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Asteroides Troyanos (o de Lagrange) de la
Tierra compartiendo la órbita terrestre
Si uno pone un asteroide exactamente en la misma órbita
que la Tierra, ¿que podría pasar? ¿Se mantendría en órbita? ¿Sería
desplazado? ¿O chocaría con nuestro planeta? La respuesta depende de exactamente dónde ponga uno el asteroide. Hay cinco puntos en la
óbita terrestre, o cercanos a ella, que se conocen como los "puntos de
Lagrange", en los que un asteroide se puede mantener estacionario con
respecto a la Tierra. El dibujo a continuación muestra la ubicación de los
puntos de Lagrange, o puntos L.
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Los asteroides
colocados al azar en cualquier otro lugar se desplazarán de
diferentes maneras, dependiendo de dónde se los haya puesto. Si los
asteroides fueron colocados exactamente en los puntos L y no
hubiera perturbaciones (ni siquiera las pequeñas que producen los
otros planetas del Sistema Solar), deberían mantenerse en su lugar
indefinidamente. Pero debido a que sí hay perturbaciones, los
asteroides ubicados en los puntos L1, L2 y L3 serán desplazados
después de un tiempo: sólo los puntos L4 y L5 ofrecen estabilidad.
Por esta razón, es probable que ya haya asteroides orbitando allí.
También hay varias posiciones cercanas a L4 y L5 que pueden
mantener asteroides en una situación estable, aunque esos asteroides
no se quedarán perfectamente estacionarios con respecto a la Tierra.
En el dibujo de arriba se muestran algunos asteroides ubicados
hipotéticamente en las cercanías de los puntos L4 y L5 (en blanco).
A la izquierda se ve una pequeña animación GIF que muestra el
movimiento de Venus (verde-amarillento y más cerca del Sol), Marte
(rojo), Mercurio (lila), la Tierra (verde) y los grupos de
asteroides (blanco), alrededor del Sol. Se dibujaron un par de
asteroides rojos sólo para que se vean un poco mejor los movimientos
relativos entre ellos. Animación
MPEG de 3,1 Mb
Todos los planetas de nuestro Sistema Solar tienen puntos de
Lagrange, al igual que la Tierra. Se han descubierto asteroides
ubicados en los puntos L4 y L5 de Júpiter. Estos asteroides se han
bautizado con nombres de héroes de las guerras Troyanas, y son
llamados "Troyanos", para abreviar. Los puntos L4 y L5 de la Tierra
son referidos, a veces, como "Troyanos terrestres".
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Más animaciones:
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Vuelo a través del punto L4 (3,1 Mb). Esta
animación muestra una escena que comienza en un punto ventajoso por
encima del Sistema Solar. La cámara sigue la velocidad de la Tierra,
viajando hasta tocar con ella, todo esto mientras se apunta al punto
L4. Después de un breve descanso, la cámara vuela hacia la nube de
asteroides en L4 y termina su recorrido apuntando hacia la Tierra,
que se puede ver en el lado derecho de la pantalla. El tamaño del
Sol, los planetas y asteroides ha sido ajustado para ofrecer mejor
visibilidad. |
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Asteroides en la órbita de la Tierra (6,0 Mb). En esta
simulación se han puesto 23 asteroides en la órbita de la Tierra y se ha
simulado su movimiento por más de 1 millón de años. Aunque no aparecen en
la escena, se han calculado las fuerzas gravitatorias de todos los
planetas. Ninguno de los asteroides choca con la Tierra y ninguno escapa.
En contra de lo que la intuición nos dice, la Tierra parece estar en una
zona de tranquilidad, mientras la dinámica de la situación hace que los
asteroides mantengan sus distancias. Los asteroides están identificados
por colores, de acuerdo a su posición inicial. Observe que al final la
mayoría permanecen agrupados en el lado original, aunque les sería
imposible pasar por la vencindad de un punto L a la del otro. Note,
además, que después de un millón de años la mayoría de los asteroides ya
no están en órbitas perfectamente circulares, pues el suave tirón de los
planetas ha alterado poco a poco sus órbitas.
Informe de la NASA sobre la búsqueda
de asteroides cercanos a la Tierra
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La NASA ha
emitido un interesante informe técnico sobre los estudios
potenciales que se realizarán en el futuro relativos a la
catalogación de asteroides cercanos a la Tierra. Este trabajo,
puesto a disposición del público después de un año de trabajo y
análisis, tiene la finalidad de mostrar cuáles son los pasos a
seguir para detectar objetos cercanos a la Tierra de diámetros
menores a 1 Km. No se espera que la caída de cuerpos de estos
diámetros causen daños a escala global, aunque los impactos en
tierra y los tsunamis resultantes de colisiones contra el océano
podrían llegar a producir daños regionales masivos, lo cual implica
que este tipo de objetos aún suponen un riesgo significativo a largo
plazo.
Imagen: vista aerea del cráter Gosses
Bluff (Australia).
En 1998
la NASA inició su programa Spaceguard con la finalidad de se
descubran y rastreen más del 90% de los objetos cercanos a la Tierra
con diámetros superiores a 1 Km antes de finales del año 2008. Un
impacto de cualquier objeto de este tipo acarrearía consecuencias
globales, así se considera que existe un importante riesgo potencial
de impacto en escalas de tiempo de pocos millones de años.
Aproximadamente un 60% de los 1000 a 1200 objetos estimados de este
tamaño ya han sido descubiertos, más o menos un 45% desde que
comenzó esta labor de la NASA. Cada una de las cinco instalaciones
de búsqueda de la mencionada agencia espacial continúa mejorando sus
capacidades técnicas, de tal modo que los progresos a la hora de
eliminar el riesgo de un impactante de gran tamaño pueden
considerarse buenos.
Para
entender los próximos pasos que deben llevarse a cabo a la hora de
descubrir asteoroides y cometas potencialmente peligrosos (cuyas
órbitas puedan llevarlos a las proximidades de la Tierra), la NASA
ha constituido un Equipo de Definición Científico de 12
especialistas, cuyo objetivo es estudiar la posibilidad de extender
los esfuerzos de búsqueda de los cientos de miles de objetos
cercanos a la Tierra con diámetros menores a 1 Km.
La NASA
considera que estos resultados del equipo son preliminares y que
debe llevarse a cabo un programa más profundo para continuar más
allá del año 2008 la investigación realizada mediante el programa
Spaceguard.
TAMAÑO Y
ÓRBITA
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Aproximadamente 200
asteroides tienen diámetros de más de 100 km, y existen miles
de asteroides más pequeños. La masa total de todos los
asteroides del Sistema Solar es mucho menor que la masa de la
Luna. Los cuerpos más grandes son más o menos esféricos, pero
los que tienen diámetros menores de los 160 km suelen
presentar formas alargadas e
irregulares. |
La mayoría de los
asteroides, sin tener en cuenta su tamaño, completan un giro sobre
su eje cada 5 a 20 horas. Algunos asteroides tienen
compañeros.
