de 5 a 6 toneladas.

Estimemos el cambio de velocidad, por ejemplo, de Apophis, cuya masa es de unos 40 millones de toneladas: la colisión de una nave espacial con una masa de 5 toneladas con ella a una velocidad relativa de 10 km / s dará 1,25 milímetros por segundo. Si el golpe se produce mucho antes de la colisión esperada, es posible crear la deflexión requerida, pero este "largo" será de muchas decenas de años. Actualmente es imposible predecir la trayectoria del asteroide hasta ahora con una precisión aceptable, especialmente si tenemos en cuenta que existe incertidumbre en el conocimiento de los parámetros de la dinámica del impacto y, por tanto, en la evaluación del cambio esperado en el vector de velocidad del asteroide. Por lo tanto, para desviar un asteroide peligroso de una colisión con la Tierra, es necesario encontrar una oportunidad para dirigir un proyectil más masivo hacia él. Como tal, podemos sugerir otro asteroide con una masa que exceda significativamente la masa de la nave espacial, digamos, 1500 toneladas. Pero controlar el movimiento de un asteroide de este tipo requeriría demasiado combustible para poner la idea en práctica. Por lo tanto, para el cambio requerido en la trayectoria del asteroide-proyectil, se propuso utilizar el llamado asistente de gravedad, que no requiere ningún consumo de combustible en sí mismo.

Por maniobra gravitacional se entiende volar alrededor de un objeto espacial (en nuestro caso, un asteroide-proyectil) de un cuerpo bastante masivo: la Tierra, Venus, otros planetas del sistema solar, así como sus satélites. El significado de la maniobra radica en la elección de los parámetros de la trayectoria relativa al cuerpo a volar (altura, posición inicial y vector de velocidad), lo que permitirá, por su efecto gravitacional, cambiar la órbita del objeto (en nuestro caso, un asteroide) alrededor del Sol para que se encuentre en la ruta de colisión. En otras palabras, en lugar de impartir un impulso de velocidad al objeto controlado mediante un motor cohete, recibimos este impulso debido a la atracción del planeta, o, como también se le llama, el efecto tirachinas. Además, la magnitud del impulso puede ser significativa: 5 km / sy más. Para crearlo con un motor de cohete estándar, es necesario gastar una cantidad de combustible, que es 3,5 veces la masa del dispositivo. Y para el método de asistencia por gravedad, solo se necesita combustible para llevar el vehículo a la trayectoria calculada de la maniobra, lo que reduce su consumo en dos órdenes de magnitud. Cabe señalar que este método de cambiar las órbitas de las naves espaciales no es nuevo: fue propuesto a principios de los años treinta del siglo pasado por el pionero de la cohetería soviética F.A. Zander. En la actualidad, esta técnica es muy utilizada en la práctica de vuelos espaciales. Baste mencionar de nuevo, por ejemplo, la nave espacial europea "Rosetta": durante la ejecución de la misión durante diez años, realizó tres maniobras de asistencia por gravedad cerca de la Tierra y una cerca de Marte. Podemos recordar las naves espaciales soviéticas Vega-1 y Vega-2, que volaron por primera vez alrededor del cometa Halley; en el camino hacia él, hicieron maniobras gravitacionales utilizando el campo gravitacional de Venus. Para llegar a Plutón en 2015, la nave espacial New Horizons de la NASA realizó una maniobra en el campo de Júpiter. Estos ejemplos no agotan la lista de misiones que utilizan la asistencia por gravedad.

Empleados del Instituto de Investigaciones Espaciales de la Academia de Ciencias de Rusia propusieron utilizar la ayuda de la gravedad para apuntar asteroides cercanos a la Tierra relativamente pequeños hacia objetos celestes peligrosos para desviarlos de la trayectoria de colisión con la Tierra en una conferencia internacional sobre el problema del peligro de asteroides, organizada en Malta en 2009. Y al año siguiente hubo una publicación en una revista que describía este concepto y su razón de ser.

Para confirmar la viabilidad del concepto, se eligió el asteroide Apophis como ejemplo de objeto celeste peligroso.

Inicialmente, aceptaron la condición de que el peligro del asteroide se estableciera aproximadamente diez años antes de su supuesta colisión con la Tierra. En consecuencia, se construyó un escenario para la desviación del asteroide de la trayectoria que lo atraviesa. En primer lugar, de la lista de asteroides cercanos a la Tierra, cuyas órbitas se conocen, se eligió uno, que será transferido a las cercanías de la Tierra a una órbita adecuada para realizar una maniobra gravitacional, asegurando que el asteroide golpee Apophis a más tardar en 2035. Como criterio de selección se tomó el valor del impulso de velocidad, el cual debe ser reportado al asteroide para transferirlo a dicha trayectoria. Se consideró que el impulso máximo permitido era de 20 m / s. Además, el análisis numérico de posibles operaciones para apuntar el asteroide a Apophis se llevó a cabo de acuerdo con el siguiente escenario de vuelo.

Después de lanzar la unidad principal del vehículo de lanzamiento Proton-M a la órbita terrestre baja con la ayuda de la etapa superior Breeze-M, la nave espacial se transfiere a la trayectoria de vuelo hacia el asteroide proyectil, y luego aterriza en su superficie. La nave espacial está fija en la superficie y se mueve junto con el asteroide hasta el punto en el que enciende el motor, impartiendo un impulso al asteroide, transfiriéndolo a la trayectoria calculada de la maniobra gravitacional - orbitando la Tierra. En el proceso de movimiento, se toman las medidas necesarias para determinar los parámetros de movimiento tanto del asteroide objetivo como del asteroide proyectil. A partir de los resultados de la medición, se calcula y corrige la trayectoria del proyectil. Con la ayuda del sistema de propulsión del vehículo, el asteroide recibe impulsos de velocidad, que corrigen errores en los parámetros de la trayectoria de movimiento hacia el objetivo. Las mismas operaciones se realizan en la trayectoria de vuelo del vehículo hacia el asteroide proyectil. El parámetro clave en el desarrollo y optimización del escenario es el impulso de velocidad que debe comunicarse al asteroide proyectil. Para los candidatos a este rol, se determinan las fechas del mensaje de impulso, la llegada del asteroide a la Tierra y la colisión con el objeto peligroso. Estos parámetros se seleccionan de tal manera que la magnitud del impulso impartido al proyectil asteroide sea mínima. En el curso de la investigación, se analizó como candidatos la lista completa de asteroides, cuyos parámetros orbitales se conocen hasta la fecha, hay unos 11.000 de ellos.

