Diferència entre revisions de la pàgina «Cinturó d'asteroides»

m
Format
m (→‎Bibliografia: jerarquia encapçalament)
m (Format)
[[Fitxer:InnerSolarSystem ca.png|thumbminiatura|El cinturó d'asteroides principal (en blanc) es troba entre les òrbites de [[Mart (planeta)|Mart]] i [[Júpiter (planeta)|Júpiter]].]]
El '''cinturó d'asteroides''' és la regió del [[sistema solar]] que es troba aproximadament entre les òrbites dels [[planeta|planetes]] [[Mart (planeta)|Mart]] i [[Júpiter (planeta)|Júpiter]]. Està ocupat per nombrosos cossos de forma irregular anomenats [[asteroide]]s o [[planeta menor|planetes menors]]. La regió del cinturó d'asteroides també s'anomena el '''cinturó principal d'asteroides''' o el '''cinturó principal''', perquè hi ha altres asteroides al sistema solar com els [[asteroide proper a la Terra|asteroides propers a la Terra]] i [[asteroide troià|asteroides troians]].
 
 
=== Ceres i la "policia celestial" ===
[[Fitxer:Giuseppe Piazzi.jpg|thumbminiatura|[[Giuseppe Piazzi]], descobridor de [[Ceres (planeta nan)|Ceres]], l'objecte més gran i massiu del cinturó d'asteroides.]]
L'astrònom [[Franz Xaver von Zach]] va començar en 1787 a buscar el planeta predit per la llei de Titius-Bode. No obstant això, es va adonar que per aconseguir-ho necessitaria l'ajuda d'altres astrònoms, i al setembre de 1800 von Zach va reunir a un grup de 24 observadors, els quals es van repartir la banda del [[zodíac]] en 24 parts, la qual cosa corresponia a 15° cadascun.<ref name="McCall46">Marvin 2006, p. 46.</ref> Aquest grup es feia anomenar la "policia celestial" (''Himmels Polizei''), i entre els seus membres es trobaven astrònoms tan prestigiosos com [[William Herschel]], [[Charles Messier]], [[Johann Elert Bode]], [[Barnaba Oriani]] i [[Heinrich Olbers]].<ref>Kovács 2004, p. 74.</ref>
 
== Origen ==
=== Formació ===
[[Fitxer:Protoplanetary-disk.jpg|thumbminiatura|Representació artística d'un [[disc protoplanetari]] al voltant d'una estrella, similar al que va formar els planetes del [[Sistema Solar]].]]
En [[1802]], poc després del descobriment de [[(2) Pal·les]], [[Heinrich Olbers]] va suggerir a [[William Herschel]] que [[Ceres (planeta nan)|(1) Ceres]] i (2) Pal·les podrien tractar-se de fragments d'un [[Faetó (planeta)|planeta molt més gran]] que en el passat podria haver orbitat en aquella regió entre [[Mart (planeta)|Mart]] i [[Júpiter (planeta)|Júpiter]]. Segons aquesta hipòtesi, el planeta es va descompondre fa milions d'anys a causa d'una explosió interna o a impactes de [[cometa|cometes]].<ref name="Hughes2004" /> No obstant això, la gran quantitat d'[[energia]] que hagués estat necessària perquè ocorregués aquest esdeveniment, en combinació amb l'escassa massa total del cinturó d'asteroides (només un 4% la massa de la [[Lluna]]), posen de manifest que aquesta hipòtesi no pot ser vàlida. A més, les diferències en [[element químic|composició química]] entre els asteroides del cinturó són molt difícils d'explicar en el cas que fossin originats al mateix planeta.<ref>{{ref-llibre |autor= Chaisson, I.; McMillan, S.|títol= Astronomy Today|edició=2a ed.|data= 1997|editorial= Prentice Hall|llengua= anglès|isbn= 978-0137123827|pàgines= 298}}</ref> Per tant, en l'actualitat la majoria de científics accepta que els asteroides mai van formar part d'un planeta.
 