Actualmente, pocos
científicos creen que los asteroides sean los restos de un planeta
anterior. Lo más probable es que los asteroides ocupen un lugar en
el Sistema Solar donde se podría haber formado un planeta de tamaño
considerable, pero no pudo ser por las influencias disruptivas de
Júpiter. Quizá en un principio, existieran unas pocas docenas de
asteroides que posteriormente se fragmentaron en colisiones mutuas
hasta producir el número actual.
Los llamados asteroides
Troyanos están situados en dos nubes, una que gira 60° delante de
Júpiter, en su órbita, y la otra 60° detrás. En 1977 el asteroide
Quirón fue descubierto en una órbita entre la de Saturno y la de
Urano. A comienzos de la década de 1990 se descubrió que unos 75
asteroides (los asteroides de Amor) cruzaban la órbita de Marte,
unos 50 (los asteroides de Apolo) cruzaban la órbita de la Tierra y
menos de 10 (los asteroides de Atón) tienen órbitas más pequeñas que
la de la Tierra. Uno de los asteroides interiores más grandes es
Eros, un cuerpo alargado que mide 14 × 37 km. Un extraño asteroide
de Apolo, Faetón, de unos 5 km de ancho, se acerca al Sol más que
cualquier otro asteroide conocido (20,9 millones de km). También se
le relaciona con el regreso anual de la corriente de meteoros de
Géminis.
Algunos de los asteroides
que se acercan a la Tierra son objetivos relativamente fáciles para
las misiones espaciales. En 1991, la sonda espacial de la NASA
Galileo, en su viaje a Júpiter, captó el primer plano de un
asteroide. Las imágenes muestran que el pequeño cuerpo, 951 Gaspra,
está salpicado de cráteres y revelan la existencia de un manto de un
material fragmentario o regolito que cubre la superficie del
asteroide.
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El asteroide 3753 Cruithne,
un curioso compañero de la Tierra
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Se sabe ahora que el asteroide vecino a la Tierra
3753 Cruithne es un inusual compañero de nuestro planeta. Este
asteroide comparte la órbita de la Tierra con un movimiento
organizado en una "coreografía" que le permite permanecer estable y
evitar el choque con nuestro mundo.
Esta relación fue revelada en un artículo
científico por Paul Wiegert, Kim Innanen y Seppo Mikkola, publicado
en la revista científica británica Nature el 12 de junio de
1997. Presentamos abajo una breve descripción, no muy técnica, del
movimiento de Cruithne. El recorrido de Cruithne es mucho más
complicado que el de un satélite, sin embargo, analizando los
diagramas con cuidado se pueden aclarar las dudas.
El movimiento del asteroide 3753 Cruithne
Los asteroides cercanos a la Tierra (Near-Earth
asteroids -NEAs-) son nuestros vecinos más cercanos en el Sistema
Solar, además de la Luna, ya que algunos de estos objetos pasan más
cerca de la Tierra que la distancia a la que se halla la Luna. Estos
objetos, con rangos de tamaño que van desde los 30-40 Km (por
ejemplo, 1036 Ganymed y 433 Eros) a sólo unos metros,
son importantes para comprender la frecuencia de los impactos que ha
sufrido la Tierra en el pasado y los que podría sufrir en el
presente. También podrían resultar útiles como bases y/o como
fuentes de minerales cuando los humanos se muevan en el espacio
vecino.
El asteroide vecino 3753 Cruithne posee una órbita
inusual, que recorre lo que en la jerga de la mecánica celeste se
denomina un trayecto co-órbital con la Tierra (lo que significa que
comparte la órbita con ella). Durante años se supo en forma teórica
que esta configuración orbital podía existir. La forma de la órbita
es de un tipo denominado "horseshoe" (herradura de caballo). El
nombre de "órbita de herradura" surge, obviamente, de la forma que
tiene.
Un diagrama orbital en "co-rotación" sólo se puede
visualizar si el observador se mueve junto al planeta en cuestión,
en este caso la Tierra. Hay que imaginar que uno está ubicado por
encima del polo norte de la Tierra, siguiéndola a lo largo de su
órbita, y observa el recorrido del asteriode desde esta posición
privilegiada. El comportamiento inusual del asteroide se hace
evidente al observarlo de este modo. Si se pretende visualizar el
movimiento en un diagrama fijo, que no rota, se hace mucho más
difícil.
Antes de considerar el movimiento de Cruithne,
vamos a examinar una situación menos complicada. Abajo vemos el tipo
de órbita en herradura más simple que es posible para un asteroide
hipotético. Sólo se muestran las órbitas de los planetas interiores
del Sistema Solar. Se los ha identificado con su símbolo tradicional
y son, desde el Sol hacia fuera: Mercurio (violeta), Venus (verde),
la Tierra (celeste) y Marte (rojo). El recorrido del asteroide se ve
en amarillo.
En esta imagen co-rotante se supone que la Tierra
es estacionaria y que nosotros vemos moverse en su vecindad a este
asteroide hipotético. Vemos que se aproxima a la Tierra y cuando
está suficientemente cerca gira y vuelve sobre su camino, y luego
repite el mismo movimiento en el otro extremo. Esta distribución
inusual, en la que el encuentro cercano con el planeta no termina en
impacto o en una fuerte distorsión de la órbita del asteroide, se
llama "en herradura". Obsérvese que el asteroide no gira alrededor
de la Tierra, sino que comparte su órbita.
 Otra forma de ver esta herradura es imaginar una autopista
circular de tres carriles. La Tierra es un gran camión que se mueve
a una velocidad contante por el carril central y el asteroide es un
automóvil. Cuando va por el carril externo, el automóvil se mueve un
poco más despacio que el camión y entonces éste se acerca y lo va
alcanzando. Pero justo cuando el camión está por pasarlo, el
automóvil se pasa al carril interior y acelera. Entonces se va
alejando del camión, pero como el recorrido es circular, se
volverían a encontrar, porque el auto alcanzaría al camión por
detrás. Cuando esto está por ocurrir, el auto retorna al carril
exterior y baja su velocidad, y el ciclo se repite. Esto es lo que
ocurre en un diagrama simple en herradura, ambos vehículos comparten
la misma autopista, pero de una manera coordinada que evita las
colisiones. En realidad la delicada coordinación del asteroide y la
Tierra se produce gracias a las leyes de la mecánica celeste, que
sólo requieren que se den las condiciones correctas.
Las órbitas en herradura pueden ser más complicadas
que lo que se vio arriba. Aunque hasta ahora no se conocen ejemplos
en la naturaleza, los estudios teóricos han mostrado que se pueden
dar herraduras espiraladas, como la que se ve en la figura de abajo.
Volviendo al ejemplo gráfico del automóvil y el camión, aquí el
camión (la Tierra) se mueve a una velocidad constante por el carril
central pero el automóvil cambia constantemente de carril y de
velocidad, de modo que alternadamente se adelanta o se pone detrás
en relación con el camión. Igual que en el ejemplo anterior, un
asteroide que se mueva en esta configuración sería efectivamente
"repelido" por la Tierra en cada aproximación.
