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

m
Manteniment de referències
m (neteja i estandardització de codi)
m (Manteniment de referències)
En [[1766]], [[Johann Daniel Titius]] va descobrir un suposat patró en la distància dels [[planeta|planetes]] al [[Sol]]. Va observar que si a la seqüència numèrica: 0, 3, 6, 12, 24, 48... (començant per 0, seguint per 3 i doblant cada vegada la quantitat anterior) se suma quatre a cada xifra i es divideix per 10, dóna com a resultat una bona aproximació de la distància dels diferents planetes al Sol, en [[Unitat astronòmica|unitats astronòmiques]] (UA): 0,4, 0,7, 1,0, 1,6, 2,8, 5,2.{{sfn|Marvin|2006|p=45}}
 
En el [[1768]], l'astrònom [[Johann Elert Bode]] va fer referència a aquesta relació en un dels seus escrits, però no va acreditar a Titius fins al 1784, per la qual cosa molts autors s'hi van referir com a «Llei de Bode». Per aquesta raó en l'actualitat se la coneix com la [[llei de Titius-Bode]]. Aquest patró empíric predeia el [[semieix major]] dels sis planetes coneguts en aquell moment ([[Mercuri (planeta)|Mercuri]], [[Venus (planeta)|Venus]], [[Terra]], [[Mart (planeta)|Mart]], [[Júpiter (planeta)|Júpiter]] i [[Saturn (planeta)|Saturn]]), amb l'excepció que la sèrie predeia un planeta a una distància de 2,8 UA del Sol, corresponent a una zona entre l'òrbita de Mart i Júpiter, i no obstant això allí no s'observava cap. Titius va declarar: «Però hauria deixat el Creador aquest espai buit? No, en absolut».<ref>{{ref-web |url= http://www-ssc.igpp.ucla.edu/dawn/background.html|títol= Dawn: A Journey to the Beginning of the Solar System|consulta= 6-12-2009|data= 2008|editor= Space Physics Center: UCLA.|llengua= anglès|arxiuurl=https://archive.is/HXLq|arxiudata=2012-05-24}}</ref>
 
Quan [[William Herschel]] va descobrir [[Urà (planeta)|Urà]] en [[1781]], la posició del planeta va coincidir gairebé perfectament amb la predita per aquesta llei (es trobava a 19,2 UA, davant de les 19,6 UA predita per la llei); això va portar als astrònoms a concloure que podia existir un planeta entre les òrbites de Mart i Júpiter.{{sfn|Marvin|2006|p=45}} La següent taula mostra la distància real dels planetes al Sol en [[Unitat astronòmica|UA]] en comparació de la predita per la llei de Titius-Bode, per als planetes que es coneixien fins llavors:<ref>Kovács 2004, p. 73.</ref>
=== Formació ===
[[Fitxer:Protoplanetary-disk.jpg|miniatura|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.
 
En general, es creu que el [[Sistema Solar]] es va formar a partir d'una [[nebulosa protosolar|nebulosa primitiva]], composta per gas i [[pols interestel·lar|pols]], que va col·lapsar sota influència gravitatòria formant un disc de material en rotació. Mentre que al centre, on es formaria el [[Sol]], la densitat augmentava amb rapidesa, a les regions externes del disc es van formar grans sòlids de petita grandària que, amb el temps, van anar agrupant-se mitjançant processos d'[[acreció]] i col·lisió per formar els planetes.<ref>Martínez ''et ál.'' 2005, p. 102.</ref>
 
=== Evolució ===
Des de la seva formació en la nebulosa primitiva que va donar origen al sistema solar, els asteroides han sofert diversos canvis. Entre aquests es troben la calor interna durant els primers milions d'anys, la fosa de la seva superfície a causa d'impactes,<ref>{{ref-publicació |autor= Keil, K.|data= 2000|títol= Thermal alteration of asteroids: evidence from meteorites|publicació= Planetary and Space Science|volum= 48|exemplar= 10|pàgines= 887-903 |doi= 10.1016/S0032-0633(00)00054-4|consulta= 11-12-2009}}</ref> l'erosió espacial<ref>{{ref-llibre |autor= Clark, B. I.; Hapke, B.; Pieters, C.; Britt, D.|títol= Asteroids III|url= |consulta= 11-12-2009|data= 2002|editorial= University of Arizona Press|llengua= anglès|isbn= 978-0816522811|pàgines= 585-599|capítol= Asteroid Space Weathering and Regolith Evolution|urlcapítulo= http://adsabs.harvard.edu/abs/2002aste.conf..585C}}</ref> a causa de la radiació i el [[vent solar]], i el bombardeig de [[micrometeorit]]s.<ref>{{ref-publicació |autor= Baragiola, R. A.; Duke, C. A.; Loeffler, M.; McFadden, L. A.; Sheffield, J.|data= 2003|títol= Impact of ions and micrometeorites on mineral surfaces: Reflectance changes and production of atmospheric species in airless solar system bodies|publicació= EGS - AGU - EUG Joint Assembly, Abstracts from the meeting held in Nice, France, 6 - 11 April 2003 |url= http://adsabs.harvard.edu/abs/2003eaeja.....7709B|consulta= 11-12-2009}}</ref> Alguns científics es refereixen als asteroides com els planetesimals residuals, mentre que d'altres els consideren diferents a causa d'aquests processos.<ref>{{ref-publicació |autor= Kracher, A.|data= 2005|títol= Asteroid 433 Eros and partially differentiated planetesimals: bulk depletion versus surface depletion of sulfur|publicació= Geophysical Research Abstract|volum= 7|url= http://www.cosis.net/abstracts/egu05/03788/egu05-j-03788.pdf|consulta= 11-12-2009}}</ref>
 