Como resultado de los cálculos, se encontraron cinco asteroides, cuyas características, incluidos los tamaños, se dan en la Tabla. 2. Fue alcanzado por asteroides, cuyas dimensiones superan significativamente los valores correspondientes a la masa máxima permitida: 1500-2000 toneladas. A este respecto, conviene señalar dos puntos. En primer lugar, para el análisis se utilizó una lista que dista mucho de ser completa de asteroides cercanos a la Tierra (11.000), mientras que, según estimaciones modernas, hay al menos 100.000 de ellos. En segundo lugar, se está considerando una posibilidad real de utilizar no un asteroide completo como proyectil, pero, por ejemplo, en su superficie hay cantos rodados, cuya masa está dentro de los límites indicados (se puede recordar el asteroide Itokawa). Tenga en cuenta que es este enfoque el que se evalúa como realista en el proyecto estadounidense para entregar un pequeño asteroide a la órbita lunar. De la mesa. 2 que se requiere el impulso de velocidad más pequeño, solo 2,38 m / s, si el asteroide 2006 XV4 se utiliza como proyectil. Es cierto que él mismo es demasiado grande y supera el límite estimado de 1.500 toneladas. Pero si usa un fragmento de él o una roca en la superficie con tal masa (si la hubiera), entonces el impulso especificado creará un motor de cohete estándar con una velocidad de salida de gas de 3200 m / s, gastando 1.2 toneladas de combustible. Los cálculos han demostrado que un aparato con una masa total de más de 4,5 toneladas puede aterrizar en la superficie de este asteroide, de modo que la entrega de combustible no creará problemas. Y el uso de un motor de cohete eléctrico reducirá el consumo de combustible (más precisamente, el fluido de trabajo) a 110 kilogramos.

Sin embargo, debe tenerse en cuenta que los datos sobre los impulsos de velocidad requeridos dados en la tabla se refieren al caso ideal cuando el cambio requerido en el vector de velocidad se realiza de manera absolutamente exacta. De hecho, este no es el caso y, como ya se señaló, es necesario tener una reserva del fluido de trabajo para las correcciones de órbita. Con la precisión alcanzada hasta la fecha, la corrección puede requerir un total de hasta 30 m / s, lo que excede los valores nominales del cambio de velocidad para resolver el problema de interceptar un objeto peligroso.

En nuestro caso, cuando el objeto controlado tiene tres órdenes de magnitud más de masa, se requiere una solución diferente. Existe: este es el uso de un motor de cohete eléctrico, que permite reducir el consumo del fluido de trabajo diez veces para el mismo pulso correctivo. Además, para mejorar la precisión de la guía, se propone utilizar un sistema de navegación, que incluye un pequeño dispositivo equipado con un transceptor, que se coloca de antemano en la superficie de un asteroide peligroso, y dos subsatélites que acompañan al vehículo principal. Con la ayuda de transceptores, se mide la distancia entre los dispositivos y sus velocidades relativas. Dicho sistema permite asegurar que el proyectil de asteroide golpee el objetivo con una desviación de 50 metros, siempre que se utilice un pequeño motor químico con un empuje de varias decenas de kilogramos en la última fase de la aproximación al objetivo, lo que produce un impulso de velocidad dentro de 2 m / s.

De los problemas que surgen cuando se discute la viabilidad del concepto de usar asteroides pequeños para desviar objetos peligrosos, la cuestión del riesgo de colisión con la Tierra de un asteroide transferido a una trayectoria de asistencia por gravedad a su alrededor es esencial. Mesa 2 muestra la distancia de los asteroides desde el centro de la Tierra en el perigeo cuando se realiza una asistencia de gravedad. Para cuatro, superan los 15.000 kilómetros y para el asteroide 1994, GV es de 7427,54 kilómetros (el radio medio de la Tierra es de 6371 kilómetros). Las distancias parecen seguras, pero todavía no hay garantía de que no exista ningún riesgo si el tamaño del asteroide es tal que puede alcanzar la superficie de la Tierra sin quemarse en la atmósfera. Un diámetro de 8 a 10 metros se considera el tamaño máximo permitido, siempre que el asteroide no sea de hierro. Una forma radical de resolver el problema es utilizar Marte o Venus para maniobrar.

Captura de asteroides para investigación

La idea básica del proyecto Asteroid Redirect Mission (ARM) es transferir el asteroide a otra órbita, más conveniente para realizar investigaciones con participación humana directa. Como tal, se propuso una órbita cercana a la luna. Como otra opción para cambiar la órbita de los asteroides, el IKI RAS consideró métodos para controlar el movimiento de los asteroides utilizando maniobras de asistencia por gravedad cerca de la Tierra, similares a las que se desarrollaron para guiar pequeños asteroides a peligrosos objetos cercanos a la Tierra.

Se considera que el propósito de tales maniobras es la transferencia de asteroides a órbitas resonantes con el movimiento orbital de la Tierra, en particular, con la relación de los períodos del asteroide y la Tierra a 1: 1. Entre los asteroides cercanos a la Tierra, hay trece, que pueden transferirse a órbitas resonantes en la proporción indicada y en el límite inferior permisible del radio del perigeo: 6700 kilómetros. Para ello, basta con que cualquiera de ellos imparta un impulso de velocidad que no supere los 20 m / s. Su lista se presenta en la tabla. 3, que muestra la magnitud de los impulsos de velocidad que trasladan el asteroide a la trayectoria de una maniobra gravitacional cerca de la Tierra, como resultado de lo cual el período de su órbita se vuelve igual al de la Tierra, es decir, un año. También muestra las velocidades máximas y mínimas del asteroide alcanzables mediante maniobras en su movimiento heliocéntrico. Es interesante notar que las velocidades máximas pueden ser muy altas, permitiendo que el asteroide sea lanzado bastante lejos del Sol como resultado de una maniobra. Por ejemplo, el asteroide 2012 VE77 se puede enviar a una órbita con un afelio a la distancia de la órbita de Saturno, y el resto, más allá de la órbita de Marte.