Cruithne sigue una órbita de herradura espiralada,
similar a la que se esquematizó arriba, pero su comportamiento es
todavía más raro. En primer lugar, la espiral es más apretada, con
forma de riñón. En segundo lugar, una parte de la herradura se
superpone con la posición de la Tierra cuando se mira desde arriba.
Abajo se ven cuatro imágenes (con una secuencia de izquierda a
derecha) que muestran un lapso de la herradura de Cruithne. Nótese
que la óbita en herradura de Cruithne está compuesta de apretadas
vueltas con forma de riñón, que están tan apretadas en la figura que
se hace imposible distiguirlas individualmente. Recuerde: hay dos
tipos de movimiento aquí: 1) el asteroide recorre en un año la
figura en forma de riñón, 2) la figura de riñón se corre en el
tiempo a lo largo de la órbita de la Tierra, siguiendo una espiral
que, al completar su recorrido, luego de 385 años, ha llenado la
forma de herradura con sus recorridos sucesivos superpuestos.
Aunque parezca que se forma un simple anillo, esto
ocurre a causa de la superposición del recorrido del asteroide con
la posición de la Tierra en el momento en que cambia de dirección.
Las apretadas espiras que recorre el asteroide forman casi un
anillo completo, pero queda una pequeña separación. Esta
característica es otra faceta interesante e inesperada del
comportamiento del asteroide y es una de las cosas que hacen que
esta órbita en herradura sea las más compleja que se conoce.
La superposición del recorrido del asteroide con la
posición de la Tierra es aparente, no produce peligro de colisión
porque el plano de la órbita del asteroide esta muy inclinado con
respecto al plano de la Tierra. La superposición que se ve de arriba
ocurre en un momento en que el asteroide pasa por debajo de
la posición de la Tierra. En la imagen de abajo se muestran dos
vistas de perfil del Sistema Solar interior que ilustran esta
inclinación.
Desde los puntos relativos que se ha graficado se
ve claramente la inclinación del plano de la órbita de Cruithne con
respecto a la de otros planetas. Gracias a esta inclinación,
Cruithne nunca llega a estar demasiado cerca de la Tierra. Su máxima
cercanía es de alrededor de 0,1 unidades astronómicas (unos 15
millones de kilómetros ó 40 veces la distancia de la Tierra a la
Luna). En esta época el asteroide está alejándose de la porción
superpuesta con la Tierra de la órbita en herradura y no volverá a
estar más cerca de nosotros que 0,3 unidades astronómicas (45
millones de km) en el futuro cercano. Cuando se halla en su máximo
acercamiento, pasa casi justo por debajo del polo sur de nuestro
planeta.
Aunque se sabe poco del asteroide 3753 Cruithne,
ahora que se conocen sus características interesantes es muy posible
que será foco de muchos más estudios. Quizás tenga más sorpresas
para darnos.
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Y
los
siete
ángeles
que tenían las siete
trompetas se
dispusieron a tocarlas.
8:7 El primer
ángel tocó la trompeta, y hubo granizo y fuego mezclados con sangre,
que fueron lanzados sobre la tierra; y la tercera parte de los
árboles se quemó, y se quemó toda la hierba verde.
8:8 El
segundo ángel tocó la trompeta, y como una gran montaña ardiendo en
fuego fue precipitada en el mar; y la tercera parte del mar se
convirtió en sangre.
8:9 Y murió
la tercera parte de los seres vivientes que estaban en el mar, y la
tercera parte de las naves fue destruida.
8:10 El
tercer ángel tocó la trompeta, y cayó del cielo
una gran estrella, ardiendo como una antorcha, y cayó sobre
la tercera parte de los ríos, y sobre las fuentes de las
aguas.
8:11 Y el
nombre de la estrella es Ajenjo. Y la tercera parte de las aguas se
convirtió en ajenjo; y muchos hombres murieron a causa de esas
aguas, porque se hicieron amargas.
8:12 El
cuarto ángel tocó la trompeta, y fue herida la tercera parte del
sol, y la tercera parte de la luna, y la tercera parte de las
estrellas, para que se oscureciese la tercera parte de ellos, y no
hubiese luz en la tercera parte del día, y asimismo de la
noche.
8:13 Y miré,
y oí a un ángel volar por en medio del cielo, diciendo a gran voz:
¡Ay, ay, ay, de los que moran en la tierra, a causa de los otros
toques de trompeta que están para sonar los tres
ángeles!
Capítulo
9
9:1 El quinto
ángel tocó la trompeta, y vi una estrella que
cayó del cielo a la tierra; y se le dio la llave del pozo del
abismo.
9:2 Y abrió
el pozo del abismo, y subió humo del pozo como humo de un gran
horno; y se oscureció el sol y el aire por el humo del
pozo.
Apocalipsis
DE SAN JUAN
La revelación de Jesucristo
1:1 La
revelación de Jesucristo, que Dios le dio, para manifestar a sus
siervos las cosas que deben suceder pronto; y la declaró enviándola
por medio de su ángel a su siervo Juan,
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El Sistema Solar aún
contiene otros cuerpos, en general más pequeños que los planetas o
sus lunas: se trata de los asteroides o
pequeños planetas. En el siglo XVIII, cuando
todavía el Sistema Solar terminaba en Saturno, se consideraba válida
una expresión matemática que señalaba una relación entre el orden de
cada planeta respecto del Sol y su distancia al mismo. Cuando el
planeta Urano fue descubierto, su ubicación en el Sistema Solar
resultaba de acuerdo con lo establecido en esa regla (ley de
Bode). |
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De esa ley podía deducirse además que
debía existir algún astro entre Marte y Júpiter, aunque allí no se
había observado ninguno. La incógnita se mantuvo hasta la noche del
1 de enero de 1801, cuando el astrónomo italiano Piazzi descubrió
con un rudimentario telescopio un nuevo cuerpo en esa región, al que
llamó Ceres; luego se determinó que se trata de una
pequeño planeta más o menos esférico de unos 1.000 km de diámetro.
Se había cumplido una vez más la ley de Bode.
Sucedió entonces que, en 1802, se descubrió otro en
la misma zona, Pallas; luego, en 1804, otro más: Juno. La cuenta se
engrosó en 1807, cuando fue hallado otro planetita: Vesta; el
siguiente en el orden de descubrimiento fue Astrae, ya en 1845.
Todos los que fueron encontrándose resultaron mucho
más pequeños que Ceres: Pallas (490 km), Vesta (400 km); y Juno (190
km); el resto tiene dimensiones desde unas pocas decenas de
kilómetros a cientos de metros, o quizás menos. Actualmente, Hator
es el más pequeño conocido: 500 m. En razón de sus reducidas
dimensiones se los denominó "pequeños planetas" y como, al ser
observados telescópicamente, tienen una apariencia estelar, se los
designó asteroides, que literalmente significa "con
forma de estrella".
Únicamente son esféricos aquellos asteroides de
mayores dimensiones; el resto tiene formas bastantes irregulares. En
particular, Héctor tiene forma de reloj de arena (tal vez sean dos
cuerpos unidos en uno solo).