Es creu que el cinturó d'asteroides actual conté solament una fracció de la massa del cinturó primitiu. Les [[Simulació per ordinador|simulacions per ordinador]] suggereixen que el cinturó d'asteroides original podria haver contingut una massa equiparable a la de la [[Terra]]. Principalment a causa de pertorbacions gravitatòries, la majoria del material va ser expel·lit del cinturó durant els primers milions d'anys de formació, deixant solament un 0,1% de la massa original.<ref name="Petit2001" /> Es creu que parteix del material expulsat podria trobar-se en el [[núvol d'Oort]], en els confins del Sistema Solar.<ref name="Britt353" /> Des de la seva formació, la grandària típica dels asteroides ha romàs relativament estable; no hi ha hagut augments o disminucions significatives.<ref>{{ref-web |url= http://uanews.org/node/11641|títol= Asteroids Caused the Early Inner Solar System Cataclysm |consulta= 11-12-2009|autor= Stiles, Lori|data= 2005|editor= University of Arizona|llengua= anglès}}</ref>
La [[ressonància orbital]] 4:1 amb Júpiter, situada entorn de 2,06 [[Unitat astronòmica|UA]] del Sol, pot considerar-se el límit interior del cinturó principal. Les pertorbacions causades per Júpiter van enviar els asteroides que allí es trobaven cap a òrbites inestables, creant una zona deserta a aquesta distància. La majoria dels cossos que es trobaven a menor distància van ser llançats cap a [[Mart (planeta)|Mart]] (que el seu [[afeli]] és d'1,67 UA) o expulsats per pertorbacions gravitacionals en els primers episodis de la formació del sistema solar.<ref>{{ref-web |url= http://history.nasa.gov/sp-345/ch4.htm|títol= The Small Bodies|consulta= 11-12-2009|editor= NASA|data= 1976|autor= Alfvén, H.; Arrhenius, G.|llengua= anglès}}</ref> Els asteroides que conformen la [[família d'Hungaria]] es troben més propers al Sol que la zona esmentada anteriorment, però posseeixen òrbites estables a causa de la seva elevada [[inclinació orbital]].<ref name="Spratt1990">{{ref-publicació |autor= Spratt, Christopher I.|data= 1990|títol= The Hungaria group of minor planets|publicació= Royal Astronomical Society of Canada|volum= 84|pàgines = 123-131|url= http://adsabs.harvard.edu/abs/1990jrasc..84..123S|consulta= 11-12-2009}}</ref>
 
Quan el cinturó d'asteroides encara estava en formació, a una distància de 2,7 UA del Sol es trobava la línia de separació de temperatures del punt de condensació de l'aigua. Als planetesimals que es trobaven a una distància major els va ser possible acumular [[gel]].<ref>{{ref-publicació |autor= Lecar, M.; Podolak, M.; Sasselov, D.; Chiang, I.|data= 2006|títol= On the Location of the Snow Line in a Protoplanetary Disk|publicació= The Astrophysical Journal|volum= 640|pàgines = 1115-1118|url= http://www.iop.org/ej/article/0004-637x/640/2/1115/63093.web.pdf|doi = 10.1086/500287|consulta= 11-12-2009}}</ref> En [[2006]] es va postular que una població de [[cometa|cometes]] situats més enllà del límit d'aquesta separació va poder haver contribuït a la formació dels [[oceà|oceans]] de la [[Terra]].<ref>{{ref-web |url= http://www.planetary.org/blog/article/00000551/|títol= Discovery of a whole new kind of comet|consulta= 11-12-2009|data= 2006|autor= Lakdawalla, Emily|llengua= anglès|arxiuurl=http://web.archive.org/web/20060518001006/http://www.planetary.org/blog/article/00000551/|arxiudata=2006-05-18}}</ref>
 
== Característiques ==
[[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.
 