 
=== Grandàries ===
[[Fitxer:Moon and Asteroids 1 to 10.svg|thumbminiatura|Grandària dels deu primers asteroides, en ordre de descobriment, en comparació de la [[Lluna]]. Els objectes són: '''[[Ceres (planeta nan)|Ceres]]''', [[(2) Pal·les|2 '''Pal·les''']], [[(3) Juno|3 '''Juno''']], [[(4) Vesta|4 '''Vesta''']], [[(5) Astrea|5 '''Astrea''']], [[(6) Hebe|6 '''Hebe''']], [[(7) Iris|7 '''Iris''']], [[(8) Flora|8 '''Flora''']], [[(9) Metis|9 '''Metis''']] i [[(10) Higiea|10 '''Higiea''']]]]
La massa total del cinturó d'asteroides s'estima entre 3,0×10<sup>21</sup> i 3,6×10<sup>21</sup> kg, la qual cosa suposa solament un 4% de la massa de la [[Lluna]], o el que és el mateix, un 0,06% de la massa terrestre. Els objectes celestes més grans del cinturó són, per tant, molt menors i menys massius que la [[Lluna]]. Els quatre cossos principals sumen la meitat de la massa total del cinturó, i [[Ceres (planeta nan)|(1) Ceres]], el més gran d'ells, representa un terç de la massa total. Ceres posseeix un [[Radi (geometria)|radi]] d'uns 475 km, que equival a un terç del radi lunar, i una massa de 10<sup>21</sup> kg, que representa solament un 1,3% de la massa de la Lluna. El segon objecte més gran del cinturó, [[(4) Vesta]], té la meitat de la grandària de Ceres. Es coneixen al voltant de 1.000 asteroides el radi dels quals és major que 15 km, i s'estima que el cinturó podria albergar prop de mig milió d'asteroides amb radis majors a 1,6 km.<ref name="Lang390">Lang 2003, p. 390.</ref>
 
Els asteroides tipus-C o [[carboni|carbonats]] són els més abundants en el cinturó, ja que componen el 75% del total. Reflecteixen molt poca llum ([[albedo]] entre 0,03 i 0,09<ref name="Blair2">Blair 2002, p. 2.</ref>) i per tant són molt foscos, i solen presentar un to lleugerament blavós. Aquests asteroides absorbeixen bastant la radiació infraroja a causa de la presència d'aigua retinguda en la seva estructura. En general es troben a les regions exteriors del cinturó. L'asteroide de major grandària que pertany inequívocament al tipus-C és [[(10) Higiea]].<ref name="Lang391" />
 
[[Fitxer:433eros.jpg|thumbminiatura|left|[[(433 Eros)]], asteroide de tipus-S, compost per [[silicat]]s.]]
Els asteroides tipus-S, composts per [[silicat]]s, representen entorn del 15% del total. Estan situats en la part del cinturó més propera al Sol. Exhibeixen un color lleugerament vermellós i tenen una [[albedo]] relativament elevada (entre 0,10 i 0,22<ref name="Blair2" />). [[(3) Juno]] constitueix un bon exemple d'aquest tipus.<ref name="Lang391" />
 
 
== Òrbites ==
[[Fitxer:Main belt i vs a.png|thumbminiatura|Representació de l'[[Excentricitat (ciències exactes)|excentricitat]] dels asteroides respecte de la seva distància al Sol. Els punts vermells i blaus formen el cinturó principal. Pot observar-se que l'excentricitat mitjana se situa al voltant de 0,15.]]
Els asteroides orbiten en el mateix sentit que els planetes, amb períodes orbitals des de 3,5 fins a 6 anys, generalment. L'excentricitat mitjana dels asteroides se situa sobre 0,15, encara que alguns com [[(1862) Apol·lo]] i [[(944) Hidalgo]] posseeixen excentricitats molt elevades (entorn de 0,6). Uns pocs asteroides posseeixen inclinacions orbitals superiors a 25°, com l'asteroide [[(945) Barcelona]], descobert per [[Josep Comas i Solà]] el 1921, la inclinació del qual és de 32,8°. L'asteroide amb l'òrbita més inclinada és [[(1580) Betulia]], amb 52°.
 