Se ha estimado que la masa de todos los asteroides
juntos sería de apenas el 1% de la masa de la Tierra. Las
observaciones indican que sus superficies son rugosas y, en algunos
casos, con diferentes clases de asimetrías detectadas mediante las
variaciones irregulares de sus brillos.
Son unha serie de obxectos rochosos ou metálicos
que orbitan ó redor do Sol, a maioría no cinto principal,
entre Marte e Xúpiter.
Algúns, sen embargo, teñen órbitas que van máis aló
de Saturno e outros se achegan máis ó Sol cá Terra. Algúns bateron
contra o noso planeta. Cando entran na atmosfera a gran velocidade,
prenden e transfórmanse en meteoritos.
Ós asteroides tamén lles chaman planetas
menores. O meirande é Ceres, con 1.000 km. de diámetro.
Despois está Vesta e Pallas, con 525 km. Atopáronse 16
que superan os 240 km., e moitos máis pequenos. Ida, na
fotografía lateral, ten uns 115 km. de punta a cabo e Gaspra,
abaixo, non chega ós 35.
Se conocen las órbitas de alrededor de
15.000 asteroides. Se descubren, sin embargo, muchos miles más
mediante largas exposiciones fotográficas, pero nose tienen datos
suficientes para calcular las trayectorias de todos
ellos.
Si bien la mayoría de los asteroides
se encuentran entre Marte y Júpiter, se hallaron otros ubicados en
lugares alejados de esa zona del Sistema Solar. El planetita Hidalgo
se acerca bastante a Saturno, y Cirón, por su parte, gira en órbita
entre Saturno y Urano. Otros asteroides, pasan muy cerca del Sol (se
los llama objetos Apolo) y algunos de ellos tienen órbitas tales que
en su rotación alrededor del Sol se aproximan a la Tierra. Otros, en
cambio, se alejan tanto como Neptuno y Plutón.
Júpiter ejerce una fuerte influencia
gravitatoria sobre los asteroides; puede decirse que algunos han
sido "capturados" por la gravedad de Júpiter. Se ha observado que
unos 20 planetitas están ubicados a la misma distancia del Sol que
Júpiter, con períodos de traslación semejantes al de ese planeta; se
los llamó Troyanos, y los nombres individuales de los objetos que
forman este grupo recuerdan a los héroes griegos mencionados por
Homero en la Ilíada y la Odisea. Los asteroides Troyanos se ubican
en uno de los vértices de un triángulo equilátero con vértices en el
Sol y Júpiter.
Si no existiera la influencia
gravitatoria de los grandes planetas (fundamentalmente Saturno y
Júpiter) sobre las órbitas de los asteroides, las trayectorias de
los planetitas tendrían que encontrarse, después de cierto tiempo,
en el mismo lugar del espacio. Pero esa situación no se produce,
justamente por efecto de esas perturbaciones gravitaciones,
las cuales continuamente modifican sus órbitas.
Los astrónomos han agrupado a los
asteroides en conjuntos llamados familias, cuyos miembros tienen
órbitas semejantes. Esta situación puede brindar una pista sobre el
origen de los asteroides, ya que el hecho de que muchos de ellos
tengan aproximadamente la misma órbita podría ser debido a la
fragmentación natural de un cuerpo planetario más grande, o quizás a
que están relacionados entre sí por algún otro origen
común.
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As naves que navegaron a través do cinto de asteroides mostraron
que está practicamente baleiro e que as distancias que separan os
uns dos outros son enormes.
Os asteroides do cinto formáronse, consonte unha teoría, a partir
da destrucción dun planeta, un pequeno planeta. Sería preciso
xuntar 2.500 veces os asteroides coñecidos para te-la masa da Terra.
Segundo outra teoría, un grupo duns 50 formáronse co resto do
Sistema Solar. Logo, as colisións os foron fragmentando.
Dentro do cinto hai lagoas zonas onde non xira ningún
asteroide por mor da influencia de Xúpiter, o planeta xigante máis
próximo. |
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Asteroides |
Radio |
Distancia media al Sol |
Descubrimiento |
|
Ceres |
457 km. |
413.900.000 km. |
1801 |
|
Pallas |
261 km. |
414.500.000 km. |
1802 |
|
Vesta |
262 km. |
353.400.000 km. |
1807 |
|
Hygíea |
215 km. |
470.300.000 km. |
1849 |
|
Eunomia |
136 km. |
395.500.000 km. |
1851 |
|
Psyche |
132 km. |
437.100.000 km. |
1852 |
|
Europa |
156 km. |
436.300.000 km. |
1858 |
|
Silvia |
136 km. |
512.500.000 km. |
1866 |
|
Ida |
58 x 23 km. |
270.000.000 km. |
1884 |
|
Davida |
168 km. |
475.400.000 km. |
1903 |
|
Interamnia |
167 km. |
458.100.000 km. |
1910 |
|
Gaspra |
17 x 10 km. |
205.000.000 km. |
1916 |
|
|
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¿LA
TIERRA EN PELIGRO?
La definición del IAU de
un objeto peligroso (Potentially Hazardous Asteroid) es cualquier
asteroide que reúne las siguientes características:
| Magnitud
absoluta |
<22 |
| Diámetro |
³
175-m |
| Distancia mínima |
0.05UA
(7.5 millones de
km.) |
| Fuerza
explosiva |
2000
Megatoneladas
(» 100.000
Hiroshimas) |
| Diámetro
de cráter |
>2km |
| Número
estimado |
»
1000 |
| Número
conocido |
113 |
Pero habrá también muchos miles de
objetos menores en tamaño que pueden hacer mucho daño, sin ser
catastróficos.
Tabla 1:
Los objetos que se han aproximado a la Tierra
a menos de un millón de kilómetros durante una aparición observada.
Es probable que muchos más encuentros que esos han tenido lugar,
pero siempre en ocasiones cuando el asteroide ha pasado
desapercibido. Nótase como la mayoría de los encuentros son con
cuerpos muy pequeños que no suponen ningún peligro global. El
diámetro se calcula suponiendo un albedo de 0.15 y es muy
aproximado. Ningún asteroide con un diámetro superior a los 11m se
ha adentrado a la órbita lunar.