La ventaja de los asteroides resonantes es que regresan a la vecindad de la Tierra cada año. Esto hace posible, al menos cada año, enviar una nave espacial con un aterrizaje en un asteroide y entregar muestras de suelo a la Tierra, y casi no es necesario gastar combustible para devolver el vehículo de descenso a la Tierra. En este sentido, un asteroide en una órbita resonante tiene ventajas sobre un asteroide en una órbita similar a la lunar, como estaba previsto en el proyecto Keck, ya que requiere un importante consumo de combustible para regresar. Para las misiones no tripuladas, esto puede ser decisivo, pero para los vuelos tripulados, cuando es necesario garantizar el retorno más rápido posible del dispositivo a la Tierra en una emergencia (dentro de una semana o incluso antes), la ventaja puede estar del lado del proyecto ARM.

Por otro lado, el regreso anual de los asteroides resonantes a la Tierra permite realizar maniobras gravitacionales periódicamente, cambiando cada vez su órbita para optimizar las condiciones de investigación. En este caso, la órbita debe permanecer resonante, lo que es fácil de lograr realizando múltiples maniobras de asistencia por gravedad. Usando este enfoque, es posible transferir el asteroide a una órbita idéntica a la de la Tierra, pero ligeramente inclinada a su plano (a la eclíptica). Entonces, el asteroide se acercará a la Tierra dos veces al año. La familia de órbitas que resulta de una secuencia de maniobras de asistencia por gravedad incluye una órbita cuyo plano se encuentra en la eclíptica, pero tiene una excentricidad muy grande y, como el asteroide 2012 VE77, alcanza la órbita de Marte.

Si seguimos desarrollando la tecnología de las maniobras gravitacionales cerca de los planetas, incluida la construcción de órbitas resonantes, surge la idea de utilizar la Luna. El hecho es que la asistencia de gravedad pura del planeta no permite que el objeto sea capturado en la órbita del satélite, ya que la energía de su movimiento relativo no cambia durante el vuelo alrededor del planeta. Si al mismo tiempo vuela alrededor del satélite natural del planeta (la Luna), entonces su energía puede reducirse. El problema es que la disminución debe ser suficiente para entrar en la órbita del satélite, es decir, la velocidad inicial relativa al planeta debe ser baja. Si no se cumple este requisito, el objeto abandonará la vecindad de la Tierra para siempre. Pero si se elige la geometría de la maniobra combinada de modo que, como resultado, el asteroide permanezca en la órbita resonante, entonces la maniobra puede repetirse en un año. Por lo tanto, es posible capturar un asteroide en la órbita de un satélite de la Tierra, utilizando maniobras gravitacionales cerca de la Tierra mientras se mantiene la condición de resonancia y un sobrevuelo coordinado de la Luna.

Obviamente, los ejemplos individuales que confirman la posibilidad de implementar el concepto de control de movimiento de asteroides mediante maniobras gravitacionales no garantizan una solución al problema del peligro asteroide-cometario para cualquier objeto celeste que amenace con una colisión con la Tierra. Puede suceder que en un caso particular no exista un asteroide adecuado que pueda dirigirse hacia él. Pero, como los últimos resultados de los cálculos realizados teniendo en cuenta los asteroides catalogados más "frescos", con el impulso de velocidad máximo permisible requerido para trasladar el asteroide a las proximidades del planeta, igual a 40 m / s, el número de asteroides adecuados es 29, 193 y 72 para Venus, Tierra y Marte, respectivamente. Están incluidos en la lista de cuerpos celestes, cuyo movimiento se puede controlar mediante la tecnología moderna de cohetes y espacio. La lista crece rápidamente, con un promedio de dos a cinco asteroides descubiertos por día. Así, durante el período comprendido entre el 1 de noviembre y el 21 de noviembre de 2014, se descubrieron 58 asteroides cercanos a la Tierra. Hasta ahora, no podíamos influir en el movimiento de los cuerpos celestes naturales, pero comienza una nueva fase en el desarrollo de la civilización, cuando esto sea posible.

Glosario del artículo

Ley de Bode(la regla Titius-Bode, establecida en 1766 por el matemático alemán Johannes Titius y reformulada en 1772 por el astrónomo alemán Johann Bode) describe las distancias entre las órbitas de los planetas del Sistema Solar y el Sol, así como entre los planetas y las órbitas de sus satélites naturales. Una de sus formulaciones matemáticas: R i \u003d (D i + 4) / 10, donde D i \u003d 0, 3, 6, 12 ... n, 2n y R i es el radio promedio de la órbita del planeta en unidades astronómicas (a. mi.).

Esta ley empírica es válida para la mayoría de los planetas con una precisión del 3%, pero parece no tener ningún significado físico. Sin embargo, existe la suposición de que en la etapa de formación del sistema solar, como resultado de perturbaciones gravitacionales, apareció una estructura regular de anillos de regiones en las que las órbitas de los protoplanetas eran estables. Un estudio posterior del sistema solar mostró que la ley de Bode, en general, está lejos de cumplirse siempre: las órbitas de Neptuno y Plutón, por ejemplo, están mucho más cerca del Sol de lo que predice (ver tabla).

(Puntos L, o puntos de libración, desde lat. Libración - balanceo) - puntos en el sistema de dos cuerpos masivos, por ejemplo, el Sol y el planeta o el planeta y su satélite natural. Un cuerpo de masa significativamente más pequeña, un asteroide o un laboratorio espacial, permanecerá en cualquiera de los puntos de Lagrange, realizando oscilaciones de pequeña amplitud, siempre que solo actúen sobre él fuerzas gravitacionales.

