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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.
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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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|
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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 | | |
Vesta
Ida y Dactil
Mathilde
Eros