| Fecha |
Objeto |
Diámetro |
Fuerza
Explosiva |
Duración
Obs. |
Distancia
mínima |
| 1972 Ag. 10.6 |
Desconocido |
9m |
0.2Mton |
2 min. |
60km |
| 1994 Dic. 9.8 |
1994
XM1 |
11m |
0.5Mton |
4h 41m |
112.000km |
| 1993 Mayo 20.9 |
1993
KA2 |
7m |
0.25Mton |
5h 30m |
150.000km |
| 1994 Mar. 15.7 |
1994
ES1 |
9m |
0.5Mton |
4h 21m |
165.000km |
| 1991 Ene. 18.7 |
1991 BA |
9m |
0.5Mton |
2 noches |
165.000km |
| |
La
Luna |
3476km |
|
|
384.400km |
| 1995 Mar. 27.2 |
1995
FF |
22m |
7.5Mton |
5h 00m |
434.000km |
| 1996 Mayo 19.7 |
1996
JA1 |
350m |
1.7x104Mton |
2 noches |
450.000km |
| 1991 Dic. 5.4 |
1991 VG |
8m |
0.35Mton |
1 noche |
464.000km |
| 1989 Mar. 22.9 |
1989 FC
(4581 Asclepius) |
350m |
1.7x104Mton |
2 opos. |
689.000km |
| 1994 Nov. 24.8 |
1994
WR12 |
175m |
2000Mton |
35 noches |
719.000km |
| 1937 Oct. 30.7 |
1937 UB
(Hermes) |
1.1km |
5x105Mton |
4 noches |
734.000km |
| 1995 Oct. 17.2 |
1995 UB |
14m |
2Mton |
- |
749.000km |
| 1993 Oct. 18.8 |
1993 UA |
45m |
63Mton |
- |
1.000.000km |
Tabla 2:
Un listado de todas las personas que han
descubierto al menos 3 NEOs clasificados como peligrosos por el IAU.
Los mejores esfuerzos individuales han sido de Eleanor Helin y de
Rob McNaught, ambos con más de una docena descubiertos en
solitario.
| Observador |
Número de
descubrimientos |
Notas |
| Spacewatch |
24 |
|
| E.
Helin |
17 |
5 con otras
personas |
| R.
McNaught |
14 |
1 con otra
persona |
| C.
Shoemaker |
7 |
3 con E.
Shoemaker |
| JPL/NEAT |
5 |
|
| Lincoln/NEAR |
5 |
|
| C.
Kowal |
3 |
|
| E.
Shoemaker |
3 |
Todos con C.
Shoemaker |
| K.
Lawrence |
3 |
Todos con E.
Helin |
Tabla 3:
La ficha técnica para Icaro.
| Nombre
oficial |
1566 Icarus |
| Designación
provisional |
1949 MA |
| Fecha de
descubrimiento |
27 de junio de 1949 |
| Descubridor |
Walter Baade |
| Ultima
observación |
1996 julio 4 |
| Magnitud
absoluta |
16.9 |
| Diámetro |
» 1.8km |
| Número de
oposiciones observadas |
14 |
| Distancia del
perihelio |
0.187UA |
| Distancia del
afhelio |
1.969UA |
| Excentricidad |
0.827 |
| Inclinación |
22°
.9 |
| Período |
1.113 años |
| Máxima
aproximación posible (actualmente) |
0.040UA
(6 millones de
kilómetros) |
| Próxima
aproximación a < 0.2UA |
2015 junio 16, 16:20TU a 0.0545UA
(8.2 millones de
kilómetros) |
| Máxima
aproximación (siglo 21) |
2090 junio 14, 17:17TU a 0.0357UA
(5.3 millones de
kilómetros) |
El retorno de 2006 tendrá el siguiente
desenlace:
- 31 marzo: Icaro cruza la órbita de la
Tierra camino hacia el perihelio. En este momento el asteroide
estará casi en conjunción con el sol y a unos 1.9UA de la
Tierra.
- 19 mayo: Perihelio. La Tierra y el
asteroide estarán separados por unos 1.0UA.
- 14 junio: La Tierra cruza el nodo
descendente de la órbita de Icaro.
- 2 julio: Icaro cruza su nodo descendente,
18 días y 0.3UA detrás de la Tierra.
Tabla 4:
Las máximas aproximaciones del asteroide 1997
XF11 desde 1957. Nótase como el asteroide ha
estado tan brillante como magnitud 11.7 en el pasado, sin ser
detectado. Hay una periodicidad muy aproximada de unos 7 años en sus
aproximaciones.
| Fecha |
Distancia
(UA) |
Distancia
(106km) |
Magnitud |
Magnitud
máxima |
| 1957 oct. 24 |
0.015 |
5.4 |
12.1 |
11.4 |
| 1971 mayo 19 |
0.032 |
4.5 |
12.5 |
11.8 |
| 1976 nov. 9 |
0.240 |
36.0 |
16.8 |
16.6 |
| 1983 sep. 28 |
0.209 |
31.3 |
18.2 |
16.1 |
| 1990 jun. 23 |
0.260 |
38.9 |
18.3 |
16.4 |
| 1997 mayo 11 |
0.155 |
23.2 |
16.1 |
15.6 |
Tabla 5:
Las aproximaciones del 1997 XF11 a
menos de 7.5 millones de kilómetros (0.05UA) hasta finales del
próximo siglo.
| Fecha |
Hora (TU) |
Distancia
(km) |
Distancia
(UA) |
| 2028 oct. 26 |
06:15 |
960 000 |
0.0064 |
| 2095 oct. 26 |
15:22 |
2 890 000 |
0.0193 |
| 2090 mayo 20 |
11:02 |
6 700 000 |
0.0447 |
Tabla 6:
La ficha técnica para el 1997
XF11.
| Nombre
oficial |
No tiene |
| Designación
provisional |
1997 XF11 |
| Fecha de
descubrimiento |
6
de diciembre de 1997 |
| Descubridor |
Jim Scotti |
| Ultima
observación |
23 marzo 1998 |
| Magnitud
absoluta |
17.0 |
| Diámetro |
» 1.8km |
| Número de
oposiciones observadas |
2 |
| Distancia del
perihelio |
0.744UA |
| Distancia del
afhelio |
2.139UA |
| Excentricidad |
0.483 |
| Inclinación |
4°
.1 |
| Período |
1.731 años |
| Máxima
aproximación posible (actualmente) |
<0.0005UA |
| Próxima
aproximación a < 0.2UA |
2002 oct. 31, 02:38TU a 0.0650UA |
| Máxima
aproximación (siglo 21) |
2028 oct. 26, 06:15TU a
0.0064UA |
Tabla 7:
Todas las aproximaciones de asteroides
potencialmente peligrosos (mayores que 200m de diámetro, con órbita
más o menos conocida) hasta finales del siglo 21. No cabe la menor
duda que muchos asteroides menores que 200m de diámetro se
aproximarán a la Tierra a distancias menores en este intervalo de
tiempo, aunque tales aproximaciones son casi imprevisibles de
momento.