=== Buits de Kirkwood ===
{{AP|Buits de Kirkwood}}
[[Fitxer:Buits de Kirkwood ca.svg|thumbminiatura|Distribució de les distàncies de les òrbites dels asteroides, on es poden observar els diferents [[buits de Kirkwood]] per a les diferents ressonàncies.]]
En representar en una gràfica la distància dels asteroides al Sol, poden observar-se regions buides on no n'hi ha cap. Aquests buits coincideixen amb les òrbites on existeix [[ressonància orbital]] amb Júpiter, és a dir, on el [[període orbital|període]] de l'òrbita està relacionat mitjançant una fracció simple amb el període de Júpiter. Per exemple, qualsevol asteroide situat a una distància de 3,28 UA, tindria una ressonància 2:1 amb Júpiter; quan l'asteroide completa dues voltes al voltant del Sol, Júpiter completa una. Altres ressonàncies importants són les corresponents a 3:1, 5:2 i 7:3, a unes distàncies de 2,5 UA, 2,82 UA i 2,96 UA, respectivament.<ref name="Britt353">Britt 2007, pàg. 353-354.</ref> També existeixen altres ressonàncies secundàries, que no es troben buides sinó que el nombre d'asteroides és menor, com la ressonància 8:3 (semieix major de 2,71 UA). El cinturó principal es pot dividir llavors en tres zones diferenciades separades per aquests buits: Zona I (2,06-2,5 UA), Zona II (2,5-2,82 UA) i Zona III (2,82-3,28 UA).<ref>{{ref-publicació |autor= Klacka, Jozef|data= 1992|títol= Mass distribution in the asteroid belt|publicació= Earth, Moon, and Planets|volum= 56|exemplar= 1|pàgines= 47-52|url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1992em%26P...56...47K|doi= 10.1007/BF00054599|consulta= 13-12-2009}}</ref>
 
En un primer moment es va postular que les col·lisions aleatòries entre asteroides podrien provocar que caiguessin dins dels buits de Kirkwood, i per tant ser expulsats per les pertorbacions dels planetes. No obstant això, els models computacionals han mostrat que els efectes que això produeix es troben diversos ordres de magnitud per sota de l'observat. Per tant, han de ser més importants altres efectes.<ref name="Britt356" />
 
[[Fitxer:YarkovskyEffect.svg|thumbminiatura|Esquema de l'[[efecte Yarkovsky]], mostrant l'asimetria de l'emissió de radiació infraroja en un asteroide.]]
[[Ivan Osipovich Yarkovsky|I. O. Yarkovsky]] va proposar a finals del [[segle XIX]] que la llum solar podria provocar alteracions en les òrbites dels asteroides. Aquest efecte es coneix com a [[efecte Yarkovsky]], i és possible a causa que la llum transporta [[moment lineal]]. La llum solar directa que arriba a l'asteroide no modifica la seva òrbita, ja que la llum li arriba en la mateixa direcció que la força d'atracció gravitatòria del Sol, i a efectes pràctics és com si estigués sent atret per un objecte lleugerament menys massiu que el Sol. La idea clau de Yarkovsky és que un asteroide posseeix temperatures diferents en la seva superfície segons la seva orientació al Sol. Els cossos emeten [[radiació infraroja]], tant major quant a més temperatura es trobin, i aquests [[fotó|fotons]] emesos li imprimeixen a l'asteroide una quantitat de moviment en sentit contrari de cap a on van ser radiats. D'aquesta manera, hi haurà una emissió asimètrica de fotons i l'asteroide es mourà. Aquest efecte és major si existeixen diferències de temperatura entre l'[[afeli]] i el [[periheli]] de l'asteroide.<ref name="Britt356" /> Mitjançant l'efecte Yarkovsky es poden determinar les seves [[densitat]]s,<ref>{{ref-publicació |autor= Chesley, Steven R.|data= 2003 |títol= Direct Detection of the Yarkovsky Effect by Radar Ranging to Asteroid 6489 Golevka |publicació= Science|volum= 302|exemplar= 5651|pàgines= 1739-1742|url= http://trs-new.jpl.nasa.gov/dspace/bitstream/2014/7900/1/03-2506.pdf|doi= 10.1126/science.1091452|consulta= 12-12-2009}}</ref> i es poden explicar determinades característiques orbitals i morfològiques que posseeixen algunes famílies d'asteroides.<ref name="Bottke2001">{{ref-publicació |autor= Bottke, William T. ''et ál.''|data= 2001|títol= Dynamical Spreading of Asteroid Families by the Yarkovsky Effect|publicació= Science|volum= 294|exemplar= 5547|pàgines= 21693-1696|doi= 10.1126/science.1066760|consulta= 14-12-2009}}</ref>
 
