Formación de Asteroides

Formación de Asteroides. ¿Conoces al (25143) Itokawa?

Vamos con un artículo más de nuestra sección “Astrofísica popular”, dedicado esta vez al estudio de asteroides y su formación. Tomemos de ejemplo el (25143) Itokawa.

Formación de Asteroides.

Formación de Asteroides.

Los asteroides están formados por un conglomerado de “escombros” de la nube primordial que formó el Sistema Solar, que con el paso del tiempo han ido evolucionando por diversos factores, como es la radiación solar, los choques con otros asteroides, formación de pequeños  cráteres, etc.

Pero lo importante es determinar qué fuerzas son las que actúan para mantener cohesionados todos estos trozos de material en un cuerpo de tan baja gravedad como es el caso de los asteroides. Un tipo de asteroide que ha sido estudiado en profundidad es el asteroide (25143) Itokawa. Este asteroide fue visitado en el año 2005 por la nave Hayabusa, desarrollada por la Agencia de Exploración Aeroespacial de Japón (JAXA), que pudo tomar toda una serie de datos del asteroide, como su masa, dimensiones, densidad, etc.


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(25143) Itokawa.

Se trata de un asteroide de dimensiones 535x294x209 m, con una masa de 3.51 x 1010 Kg y una densidad estimada de 1.9 g/cm3, su gravedad es de 0.0001m/s2 y la velocidad de escape del asteroide de 0.0002 km/s. Como se observa tiene una baja gravedad, por tanto todo el conglomerado de escombros están unidos por fuerzas de cohesión que son superiores a la fuerza de la propia gravedad del objeto.

Asteroide itokawa, descubierto en 1998 por el telescopio LINEAR. Fuente wikipedia.
Asteroide itokawa, descubierto en 1998 por el telescopio LINEAR. Fuente wikipedia.

Fotografías tomadas por la nave espacial Hayabusa revelaron que la superficie de Itokawa está llena de partículas de diferentes tamaños. Aún más desconcertante fue la separación lateral de las partículas pequeñas y grandes, con grandes rocas que ocupan las tierras altas y pequeñas piedras que ocupan las tierras bajas.

Más detalles.

Todos los asteroides tienen una fuerza gravitatoria muy baja, como hemos visto en el Itokawa, y unas densidades muy por debajo que la densidad de los meteoritos recogidos en Tierra, esto indica que la mayoría de los asteroides tienen una alta porosidad.

Según la porosidad los podemos  dividir en tres tipos:
  1. Asteroides sólidos.
  2. Con una macroporosidad alrededor del 20% con alta probabilidad de fragmentación.
  3. Con macroporosidad mayor del 30% que sería el caso de estructuras tipo “pilas de escombros”.

En general se puede decir que los asteroides tienen una alta macroporosidad en su interior, manteniendo así mismo el material suelto en la superficie, que debido a la poca fricción y gravedad hace que las pequeñas partículas no puedan rellenar las fracturas y huecos del objeto.

Esta alta porosidad provoca también que los choques sobre estos asteroides se atenúen rápidamente y que se formen cráteres por compactación y no por eyección de material. Por tanto en el interior de estos asteroides tan porosos hay muchos huecos.

La sonda que visitó al asteroide Itokawa despejó muchas dudas sobre la estructura de los asteroides. Este en particular tiene una alta velocidad de rotación por lo que si es una pila de escombros cabría pensar que las fuerzas centrípetas llegarían a vencer a su baja gravedad y llegarían  a romper el asteroide, pero no es así. La solución es la siguiente, estos cuerpos se mantienen unidos por fuerzas de Van der Waals.

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Fuerzas de Van der Waals.

Son fuerzas atractivas o repulsivas entre moléculas, serían las responsables de la cohesión de los granos de polvo del regolito de los asteroides. El regolito es una capa continua de material fragmentario, producida por impactos meteoríticos, que forma los depósitos superficiales en los asteroides.

Las fuerzas de Van der Waals pueden explicar la evolución de los asteroides, y su escala de tamaños, y también explicaría la estructura y evolución de los anillos planetarios. Para el caso de los asteroides los granos de polvo experimentan una fuerza de cohesión entre sí debido a la fuerza de Van der Waals. Esto provoca que todo el regolito este cohesionado y no salga despedida ninguna roca de la pila de escombros.

Todo este material que está sobre la superficie del asteroide puede sufrir erosión, porque aunque esté en el vacío hay ciertas influencias que pueden erosionar la superficie del asteroide, por ejemplo los impactos, la implantación de iones de viento solar, pulverización o bombardeo de micrometeoritos.

Estas influencias provocan una erosión espacial, para estudiar este tipo de erosión se suele tomar como referencia  la superficie lunar y compararla con la superficie de los asteroides.

Superficie de la luna y Asteroide Gaspra. Foto: NASA.
Superficie de la luna y Asteroide Gaspra. Foto: NASA.

Lugares del sistema solar con mayor número de asteroides.

Un sitio con miles de asteroides es el cinturón principal de Asteroides (CP) que se encuentra ubicado entre Marte y Júpiter, a una distancia del sol entre 2 y 3.6 UA, su masa total (sí sumáramos todos los asteroides) sería aproximadamente 1/1000 de la masa de la Tierra, con lo que están muy dispersos entre sí.

La imagen de muchas películas de ciencia ficción en la que las naves atraviesan zonas de asteroides esquivándolos es totalmente irreal para el caso de nuestro cinturón de asteroides.

Si queremos observarlos desde la Tierra no tenemos más que observar la dirección del plano de la eclíptica y tal vez podamos encontrar alguno empleando métodos de astrometría.

El cinturón principal de asteroides.
El cinturón principal de asteroides.

Estos asteroides son los restos de la formación del Sistema Solar por tanto tienen una edad de 4,6 mil millones de años.

Debido a la temprana formación del planeta Júpiter, se puso fin a la formación de cuerpos planetarios entre Marte y Júpiter.

Esto fue debido a las perturbaciones entre los protoplanetas y Júpiter, dando lugar a colisiones y a la excitación dinámica de poblaciones de pequeños cuerpos que aún no habían sido acretados por los protoplanetas.

Esta excitación provocó que los asteroides localizados cerca de Júpiter sufrieran un aumento de sus velocidades orbitales relativas, provocando choques entre ellos y evitando que se agruparan para formar planetas.

Así se formó el actual Cinturón principal de asteroides entre Marte y Júpiter.

Además cuando Júpiter y Saturno entraron en resonancia se produjo una situación de desestabilización que provocó que fueran afectadas las órbitas de Urano y Neptuno, provocando que intercambiaran sus posiciones respecto al Sol. Estas interacciones gravitatorias provocaron un barrido de la población externa de los planetesimales helados, que se quedarían en la zona que actualmente llamamos cinturón de Kuiper o región de objetos Trans-Neptunianos (TNOs). Provocando además mezclas de cuerpos con diferentes composiciones entre la zona externa del CP y entre los asteroides Troyanos de Júpiter.


Para saber más:
josevicentediaz.com

José Vicente Díaz Martínez.


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