| Número |
Nombre |
Fecha
de aproximación |
Distancia
(UA) |
Distancia (millones
de km) |
| 2340 |
Hathor |
2086 oct. 21.67 |
0.0059 |
0.88 |
| |
1997
XF11 |
2028 oct. 26.26 |
0.0064 |
0.96 |
| 2340 |
Hathor |
2069 oct. 21.35 |
0.0066 |
0.99 |
| 4660 |
Nereus |
2060 feb. 14.32 |
0.0080 |
1.20 |
| |
1988
TA |
2053 oct. 1.26 |
0.0088 |
1.32 |
| 4179 |
Toutatis |
2004 sep. 29.57 |
0.0104 |
1.56 |
| 4581 |
Asclepius |
2051 mar. 24.34 |
0.0122 |
1.83 |
| 7482 |
1994
PC1 |
2022 ene. 18.91 |
0.0132 |
1.98 |
| 4660 |
Nereus |
2071 feb. 3.96 |
0.0149 |
2.32 |
| |
1998
DV9 |
2058 feb. 3.96 |
0.0155 |
2.25 |
| |
1989
UQ |
2093 ag. 13.47 |
0.0160 |
2.40 |
Tabla 8:
Los diez asteroides peligrosos que más pueden
acercarse a la Tierra. Las tres primeras columnas son el número y
nombre (si proceda) del asteroide, seguido por su designación. A
continuación se presenta la distancia mínima teórica de
aproximación, el número de oposiciones observadas para el asteroide
o, en su falta, el arco de órbita observado (en días). En las
últimas dos columnas se incluye la magnitud absoluta y el diámetro
aproximado del asteroide. De los diez asteroides uno, Hermes, está
totalmente perdido pero los demás están bajo control.
|
Número |
Nombre |
Designación |
Distancia
mínima
(UA) |
Oposiciones
/
Días |
H |
Diámetro
(km) |
|
2201 |
Oljato |
1947
XC |
0.000 |
9 |
15.25 |
3.9 |
|
1981 |
Midas |
1973
EA |
0.000 |
7 |
15.5 |
3.5 |
| |
|
1997
BR |
0.000 |
3 |
17.5 |
1.4 |
| |
|
1997
XF11 |
0.000 |
2 |
17 |
1.8 |
| |
|
1989
UP |
0.001 |
2 |
20.5 |
0.36 |
| |
|
1997
QK1 |
0.001 |
72
días |
20 |
0.45 |
| |
|
1997
GL3 |
0.002 |
29
días |
20 |
0.45 |
| |
Hermes |
1937
UB |
0.003 |
4
días |
18 |
1.1 |
| |
|
1994
WR12 |
0.003 |
35
días |
22 |
0.18 |
| |
|
1996
SK |
0.003 |
2 |
17 |
1.1 |
Tabla 9
Los NEOs conocidos mayores de 2km de
diámetro. Varios de los objetos de esta lista chocarán
previsiblemente con la Tierra en los próximos millones de años. Su
fuerza explosiva varia desde los 4x106 Megatoneladas del
objeto 1993 DQ1 hasta las
108 Megatoneladas del 1990 MU.
Número |
Nombre |
Designación |
Dist. Mín. (UA) |
Diám (km) |
Ops./Días |
|
4953 |
|
1990
MU |
0.040 |
6.7 |
9 |
|
4183 |
Cuno |
1959
LM |
0.038 |
5.8 |
7 |
|
3200 |
Phaethon |
1983
TB |
0.026 |
5.3 |
10 |
|
2201 |
Oljato |
1947
XC |
0.000 |
3.9 |
9 |
|
4179 |
Toutatis |
1989
AC |
0.006 |
3.8 |
8 |
|
1981 |
Midas |
1973
EA |
0.000 |
3.5 |
7 |
|
4486 |
Mithra |
1987
SB |
0.045 |
3.4 |
5 |
|
1620 |
Geographos |
1951
RA |
0.046 |
3.4 |
19 |
|
4015 |
Wilson-Harrington |
1979
VA |
0.049 |
2.8 |
5 |
| |
|
1990
HA |
0.012 |
2.8 |
212d |
|
2102 |
Tantalus |
1975
YA |
0.029 |
2.5 |
5 |
|
1862 |
Apollo |
1932
HA |
0.028 |
2.5 |
6 |
|
3671 |
Dionysus |
1984
KD |
0.033 |
2.4 |
4 |
|
5604 |
|
1992
FE |
0.037 |
2.3 |
4 |
| |
|
1991
VH |
0.013 |
2.2 |
2 |
| |
|
1994
CN2 |
0.014 |
2.2 |
3 |
| |
|
1996
EN |
0.017 |
2.2 |
3 |
| |
|
1990
SM |
0.019 |
2.2 |
24d |
| |
|
1993
DQ1 |
0.048 |
2.2 |
3 | ![]() Back to the Asteroids homepage.
|
|
|
Una nueva investigación
eleva a 1.000 años la probabilidad de choque con un gran
asteroide
Hasta ahora se creía que
era de cientos de años |
|
La posibilidad de que un
gran asteroide choque contra la Tierra no es de cien o doscientos
años, sino de mil años, según una investigación realizada con el
apoyo de satélites militares. La investigación ha analizado 300
impactos de pequeños meteoritos ocurridos en la atmósfera desde 1994
y ha establecido sólidas bases estadísticas para extrapolar la
frecuencia a objetos de mayor tamaño. Por Eduardo
Martínez.
|
| |
Los asteroides de
mediano tamaño, suficientemente grandes como para arrasar una
gran ciudad, tienen menos posibilidades de impactar sobre la
Tierra de lo que hasta ahora se pensaba, según un estudio
desarrollado con la ayuda de satélites militares.
En
realidad, pequeños trozos de rocas espaciales nacidas de las
colisiones que se producen en el cinturón de asteroides, o
bien restos de cometas, caen en la Tierra todos los días. Sin
embargo, la mayoría son tan pequeños como un grano de arroz y
se desintegran completamente al atravesar la atmósfera y
resultan inofensivos.
En 1908 uno de estos meteoritos,
de aproximadamente 45 metros de largo, se estrelló sin embargo
contra Siberia y provocó una explosión que destruyó varios
centenares de kilómetros de vegetación en la región de
Toungouska. De haber caído en una zona poblada habría
provocado millones de muertos.
Aquella explosión fue
equivalente a la de 10 millones de toneladas de TNT, muy
superior a la potencia explosiva de la bomba atómica lanzada
sobre Hiroshima en 1945, que fue de 13.000 toneladas, lo que
da idea de lo que una de estas rocas espaciales de tamaño
medio puede representar para la vida en la
Tierra.
Probabilidad más remota
Una
investigación desarrollada en los últimos ocho años utilizando
los datos de satélites militares, ha podido calcular ahora que
la probabilidad de que un asteroide como el de Toungouska
vuelva a impactar sobre la Tierra es remota, ya que según
estos cálculos la probabilidad matemática es de un impacto por
cada 1.000 años.
Hasta ahora se pensaba que la
frecuencia de impactos de este tipo era de cien o doscientos
años. Sin embargo, el estudio dirigido por Peter Brown, un
astrofísico de la Universidad de Western Ontario (Canada),
publicado en la revista Nature, ha recurrido a
observaciones más precisas de la atmósfera para llegar a estas
conclusiones.
Dado que los fragmentos estelares de más
de un metro son demasiado pequeños para ser detectados por
cámaras o telescopios situados en la superficie del planteta,
Peter Brown concibió la idea de estudiar los destellos creados
por la combustión de desechos cósmicos en la atmósfera con la
ayuda de satélites militares.