Los puntos de Lagrange se encuentran en el plano de la órbita de ambos cuerpos y están designados por índices del 1 al 5. Los tres primeros, colineales, se encuentran en una línea recta que conecta los centros de los cuerpos masivos. El punto L 1 está ubicado entre cuerpos masivos, L 2 - detrás menos masivo, L 3 - detrás más masivo. La posición del asteroide en estos puntos es la menos estable. Los puntos L 4 y L 5, triangulares o troyanos, están en órbita a ambos lados de la línea que conecta los cuerpos de gran masa, en ángulos de 60 ° desde la línea que los conecta (por ejemplo, el Sol y la Tierra).

El punto L 1 del sistema Tierra-Luna es un lugar conveniente para una estación orbital habitable que permite a los astronautas llegar a la Luna con un consumo mínimo de combustible, o un observatorio para observar el Sol, que en este punto nunca está oscurecido por la Tierra ni la Luna.

El punto L 2 del sistema Sol-Tierra es conveniente para construir telescopios y observatorios espaciales. En este punto, el objeto conserva su orientación relativa a la Tierra y al Sol durante un tiempo ilimitado. Ya alberga los laboratorios estadounidenses "Planck", "Herschel", WMAP, Gaia, etc.

En el punto L 3, al otro lado del Sol, los escritores de ciencia ficción han colocado repetidamente un determinado planeta, la Contra-Tierra, que llegó de lejos o se creó simultáneamente con la Tierra. Las observaciones modernas no lo han encontrado.

Excentricidad(Fig. 1) - un número que caracteriza la forma de una curva de segundo orden (elipse, parábola e hipérbola). Matemáticamente, es igual a la relación entre la distancia de cualquier punto de la curva a su foco y la distancia desde este punto a una línea recta llamada directriz. Las elipses, las órbitas de los asteroides y la mayoría de los demás cuerpos celestes, tienen dos direcciones. Sus ecuaciones: x \u003d ± (a / e), donde a es el semieje mayor de la elipse; e - excentricidad - un valor constante para cualquier curva dada. La excentricidad de la elipse es menor que 1 (para una parábola, e \u003d 1, para una hipérbola, e\u003e 1); cuando e\u003e 0, la forma de la elipse se acerca a un círculo, para e\u003e 1 la elipse se vuelve cada vez más alargada y comprimida, en el límite degenerando en un segmento - su propio eje mayor 2a. Otra definición más simple y visual de la excentricidad de una elipse es la relación entre la diferencia entre sus distancias máxima y mínima al foco y su suma, es decir, la longitud del eje mayor de la elipse. Para las órbitas cercanas al sol, esta es la relación entre la diferencia en la distancia de un cuerpo celeste al Sol en el afelio y el perihelio con su suma (eje mayor de la órbita).

viento soleado - un flujo constante del plasma corona solar, es decir, partículas cargadas (protones, electrones, núcleos de helio, iones de oxígeno, silicio, hierro, azufre) en direcciones radiales desde el Sol. Ocupa un volumen esférico con un radio de al menos 100 uma. Es decir, el límite del volumen está determinado por la igualdad de la presión dinámica del viento solar y la presión del gas interestelar, el campo magnético de la Galaxia y los rayos cósmicos galácticos.

Eclíptica (del griego. ekleipsis - eclipse) - un gran círculo de la esfera celeste, a lo largo del cual ocurre el aparente movimiento anual del Sol. En realidad, dado que la Tierra se mueve alrededor del Sol, la eclíptica es la sección de la esfera celeste por el plano de la órbita de la Tierra. La línea de la eclíptica recorre las 12 constelaciones del zodíaco. Su nombre griego está asociado con lo que se conoce desde la antigüedad: los eclipses solares y lunares ocurren cuando la luna se encuentra cerca del punto de intersección de su órbita con la eclíptica.

Asteroides

Asteroides. Información general

Fig. 1 Asteroide 951 Gaspra. Crédito: NASA

Además de los 8 planetas principales, el sistema solar incluye una gran cantidad de cuerpos cósmicos más pequeños similares a los planetas: asteroides, meteoritos, meteoritos, objetos del cinturón de Kuiper, "centauros". Este artículo se centrará en los asteroides, que hasta 2006 también se llamaban planetas menores.

Los asteroides son cuerpos de origen natural, que giran alrededor del Sol bajo la influencia de la gravedad, no pertenecen a grandes planetas, tienen dimensiones superiores a 10 my no muestran actividad cometaria. La mayoría de los asteroides se encuentran en el cinturón entre las órbitas de los planetas Marte y Júpiter. Dentro del cinturón, hay más de 200 asteroides con un diámetro de más de 100 km y 26 con un diámetro de más de 200 km. El número de asteroides de más de un kilómetro de diámetro, según estimaciones modernas, supera los 750 mil o incluso el millón.

Actualmente existen cuatro métodos principales para determinar el tamaño de los asteroides. El primer método se basa en observar asteroides a través de telescopios y determinar la cantidad de luz solar reflejada desde su superficie y el calor liberado. Ambas cantidades dependen del tamaño del asteroide y su distancia del Sol. El segundo método se basa en la observación visual de los asteroides cuando pasan frente a una estrella. El tercer método implica el uso de radiotelescopios para obtener imágenes de asteroides. Finalmente, el cuarto método, que fue aplicado por primera vez en 1991 por la nave espacial Galileo, implica estudiar asteroides a corta distancia.

Conociendo el número aproximado de asteroides dentro del cinturón principal, su tamaño y composición promedio, puede calcular su masa total, que es de 3.0-3.6 10 21 kg, que es el 4% de la masa del satélite natural de la Tierra, la Luna. Al mismo tiempo, los 3 asteroides más grandes: 4 Vesta, 2 Pallas, 10 Hygea representan 1/5 de la masa total de asteroides en el cinturón principal. Si también tenemos en cuenta la masa del planeta enano Ceres, que fue considerado un asteroide hasta 2006, resulta que la masa de más de un millón de asteroides restantes es solo 1/50 de la masa de la Luna, que es extremadamente pequeña para los estándares astronómicos.

La temperatura promedio de los asteroides es de -75 ° C.