== Objectes principals ==
=== Ceres ===
[[Fitxer:Ceres Cutaway ca.svg|thumbminiatura|Composició interna de [[Ceres (planeta nan)|Ceres]], de tipus-C (carbonat). Pot observar-se la capa de [[gel]] en el seu interior.]]
{{AP|Ceres (planeta nan)}}
[[Ceres (planeta nan)|Ceres]] és el cos celeste més gran del cinturó, i l'únic classificat com a [[planeta nan]], des de la [[redefinició de planeta de 2006]].<ref name="IAU" /> Aquesta classificació es deu al fet que la seva gravetat l'ha modelat amb una forma gairebé esfèrica (amb un diàmetre de 940 km aprox.), i per tant es diu que posseeix [[equilibri hidroestàtic]]. Amb anterioritat al 2006 era considerat l'asteroide més gran, però en l'actualitat és el planeta nan més petit, ja que els altres objectes que comparteixen aquesta mateixa classificació, com [[(134340) Plutó|Plutó]] o [[Eris (planeta nan)|Eris]], són majors.
[[(4) Vesta]], descobert per [[Heinrich Olbers|Olbers]] en 1807, és el segon asteroide de major massa, el tercer en grandària, i el més brillant de tots. Això és a causa que posseeix una albedo del 42%, major fins i tot que l'albedo de la Terra (37%). Constitueix el 9% de la massa total del cinturó, i el seu diàmetre mitjà és de 530 km. Orbita a una distància del Sol molt similar a la de Ceres. Vesta posseeix un nucli metàl·lic bastant dens (de ferro i níquel), un mantell compost d'[[Grup de l'Olivina|olivina]], i una escorça molt fina d'amb prou feines uns quilòmetres de grossor.
 
[[Fitxer:Vesta-Elevation.jpg|thumbminiatura|Imatge de l'elevació en la superfície de [[(4) Vesta]], on pot observar-se l'enorme cràter de la col·lisió que va formar els fragments de la [[família Vesta]].]]
Vesta va rebre l'impacte d'un altre asteroide, deixant un enorme cràter sobre la seva superfície i enviant al cinturó multitud de fragments corresponents a l'1% de la massa de l'asteroide. D'aquesta manera es va formar la [[família Vesta]], de tipus-V (basàltics), però actualment només una petita part d'aquests fragments continua orbitant el cinturó, ja que es creu que la resta va ser dissipada en aconseguir la ressonància 3:1 amb Júpiter, en un dels buits de Kirkwood. Alguns meteorits caiguts sobre la Terra tenen el seu origen en aquesta col·lisió.
 
=== Famílies d'asteroides ===
{{AP|Família d'asteroides}}
[[Fitxer:Asteroid proper elements i vs e.png|thumbminiatura|Gràfic que representa la [[inclinació orbital]] respecte de l'[[Excentricitat (ciències exactes)|excentricitat]]. Poden observar-se regions on existeix una major acumulació d'asteroides; es tracta de les anomenades famílies.]]
Quan el nombre d'asteroides descoberts va començar a ser elevat, els astrònoms van observar que alguns d'ells compartien certes característiques, com l'excentricitat o la inclinació orbital. Així va ser com el japonès [[Kiyotsugu Hirayama]] va proposar en [[1918]] l'existència de cinc famílies d'asteroides, llista que amb el pas del temps s'ha anat dilatant.<ref name="Britt356" />
 