Estos satélites, situados
a 36.000 kilómetros de altitud y especializados en detectar
explosiones nucleares, tienen la capacidad de contemplar la
atmósfera terrestre en su conjunto y en la práctica funcionan
como detectores de meteoritos que llegan a nuestro planeta a
la velocidad de 20,3 kilómetros por segundo.
300
destellos en ocho años
Midiendo la intensidad de
los destellos observados en la atmósfera, los investigadores
han podido determinar el tamaño y la potencia explosiva de los
asteroides. Así han podido detectar 300 destellos causados por
residuos estelares que tenían entre 90 centímetros y 9 metros
de diámetro entre febrero de 1994 y septiembre
pasado.
Los trozos de roca observados no tenían en
ningún caso una fuerza explosiva superior a una tonelada de
TNT, lo que ha llevado a los investigadores a concluir que las
posibilidades matemáticas de que un asteroide del tamaño del
de Toungouska se estrelle de nuevo contra la tierra es mucho
menor de lo que hasta ahora pensaba la comunidad
científica.
El trabajo ha sido acogido con alivio por
una parte, debido a que el temor a un encuentro trágico con un
asteroide parece menor, pero también ha suscitado escepticismo
porque sólo habla de probabilidades matemáticas elaboradas a
partir del flujo de asteroides observado en los últimos ocho
años, lo que no implica que este flujo vaya a mantenerse en el
futuro.
Para prevenir esta amenaza potencial, los
radares y telescopios vigilan permanentemente el espacio.
Según Linear Lincoln Near Earth Asteroid Research (MIT,
Nasa, US Air Force), hay censados cerca de 1.000 EO (near
Earth objects) con muchos kilómetros de diámetro con capacidad
para provocar una tragedia. Sobre esta posibilidad, las
estadísticas señalan que ocurre una vez cada millón de
años.
Ley de frecuencia
Sin embargo, las
estadísticas son más imprecisas cuando se trata de objetos de
menor tamaño y es el problema que ha resuelto Peter Brown con
el apoyo de los satélites militares.
Con estas
herramientas, los investigadores tratan de determinar si
realmente existe una ley que establece que cuanto más
pequeños, más numerosos son los impactos de rocas estelares
contra la Tierra.
Si existe una proporción entre el
tamaño y el número, es posible entonces extrapolar las
estadísticas a objetos de gran tamaño y con 300 episodios
observados, parece que la estadística permite rebajar las
probabilidades de riesgos como el de Siberia.
De esta
forma los investigadores han rebajado de unos siglos a mil
años la probabilidad de un nuevo episodio traumático para
nuestro planeta, ya que según los cálculos elaborados con
estas premisas, las colisiones que provocan una explosión de
0,3 kilotoneladas ocurren todos los meses, las de cinco
kilotoneladas son anuales y las de 50 kilotoneladas ocurren
sólo cada diez años.
|
|
|
Se cree que muchas de las 60 lunas de Júpiter son Asteroides
atrapados por la gravedad del gran Gigante
|
|
Asteroides
19539 - ANAVERDU |
|
|
|
La Circular número 42367
editada el dia 6 de Marzo de 2001 por el Minor Planet Center (20
Comission de la Unión Astronómica
Internacional) Cita respecto a este Asteroide de nuestro Sistema
Solar:
Anaverdu:
(19539) Anaverdu = 1999
JO14
Discovered 1999 May. 14 by J. Nomen
at the Ametlla de Mar Observatory.
Barcelona-born Ana Verdu, wife of the discoverer, is being honored
on
the occasion of her 38th birthday, 2001 March
8.
|
|
| |
Anaverdu
es un Planetoide de
unos 5.2 Kms, que da vueltas alrededor del Sol entre las órbitas de
Marte y Júpiter, por lo tanto jamás se acerca a la Tierra ni puede
impactar con ella. No obstante su órbita es un tanto excentrica, lo
que hace que vaya desde las 1.91 Unidades Astronómicas del Sol, a
las 2.75 UA. (La Tierra da vueltas al sol a 1 UA, unos 150.000.000
kms aprox. en una órbita mucho mas circular.) Tarda 3.56 años en dar
una vuelta completa al sol (1298.5 dias). Es pues un Asteroide del
cinturón principal (Main Belter), lugar donde se encuentran la
mayoría de Asteroides del Sistema Solar.
| |
Este asteroide fué descubierto desde el Observatorio de Ametlla de Mar (Tarragona) por Jaime Nomen, la noche del 14 de
Mayo de 1999, mientras se medían las posiciones de otro
asteroide conocido, y fué confirmado la noche del 17 de Mayo.
El Minor
Planet Center designó provisionalmente el nuevo astro como
1999 JO14, fué entonces observado durante un arco de 59 dias,
hasta que se ocultó en la luz del atardecer. Debieron pasar
casi dos años mas hasta que volvió a regresar a su nueva
oposición con la Tierra, esa fué una oposición afélica, mas
alejada de la Tierra y por lo tanto mas dificil de
reencontrar, pero fué recuperado primeramente por LINEAR
(Socorro-New Mexico), quien lo observó un mes antes de su
oposicion del año 2000 (concretamente el dia 2 de Octubre).
Posteriormente, el día 4 de noviembre de 2000, fué también
observado desde Ametlla de Mar, (mag 19.1), Entonces con las
nuevas mediciones astrométricas fué ajustada mucho mas
precisamente su órbita, y casualmente relacionada con otros
avistamientos previos efectuados en 1996 desde NEAT (Hawaii) y
reconocido en placas del Digited Sky Survey del Palomar
Mountain y del UK Schmidt del Observatorio Siding Spring
(Australia). Finalmente el Minor Planet Center numeró el
asteroide al considerar que su órbita era ya suficientemente
conocida para no perderse jamás. El nombre propuesto
"Anaverdu" por su descubridor, fué aceptado por los 13
miembros del Committee for
Small Body Nomenclature (CSBN) of the International
Astronomical Union en fecha en fecha 6 de Marzo de
2001
Puede observarse un
Esquema Tridimensional Animado de su movimiento y de su órbita
para cualquier día o año en la Web del Jet
Propulsión Laboratory - NASA - Orbits introduciendo el
nombre de "Anaverdu"
ESQUEMA DE SU
ORBITA
|
|
ELEMENTOS ORBITALES (19539) Anaverdu (1999 JO14)
Period of orbit 3.56 years (1298.5 days)
Perihelion distance 1.91 AU
Aphelion distance 2.75 AU
Orbital elements:
Semimajor axis 2.3293180 AU
Eccentricity 0.1804784
Inclination of orbit 6.8425400 degrees
Argument of perihelion 128.1437600 degrees
Long. ascending node 139.2984500 degrees
Mean anomaly 162.9970000 degrees
Epoch of elements JD 2452000.5 ( 1 Apr 2001 0:00)
Assumed asteroid diameter 5.2 km
Comments from the MPCORB database:
Designation: (19539) Anaverdu 1999 JO14
Absolute magnitude: 15.5
Slope parameter: 0.15
Orbital elements:
Semimajor axis: 2.3293180
Eccentricity: 0.1804784
Inclination of orbit: 6.84254
Argument of perihelion: 128.14376
Long. ascending node: 139.29845
Mean anomaly: 162.99700
Epoch of elements: 1 Apr 2001
Uncertainty level: 2
83 observations made at 6 oppositions
Orbital arc: 1982-2000
Last observed: 2000 11 26
RMS residual: 0.94
Perturbing objects used in orbit: M-v
Orbit computed by Williams
Orbit based on the JPL DE403 positions and masses
Reference: MPO 6579
NOTIFICACION DEL DESCUBRIMIENTO Y
DESIGNACIÓN PROVISIONAL DEL ASTEROIDE
COD 946
OBS J. Nomen
MEA J.