Historia de la observación y estudio de los asteroides.

Fig.2 El primer asteroide descubierto, Ceres, más tarde denominado planetas menores. Crédito: NASA, ESA, J. Parker (Southwest Research Institute), P. Thomas (Universidad de Cornell), L. McFadden (Universidad de Maryland, College Park) y M. Mutchler y Z. Levay (STScI)

El primer planeta menor descubierto fue Ceres, descubierto por el astrónomo italiano Giuseppe Piazzi en la ciudad siciliana de Palermo (1801). Al principio, Giuseppe pensó que el objeto que vio era un cometa, pero después de que el matemático alemán Karl Friedrich Gauss determinó los parámetros de la órbita de un cuerpo cósmico, queda claro que lo más probable es que sea un planeta. Un año después, según las efemérides de Gauss, Ceres fue encontrada por el astrónomo alemán G. Olbers. El cuerpo, llamado Piazzi Ceres, en honor a la antigua diosa romana de la fertilidad, estaba ubicado a la distancia del Sol, en la que, según la regla de Titius-Bode, debería haberse ubicado el gran planeta del sistema solar, que los astrónomos buscan desde finales del siglo XVIII.

En 1802, el astrónomo inglés W. Herschel introdujo un nuevo término "asteroide". Asteroides llamó a Herschel objetos espaciales, que, cuando se observan a través de un telescopio, parecen estrellas tenues, en contraste con los planetas, cuando se observan visualmente en forma de disco.

En 1802-07. se descubrieron los asteroides Pallas, Juno y Vesta. Luego vino una era de calma que duró unos 40 años, durante la cual no se descubrió ni un solo asteroide.

En 1845, el astrónomo aficionado alemán Karl Ludwig Henke, después de 15 años de búsqueda, descubre el quinto asteroide en el cinturón principal, Astrea. A partir de este momento, comienza una "caza" global de asteroides de todos los astrónomos del mundo, porque antes del descubrimiento de Henke en el mundo científico, se creía que los asteroides eran sólo cuatro y ocho años de búsquedas infructuosas durante 1807-15. parecería sólo confirmar esta hipótesis.

En 1847, el astrónomo inglés John Hind descubrió el asteroide Irida, tras lo cual se ha descubierto al menos un asteroide cada año hasta ahora (excepto 1945).

En 1891, el astrónomo alemán Maximilian Wolf comenzó a utilizar el método de la astrofotografía para detectar asteroides, en el que los asteroides dejaban líneas de luz cortas en fotografías con un período de exposición prolongado (iluminación de capa de fotos). Con este método, Wolf pudo detectar 248 asteroides en un corto período de tiempo, es decir, sólo un poco menos de lo que se descubrió cincuenta años de observaciones antes que él.

En 1898, se descubrió Eros, acercándose a la Tierra a una distancia peligrosa. Posteriormente, se descubrieron otros asteroides que se acercaban a la órbita de la Tierra y se asignaron a una clase separada de Amurs.

En 1906, se descubrió a Aquiles, que compartía una órbita con Júpiter y lo seguía a la misma velocidad. Todos los objetos similares recién descubiertos comenzaron a llamarse troyanos en honor a los héroes de la guerra de Troya.

En 1932, se descubrió Apolo, el primer representante de la clase Apolo, que en el perihelio se acerca al Sol más cerca que a la Tierra. En 1976, se descubrió el Aton, que sentó las bases para una nueva clase: los atones, cuya magnitud del eje principal de la órbita es inferior a 1 AU. Y en 1977, se descubrió el primer planeta menor que nunca se acercó a la órbita de Júpiter. Estos pequeños planetas fueron nombrados Centauros como un signo de su proximidad a Saturno.

En 1976, se descubrió el primer asteroide del grupo Aton de aproximarse a la Tierra.

En 1991 se encontró Damocles, que tiene una órbita muy alargada y muy inclinada, característica de los cometas, pero que no forma cola cometaria al acercarse al Sol. Estos objetos se conocieron como Damocloides.

En 1992, logramos ver el primer objeto del cinturón de planetas menores predicho por Gerard Kuiper en 1951. Fue nombrado 1992 QB1. Después de eso, cada año comenzaron a encontrarse más y más objetos grandes en el cinturón de Kuiper.

En 1996, comenzó una nueva era en el estudio de los asteroides: la Administración Nacional de Aeronáutica y del Espacio de los Estados Unidos envió la nave espacial NEAR al asteroide Eros, que se suponía que no solo fotografiaría el asteroide que pasaba junto a él, sino que también se convertiría en un satélite artificial de Eros, y posteriormente. para aterrizar en su superficie.

El 27 de junio de 1997, camino a Eros, NEAR voló a una distancia de 1212 km. del pequeño asteroide Matilda, haciendo más de 50 m de imágenes en blanco y negro y 7 colores, cubriendo el 60% de la superficie del asteroide. También se midieron el campo magnético y la masa de Matilda.

A fines de 1998, debido a la pérdida de comunicación con la nave espacial por 27 horas, el tiempo para orbitar Eros se pospuso del 10 de enero de 1999 al 14 de febrero de 2000. A la hora señalada, NEAR entró en una órbita alta de un asteroide con un pericentro de 327 km y un apocentro de 450 km. Comienza una disminución paulatina de la órbita: el 10 de marzo la nave entró en una órbita circular con una altitud de 200 km, el 11 de abril la órbita bajó a 100 km, el 27 de diciembre hubo una disminución a 35 km, luego de lo cual la misión de la nave entró en la etapa final con el objetivo de aterrizar en la superficie del asteroide. En la etapa de declive - 14 de marzo de 2000 "NEAR nave espacial" fue rebautizada en honor al geólogo y científico planetario estadounidense Eugene Shoemaker, quien murió trágicamente en un accidente automovilístico en Australia, a "NEAR Shoemaker".

El 12 de febrero de 2001, NEAR comenzó la desaceleración, que duró 2 días, terminando con un aterrizaje suave en el asteroide, seguido de fotografiar la superficie y medir la composición del suelo superficial. El 28 de febrero se completó la misión del aparato.