 
== Col·lisions ==
[[Fitxer:Zodiakallicht.jpg|thumbminiatura|left|[[Llum zodiacal]], creada en part per pols originada en col·lisions entre asteroides.]]
A causa de l'elevada població del cinturó principal les col·lisions entre asteroides succeeixen de manera freqüent, en escales de temps astronòmiques. S'estima que cada 10 milions d'anys es produeix una col·lisió entre asteroides els radis dels quals excedeixen dels 10 km.<ref>{{ref-web |url= http://astrobiology.arc.nasa.gov/workshops/zodiac/backman/iiib.html|títol= Fluctuations in the General Zodiacal Cloud Density (Backman report)|consulta= 14-12-2009|autor= Backman, D.I.|data= 1998|editor= NASA|llengua= anglès}}</ref> Les col·lisions a vegades provoquen la fragmentació de l'asteroide en objectes més petits, formant una nova família d'asteroides. També pot ocórrer que dos asteroides col·lideixin a velocitats molt baixes, en aquest cas queden units. A causa d'aquests processos de col·lisió, els objectes que van formar el cinturó d'asteroides primitiu amb prou feines guarden relació amb els actuals.
 
[[Fitxer:Tycho crater on the Moon.jpg|thumbminiatura|[[Tycho (cràter lunar)|Tycho]], un cràter lunar originat per un meteorit del cinturó d'asteroides.]]
A més d'asteroides, el cinturó també conté bandes de pols formades de partícules amb radis d'uns pocs centenars de [[Micròmetre (unitat de longitud)|micròmetres]]. Aquest material es produeix, almenys en part, per col·lisions entre asteroides, i per l'impacte de micrometeorits en els asteroides. A més, l'[[efecte Poynting-Robertson]] provoca que a causa de la [[radiació solar]] aquesta pols giri lentament en espiral cap al Sol.<ref name="Reach1992">{{ref-publicació |autor= Reach, William T.|data= 1992|títol= Zodiacal emission. III - Dust near the asteroid belt|publicació= Astrophysical Journal|volum= 392|exemplar= 1|pàgines= 289-299|doi= 10.1086/171428|consulta= 14-12-2009}}</ref>
 
 
== Exploració ==
[[Fitxer:Dawn Flight Configuration 2.jpg|thumbminiatura|Representació artística de la nau espacial de la [[missió Dawn|missió ''Dawn'']], amb [[4 Vesta|Vesta]] a l'esquerra i [[Ceres (planeta nan)|Ceres]] a la dreta.]]
La primera [[nau espacial]] que va travessar el cinturó d'asteroides va ser la ''[[Pioneer 10]]'', el [[16 de juliol]] de [[1972]]. Aleshores existia certa preocupació sobre si els restes que hi havia suposarien un perill per a la nau, però fins ara han travessat el cinturó sense incidents una desena de naus diferents. Les sondes ''[[Pioneer 11]]'', [[Programa Voyager|''Voyager 1'' i ''2'']] i [[Ulysses (sonda)|''Ulysses'']], van passar pel cinturó sense prendre imatges. La [[Galileu (missió espacial)|missió ''Galileu'']] va prendre imatges de [[(951) Gaspra]] en 1991 i de [[(243) Ida]] (i el seu satèl·lit [[Dàctil (satèl·lit)|Dàctil]]) en 1993, ''[[NEAR Shoemaker]]'' de [[(253) Matilde]] en 1997 i [[(433) Eros]] en 2000, ''[[Cassini-Huygens]]'' de [[(2685) Masursky]] en 2000, [[Stardust (sonda espacial)|''Stardust'']] de [[(5535) Annefrank]] en 2002 i ''[[New Horizons]]'' de [[(132524) APL]] en 2006.<ref name="Spacecraft">{{ref-web |url= http://solarsystem.nasa.gov/missions/profile.cfm?sort=target&target=asteroids&era=past|títol= Missions to Asteroids|consulta= 13-12-2009|autor= NASA|data= 2009|llengua= anglès}}</ref>
 
495.760

modificacions