Nomen
TEL 0.30-m f/5.0 reflector + CCD
NET
USNO-SA1.0
JNT002 * C1999 05 14.89797 14 55 21.11 -02 19 35.0
17.1 R 946
JNT002 C1999 05 14.91885 14 55 19.92 -02 19 32.9
946
JNT002 C1999 05 14.93747 14 55 18.74 -02 19 30.1
946
JNT002 C1999 05 17.93325 14 52 44.99 -02 11 15.1 17.0 R
946
JNT002 C1999 05 17.94083 14 52 44.55 -02 11 14.2 16.9 R
946
JNT002 C1999 05 17.96060 14 52 43.51 -02 11 08.8 17.1 R
946
06665 C1999 05 14.89797 14 55 16.87 -02 20 35.9 16.7 R
946
06665 C1999 05 14.91885 14 55 15.83 -02 20 35.1 16.4 R
946
06665 C1999 05 14.93747 14 55 15.05 -02 20 34.7 946
06665
C1999 05 17.93325 14 52 54.78 -02 18 31.5 16.4 R 946
06665 C1999
05 17.94083 14 52 54.43 -02 18 31.1 16.6 R 946
06665 C1999 05
17.96060 14 52 53.53 -02 18 30.0 16.6 R 946
JNT002
J99J14O
------------------------------------------------------------------------
Gareth
V. Williams, MS 18, 60 Garden Street, Cambridge, MA 02138,
U.S.A.
Associate Director, IAU Minor Planet Center
http://cfa-www.harvard.edu/iau/mpc.html
IMAGENES ANIMADAS DEL
DESCUBRIMIENTO
|
 |
|
|
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| Imagenes del dia
17 de Mayo de 1999. 1999JO14 aparecía en la parte superior,
mientras que 6665 se desplazaba por la parte inferior.
Clicando encima de la imagen puede verse una animación que
pone de manifiesto el desplazamiento de los asteroides sobre
el fondo de cielo |
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RECUPERACION DESDE 946 AMETLLA DE
MAR EN SU OPOSICION CASI AFELICA DE NOVIEMBRE DE 2000
COD 946
OBS J. Nomen
MEA J.
Nomen
TEL 0.40-m f/2.0 Schmidt + CCD
NET
USNO-SA2.0
J99J14O C2000 11
04.95811 03 08 33.56 +06 13
00.5 18.6
R 946
J99J14O C2000 11 04.97380 03 08 32.55 +06 12
55.8 18.7
R 946
J99J14O C2000 11 04.98538 03 08 31.74 +06 12
52.7
946
IMAGENES ANIMADAS DE SU
RECUPERACION (NOV 2000)
| Imagenes del
dia 4 de Noviembre de 2000. 1999JO14 aparece muy debil en esta
oposición casi afélica. Clicando encima de la imagen puede
verse una animación que pone de manifiesto su
desplazamiento. |
PARAMETROS ORBITALES
MPC
Epoch 2001 Apr. 1.0 TT =
JDT 2452000.5
Williams
M 162.99700
(2000.0)
P
Q
n 0.27724321 Peri.
128.14376
-0.04097392 +0.99613490
a
2.3293180 Node 139.29845
-0.94994347
-0.01473349
e 0.1804784
Incl. 6.84254
-0.30972334 -0.08659203
P
3.56 H
15.5 G
0.15 U
2
>From 83 observations at 6 oppositions,
1982-2000, mean residual 0".94.
HACE UNOS CUANTOS AÑOS
...
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13 de Octubre de 1982, ese
mismo dia, mientras desde el observatorio de Siding Spring
(Australia), accidentalmente quedaba registrado el trazo
dejado por 1999 JO14 en una de sus placas fotográficas,
diecisiete años antes del descubrimiento, yo me fotografíaba
junto a la que era entonces mi amiga, hoy mi esposa, Ana
Verdú. Este asteroide ha sido bautizado ahora con su nombre.
19539 - ANAVERDU (imagen del Digital Sky Survey localizada y
cedida por Reiner M. Stoss, 611-Starkenburg, Alemania) (Thanks
Reiner !!) |
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Ana Verdugo ( La descubridora )
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NOTIFICACION DE SU
NUMERACION
- ..............
- (19529) 1999 GQ15 1999 04 15 Kitt
Peak Spacewatch
- (19530) 1999 GQ23 1999 04 06
Socorro LINEAR
- (19531) 1999 GM32 1999 04 07
Socorro LINEAR
- (19532) 1999 GB34 1999 04 06
Socorro LINEAR
- (19533) 1999 GM35 1999 04 07
Socorro LINEAR
- (19534) 1999 GL47 1999 04 06
Anderson Mesa LONEOS
- (19535) 1999 HF3 1999 04 24 Reedy
Creek Broughton, J.
- (19536) 1999 JM4 1999 05 10 Socorro
LINEAR
- (19537) 1999 JL8 1999 05 12 Socorro
LINEAR
- (19538) 1999 JD12 1999 05 13
Socorro LINEAR
- (19539) 1999 JO14 1999 05 14
Ametlla de Mar Nomen, J.
- (19540) 1999 JF23 1999 05 10
Socorro LINEAR
- ..............
TODOS LOS OBSERVATORIOS QUE HAN
OBSERVADO Y REALIZADO ASTROMETRÍA DE ANAVERDU Y SUS RESIDUALES POR
CODIGO 413 - Siding Spring Observ.
566 - Haleakala-NEAT/GEODSS
608 - Haleakala-AMOS
620 - Observatorio Astronómico de Mallorca
675 - Palomar Mountain
699 - Lowell Observ. LONEOS
703 - Catalina Sky Survey
704 - LINEAR (New Mexico)
946 - Ametlla de Mar
PROPUESTA DE SU NOMINACION AL
MPC
Anaverdu
19539 Ana Verdu
(19539) Anaverdu = 1999
JO14
Discovered 1999 May. 14 by J. Nomen
at the Ametlla de Mar Observatory.
Named
in honor of Ana Verdu, born in Barcelona (Spain), wife of the
discoverer, on the occasion of her 38th birthday, 2001 March
8.
ACEPTACION DE LA
PROPUESTA
Your name proposal received and filed
for consideration for publication in
the MPCs to be dated 2001
Mar. 9.
Brian G. Marsden
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Vesta
Ida
y Dactil
Mathilde
Eros