En julio de 1999, la nave espacial Deep Space 1 desde una distancia de 26 km. exploró el asteroide Braille, recopilando una gran variedad de datos sobre la composición del asteroide y obteniendo valiosas imágenes.

En 2000, el aparato Cassini-Huygens tomó fotografías del asteroide 2685 Masursky.

En 2001, se descubrió el primer Aton que no cruzaba la órbita de la Tierra, así como el primer troyano Neptune.

El 2 de noviembre de 2002, la nave espacial Stardust de la NASA fotografió el pequeño asteroide Annafrank.

El 9 de mayo de 2003, la Agencia Japonesa de Exploración Aeroespacial lanzó la nave espacial Hayabusa para estudiar el asteroide Itokawa y entregar las muestras de suelo del asteroide a la Tierra.

El 12 de septiembre de 2005, Hayabusa se acercó al asteroide a una distancia de 30 km y comenzó la investigación.

En noviembre del mismo año, el dispositivo hizo tres aterrizajes en la superficie del asteroide, lo que resultó en la pérdida del robot Minerva, que fue diseñado para fotografiar partículas de polvo individuales y tomar panorámicas cercanas de la superficie.

El 26 de noviembre se hizo otro intento de bajar el vehículo para tomar tierra. Poco antes del aterrizaje, la comunicación con el dispositivo se perdió y se restableció solo después de 4 meses. Se desconocía si era posible hacer una cerca de tierra. En junio de 2006, JAXA informó que el Hayabusa probablemente regresaría a la Tierra, lo que sucedió el 13 de junio de 2010, cuando una cápsula de reentrada que contenía partículas de asteroides cayó cerca del sitio de prueba de Woomera en el sur de Australia. Después de examinar muestras de suelo, los científicos japoneses han establecido que Mg, Si y Al están presentes en la composición del asteroide Itokawa. En la superficie del asteroide hay una cantidad significativa de minerales de piroxeno y olivino en una proporción de 30:70. Aquellos. Itokawa es un fragmento de un asteroide condrítico más grande.

Después de la nave espacial Hayabusa, las fotografías de asteroides también fueron realizadas por New Horizons AMS (11 de junio de 2006 - asteroide 132524 APL) y la nave espacial Rosetta (5 de septiembre de 2008 - fotografía del asteroide 2867 Steins, 10 de julio de 2010 - asteroide Lutetia). Además, el 27 de septiembre de 2007, se lanzó la estación interplanetaria automática Dawn desde el cosmódromo de Cabo Cañaveral, que este año (presumiblemente el 16 de julio) entrará en una órbita circular alrededor del asteroide West. En 2015, el dispositivo llegará a Ceres, el objeto más grande del cinturón de asteroides principal, después de trabajar en órbita durante 5 meses, completará su trabajo ...

Los asteroides varían en tamaño, estructura, forma orbital y ubicación en el sistema solar. Según las características de sus órbitas, los asteroides se clasifican en grupos y familias separados. Los primeros están formados por fragmentos de asteroides de mayor tamaño, y por tanto, el eje semi-mayor, la excentricidad y la inclinación orbital de los asteroides dentro de un mismo grupo coinciden casi por completo. Los segundos combinan asteroides con parámetros orbitales similares.

Actualmente se conocen más de 30 familias de asteroides. La mayoría de las familias de asteroides se encuentran en el cinturón principal. Entre las principales concentraciones de asteroides en el cinturón principal, hay áreas vacías conocidas como grietas o escotillas de Kirkwood. Tales áreas surgen como resultado de la interacción gravitacional de Júpiter, lo que hace que las órbitas de los asteroides sean inestables.

Hay menos grupos de asteroides que familias. En la siguiente descripción, los grupos de asteroides se enumeran en orden de distancia al Sol.

fig.3 Grupos de asteroides: blanco - asteroides del cinturón principal; los verdes fuera del límite exterior del cinturón principal son los troyanos de Júpiter; naranja: grupo de Hilda. ... Fuente: wikipedia

El más cercano al Sol es el hipotético cinturón vulcanoide, planetas menores cuyas órbitas se encuentran completamente dentro de la órbita de Mercurio. Los cálculos por computadora muestran que la región que se encuentra entre el Sol y Mercurio es gravitacionalmente estable y, muy probablemente, existen pequeños cuerpos celestes allí. La detección práctica de ellos se ve obstaculizada por su proximidad al Sol, y hasta ahora no se ha descubierto un solo vulcanoide. Indirectamente, los cráteres en la superficie de Mercurio hablan a favor de la existencia de volcanoides.

El siguiente grupo son los Aton, planetas menores, que llevan el nombre del primer representante descubierto por la astrónoma estadounidense Eleanor Helin en 1976. Atons, el semi-eje mayor de la órbita es menor que una unidad astronómica. Por lo tanto, durante la mayor parte de su trayectoria orbital, los Aton están más cerca del Sol que de la Tierra, y algunos de ellos nunca cruzan la órbita de la Tierra en absoluto.

Se conocen más de 500 Atons, de los cuales solo 9 tienen nombre propio. Los Aton son los grupos de asteroides más pequeños: la mayoría de ellos tienen menos de 1 km de diámetro. El atón más grande es Cruitna, con un diámetro de 5 km.

Los grupos de pequeños asteroides Cupidos y Apolo se distinguen entre las órbitas de Venus y Júpiter.

Los cupidos son asteroides que se encuentran entre las órbitas de la Tierra y Júpiter. Los cupidos se pueden dividir en 4 subgrupos, que se diferencian en los parámetros de sus órbitas:

El primer subgrupo incluye asteroides que se encuentran entre las órbitas de la Tierra y Marte. Menos de 1/5 de todos los cupidos les pertenecen.

El segundo subgrupo incluye asteroides cuyas órbitas se encuentran entre la órbita de Marte y el cinturón de asteroides principal. Les pertenece el antiguo nombre de todo el grupo del asteroide Amur.

El tercer subgrupo de cupidos une a los asteroides cuyas órbitas se encuentran dentro del cinturón principal. Aproximadamente la mitad de todos los cupidos le pertenecen.