La seva [[magnitud absoluta]] és de 3,32, major que la de qualsevol altre cos del cinturó.<ref>{{ref-publicació |autor= Parker, J.W. ''et ál.''|data= 2002|títol= Analysis of the First Disk-resoleu Images of Ceres from Ultraviolet Observations with the Hubble Space Telescope|publicació= The Astronomical Journal|volum= 123|exemplar= 1|pàgines= 549-557|doi= 10.1086/338093|consulta= 15-12-2009}}</ref> No obstant això, no deixa de ser un cos molt fosc, ja que la seva [[albedo]] és de només un 5%. La seva estructura interna està formada per un nucli compost de [[silicat]]s i una capa d'aigua en forma de gel envoltada per una fina escorça. Una part molt petita del gel es converteix en [[vapor d'aigua]] a causa de la radiació solar, la qual cosa li confereix una tènue atmosfera. La seva massa és gairebé un terç de la del total del cinturó.<ref name="Norton2008">{{ref-llibre |autor= Norton, O. Richard; Chitwood, Lawrence A.|títol= Field Guide to Meteors and Meteorites|url= http://books.google.cat/books?id=omgdhc8d7v4c&printsec=frontcover&source=gbs_navlinks_s|consulta= 15-12-2009|data= 2008|editorial= Springer-Verlag|llengua= anglès|isbn= 978-1-84800-156-5|pàgines= 23-43|capítol= Meteorites: Fragments of Asteroids}}</ref> Orbita a una distància d'entre 2,5 i 3 UA, i la seva excentricitat és de només 0,08, per la qual cosa la seva òrbita és bastant circular.
 
=== Vesta ===
Aproximadament un terç dels asteroides del cinturó forma part d'una família. Les famílies posseeixen elements orbitals i espectres similars, la qual cosa indica que tenen el seu origen en la fragmentació d'un objecte més gran. Existeixen 20-30 associacions que amb certesa poden considerar-se famílies d'asteroides, encara que hi ha moltes altres la denominació de les quals de família no està tan clara. Les associacions amb menys membres que les famílies es denominen cúmuls d'asteroides.<ref>{{ref-publicació |autor= Lemaitre, Anne|data= 2004|títol= Asteroid family classification from very large cataloguis|publicació= Proceedings of the International Astronomical Union|pàgines= 135-144|url= http://adsabs.harvard.edu/abs/2005dpps.conf..135L|doi= 10.1017/S1743921304008592|consulta= 13-12-2009}}</ref>
 
Algunes de les famílies més importants són (en ordre de distància): [[Família Flora|Flora]], [[Família Eunoma|Eunoma]], [[Família Koronis|Koronis]], [[Família Eos|Eos]] i [[Família Themis|Themis]].<ref>{{ref-web |url= http://ase.tufts.edu/cosmos/print_images.asp?id=15|títol= Asteroids and meteorites|consulta= 13-12-2009|autor= Lang, Kenneth R.|data= 2003|editor= NASA's Cosmos|llengua= anglès}}</ref> La família Flora, una de les més nombroses, podria tenir el seu origen en una col·lisió esdevinguda fa menys de mil milions d'anys.<ref>{{ref-web |url= http://www.psrd.hawaii.edu/mar04/fossilmeteorites.html|títol= Tiny Tracis of a Big Asteroid Breakup|consulta= 13-12-2009|autor= Martel, Bufona M.V.|data= 2004|editor= Planetary Science Research Discoveries|llengua= anglès|arxiuurl=http://web.archive.org/20040603193320/www.psrd.hawaii.edu/mar04/fossilmeteorites.html|arxiudata=2004-06-03}}</ref> L'asteroide més gran que forma part d'una família és [[(4) Vesta]]. Es creu que la [[família Vesta]] es va originar a causa d'una col·lisió soferta sobre la seva superfície. Com a resultat de la mateixa col·lisió també es van formar els anomenats [[Acondrita#HED|meteorits HED]].<ref>{{ref-publicació |autor= Drake, Michael J.|data= 2001|títol= The eucrite/Vesta story|publicació= Meteoritics & Planetary Science|volum = 36|exemplar= 4|pàgines= 501-513|url= http://adsabs.harvard.edu/abs/2001m%26Pg...36..501D|consulta= 13-12-2009}}</ref>
 
S'han trobat tres bandes de pols dins del cinturó principal. És possible que estiguin associades a les famílies Eos, Koronis i Themis, a causa que les seves òrbites són similars a les d'aquestes bandes.<ref>{{ref-publicació |autor= Love, Stanley G.; Brownlee, Donald I.|data= 1992|títol= The IRES dust band contribution to the interplanetary dust complex - Evidence seen at 60 and 100 microns|publicació= Astronomical Journal|volum = 104|exemplar= 6|pàgines= 2236-2242|url= http://adsabs.harvard.edu/abs/1992aj....104.2236L|doi = 10.1086/116399|consulta= 13-12-2009}}</ref>
486.601

modificacions