El último subgrupo incluye algunos asteroides que se encuentran fuera del cinturón principal y penetran más allá de la órbita de Júpiter.

Hasta la fecha se conocen más de 600 Amur que giran en órbitas con un eje semi-mayor de más de 1,0 UA. y distancias en el perihelio de 1.017 a 1.3 AU. e) El diámetro del cupido más grande, Ganímedes, 32 km.

Apolo incluye asteroides que cruzan la órbita de la Tierra y tienen un eje semi-mayor de al menos 1 UA. Apolo, junto con los atones, son los asteroides más pequeños. Su mayor representante es Sísifo, de 8,2 km de diámetro. En total, se conocen más de 3,5 mil Apolo.

Los grupos de asteroides anteriores forman el llamado cinturón "principal", en el que se concentra.

Detrás del cinturón de asteroides "principal" hay una clase de planetas menores llamados troyanos o asteroides troyanos.

Los asteroides troyanos están cerca de los puntos de Lagrange L4 y L5 en resonancia orbital 1: 1 de cualquier planeta. La mayoría de los asteroides troyanos se encuentran alrededor del planeta Júpiter. Neptuno y Marte tienen troyanos. Se supone que existen cerca de la Tierra.

Los troyanos de Júpiter se dividen en 2 grandes grupos: en el punto L4 hay asteroides, que llevan el nombre de los héroes griegos y avanzan por delante del planeta; en el punto L5: asteroides, que llevan el nombre de los defensores de Troya y se mueven detrás de Júpiter.

Por el momento, Neptuno tiene solo 7 troyanos conocidos, 6 de los cuales se mueven frente al planeta.

Solo se han identificado 4 troyanos en Marte, 3 de los cuales se encuentran cerca del punto L4.

Los troyanos son grandes asteroides, a menudo de más de 10 km de diámetro. El mayor de ellos es el griego de Júpiter - Héctor, con un diámetro de 370 km.

Entre las órbitas de Júpiter y Neptuno, se encuentra el cinturón de los centauros, asteroides que exhiben simultáneamente las propiedades de asteroides y cometas. Entonces, en el primero de los centauros descubiertos, Quirón, se observó una coma al acercarse al Sol.

Actualmente, se cree que hay más de 40 mil centauros con un diámetro de más de 1 km en el sistema solar. El más grande de ellos es Khariklo con un diámetro de unos 260 km.

El grupo de Damocloides incluye asteroides con órbitas muy alargadas y ubicados en el afelio más lejos que Urano y en el perihelio más cerca de Júpiter y, a veces, Marte. Se cree que los Damocloides son los núcleos de planetas que han perdido sustancias volátiles, lo cual se realizó a partir de observaciones que mostraron la presencia de coma en una serie de asteroides de este grupo y en base al estudio de los parámetros de las órbitas de los Damocloides, por lo que se encontró que giran alrededor del Sol en dirección opuesta al movimiento. planetas principales y otros grupos de asteroides.

Clases espectrales de asteroides

Según su cromaticidad, albedo y características de espectro, los asteroides se dividen convencionalmente en varias clases. Inicialmente, según la clasificación de Clark R. Chapman, David Morrison y Ben Zellner, las clases espectrales de asteroides eran solo 3. Luego, a medida que los científicos estudiaban, el número de clases se expandió y hoy hay 14 de ellas.

La clase A incluye solo 17 asteroides que se encuentran dentro del cinturón principal y se caracterizan por la presencia de olivino en el mineral. Los asteroides de clase A se caracterizan por un albedo moderadamente alto y un color rojizo.

La clase B incluye asteroides de carbono con un espectro azulado y ausencia casi completa de absorción en longitudes de onda inferiores a 0,5 μm. Los asteroides de esta clase se encuentran principalmente dentro del cinturón principal.

La clase C está formada por asteroides de carbono, cuya composición se acerca a la composición de la nube protoplanetaria a partir de la cual se formó el sistema solar. Esta es la clase más numerosa, a la que pertenecen el 75% de todos los asteroides. Circulan en las regiones exteriores del cinturón principal.

Los asteroides con un albedo muy bajo (0.02-0.05) y un espectro rojizo uniforme sin líneas de absorción claras pertenecen a la clase espectral D. Se encuentran en las regiones externas del cinturón principal a una distancia de al menos 3 AU. del sol.

Los asteroides de clase E son probablemente restos de la capa exterior de un asteroide más grande y se caracterizan por un albedo muy alto (0,3 y más). En composición, los asteroides de esta clase son similares a los meteoritos conocidos como acondritas enstatitas.

Los asteroides de clase F pertenecen al grupo de los asteroides de carbono y se diferencian de los objetos similares de la clase B por la ausencia de trazas de agua que se absorben a una longitud de onda de aproximadamente 3 micrones.

La Clase G combina asteroides de carbono con una fuerte absorción de rayos UV a una longitud de onda de 0,5 μm.

La clase M incluye asteroides metálicos con un albedo moderadamente alto (0,1-0,2). En la superficie de algunos de ellos hay afloramientos de metales (níquel hierro), como algunos meteoritos. Menos del 8% de todos los asteroides conocidos pertenecen a esta clase.

Los asteroides con un albedo bajo (0.02-0.07) y un espectro rojizo uniforme sin líneas de absorción específicas pertenecen a la clase P. Contienen carbonos y silicatos. Objetos similares prevalecen en las regiones exteriores del cinturón principal.

La clase Q incluye algunos asteroides de las regiones internas del cinturón principal, que son similares en espectro a las condritas.

La clase R combina objetos con una alta concentración en las regiones externas de olivino y piroxeno, posiblemente con la adición de plagioclasa. Hay pocos asteroides de esta clase y todos se encuentran en las regiones internas del cinturón principal.

La clase S incluye el 17% de todos los asteroides. Los asteroides de esta clase tienen una composición de silicio o piedra y se encuentran principalmente en las regiones del cinturón de asteroides principal a una distancia de hasta 3 UA.

Los científicos clasifican los objetos con un albedo muy bajo, una superficie oscura y una absorción moderada en una longitud de onda de 0,85 micrones a los asteroides de clase T. Se desconoce su composición.

La última clase de asteroides identificada hasta la fecha, V, incluye objetos cuyas órbitas están cerca de los parámetros de la órbita del mayor representante de la clase: el asteroide (4) Vesta. En su composición, están cerca de los asteroides de clase S, es decir, consisten en silicatos, piedras y hierro. Su principal diferencia con los asteroides de clase S es su alto contenido de piroxeno.

El origen de los asteroides

Hay dos hipótesis para la formación de asteroides. La primera hipótesis asume la existencia del planeta Faetón en el pasado. No duró mucho y se derrumbó cuando chocó con un gran cuerpo celeste o debido a procesos dentro del planeta. Sin embargo, es muy probable que la formación de asteroides se deba a la destrucción de varios objetos grandes que quedaron después de la formación de los planetas. La formación de un gran cuerpo celeste, un planeta, dentro del cinturón principal no pudo ocurrir debido a la influencia gravitacional de Júpiter.

Satélites de asteroides

En 1993, la nave espacial Galileo adquirió una imagen del asteroide Ida con el pequeño satélite Dactyl. Posteriormente, se descubrieron satélites cerca de muchos asteroides, y en 2001 se descubrió el primer satélite cerca de un objeto del cinturón de Kuiper.

Para asombro de los astrónomos, las observaciones conjuntas realizadas con instrumentos terrestres y el telescopio Hubble demostraron que en muchos casos estos satélites son bastante comparables en tamaño al objeto central.

El Dr. Stern realizó una investigación para descubrir cómo se pueden formar tales sistemas binarios. El modelo estándar para la formación de grandes satélites asume que se forman como resultado de la colisión de un objeto principal con un objeto grande. Tal modelo permite explicar satisfactoriamente la formación de asteroides binarios, el sistema Plutón-Caronte, y también puede aplicarse directamente para explicar la formación del sistema Tierra-Luna.

La investigación de Stern ha puesto en duda una serie de disposiciones de esta teoría. En particular, para la formación de objetos se requieren colisiones con energía, las cuales son muy poco probables, dado el posible número y masa de objetos del cinturón de Kuiper, tanto en su estado inicial como en su estado actual.

Por lo tanto, siguen dos posibles explicaciones: o la formación de objetos binarios no ocurrió como resultado de colisiones, o el coeficiente de reflexión de la superficie de los objetos de Kuiper (con su ayuda para determinar su tamaño) está significativamente subestimado.

Resolver el dilema, según Stern, ayudará al nuevo telescopio espacial infrarrojo de la NASA SIRTF (Space Infrared Telescope Facility), que fue lanzado en 2003.

Asteroides. Colisiones con la Tierra y otros cuerpos cósmicos.

De vez en cuando, los asteroides pueden chocar con cuerpos cósmicos: planetas, el Sol, otros asteroides. También chocan con la Tierra.

Hasta la fecha, se conocen más de 170 grandes cráteres en la superficie de la Tierra: astroblemas ("heridas de las estrellas"), que son los lugares donde cayeron los cuerpos celestes. El cráter más grande para el que probablemente se haya establecido un origen extraterrestre es Vredefort en Sudáfrica, con un diámetro de hasta 300 km. El cráter se formó como resultado de la caída de un asteroide con un diámetro de aproximadamente 10 km hace más de 2 mil millones de años.

El segundo más grande es el cráter de impacto de Sudbury en la provincia canadiense de Ontario, formado cuando un cometa cayó hace 1850 millones de años. Su diámetro es de 250 km.

En la Tierra se conocen otros tres cráteres de meteoritos de impacto con un diámetro de más de 100 km: Chicxulub en México, Manicuagan en Canadá y Popigay (depresión de Popigai) en Rusia. El cráter Chicxulub está asociado con la caída de un asteroide que provocó la extinción del Cretácico-Paleógeno hace 65 millones de años.

Actualmente, los científicos creen que los cuerpos celestes, del mismo tamaño que el asteroide Chicxulub, caen a la Tierra aproximadamente una vez cada 100 millones de años. Los cuerpos más pequeños caen a la Tierra con mucha más frecuencia. Entonces, hace 50 mil años, es decir Ya en el momento en que la gente del tipo moderno vivía en la Tierra, un pequeño asteroide con un diámetro de unos 50 metros cayó en el estado de Arizona (EE. UU.). El impacto creó el cráter Barringer de 1,2 km de ancho y 175 m de profundidad. En 1908, en el área del río Podkamennaya Tunguska a una altitud de 7 km. explotó un bólido con un diámetro de varias decenas de metros. Todavía no hay consenso sobre la naturaleza de la bola de fuego: algunos científicos creen que un pequeño asteroide explotó sobre la taiga, la otra parte cree que la causa de la explosión fue el núcleo del cometa.

El 10 de agosto de 1972, se observó una enorme bola de fuego sobre el territorio de Canadá. Aparentemente estamos hablando de un asteroide con un diámetro de 25 m.

El 23 de marzo de 1989, un asteroide 1989 FC con un diámetro de unos 800 metros pasó volando a una distancia de 700 mil km de la Tierra. Lo más interesante es que el asteroide fue descubierto solo después de que fue removido de la Tierra.

El 1 de octubre de 1990, una bola de fuego con un diámetro de 20 metros explotó sobre el Océano Pacífico. La explosión estuvo acompañada de un destello muy brillante, que fue registrado por dos satélites geoestacionarios.

En la noche del 8 al 9 de diciembre de 1992, muchos astrónomos observaron el paso de un asteroide 4179 Toutatis de unos 3 km de diámetro por la Tierra. El asteroide pasa por la Tierra cada 4 años, por lo que también tienes la oportunidad de explorarlo.

En 1996, un asteroide de medio kilómetro pasó a 200 mil km de nuestro planeta.

Como puede ver en esta lista que dista mucho de ser completa, los asteroides en la Tierra son invitados bastante frecuentes. Según algunas estimaciones, los asteroides con un diámetro de más de 10 metros invaden la atmósfera de la Tierra cada año.