miniatura|Imagen esquemática del cinturón de asteroides. Se muestra el cinturón principal, entre las órbitas de Marte y Júpiter, y el grupo de los troyanos, en la órbita de Júpiter.
El cinturón de asteroides es un disco circunestelar del sistema solar que se encuentra entre las órbitas de Marte y Júpiter. Alberga multitud de objetos astronómicos, denominados asteroides, y el planeta enano Ceres. Esta región también se denomina cinturón principal con la finalidad de distinguirla de otras agrupaciones de cuerpos menores del sistema solar, como el cinturón de Kuiper o la nube de Oort.
Más de la mitad de la masa total del cinturón está contenida en los cinco objetos de mayor masa: Ceres, Palas, Vesta, Higia y Juno. El más masivo de todos es Ceres, tiene un diámetro de y una masa del doble que Palas y Vesta juntos. La mayoría de cuerpos que componen el cinturón son mucho más pequeños. El material del cinturón, que apenas es un de la masa de la Luna, se encuentra disperso por todo el volumen de la órbita, por lo que sería muy difícil chocar con uno de estos objetos en caso de atravesarlo. No obstante, dos asteroides de gran tamaño pueden chocar entre sí, formando las que se conocen como familias de asteroides, que tienen composiciones y características similares. Las colisiones también producen un polvo que forma el componente mayoritario de la luz zodiacal. Los asteroides pueden clasificarse, según su espectro y composición, en tres tipos principales: carbonáceos (tipo-C), de silicato (tipo-S) y metálicos (tipo-M).
El cinturón de asteroides se formó en la nebulosa protosolar junto con el resto del sistema solar. Los fragmentos de material contenidos en la región del cinturón habrían podido formar un planeta, pero las perturbaciones gravitacionales de Júpiter, el planeta más masivo, produjeron que estos fragmentos colisionaran entre sí a grandes velocidades y no pudieran agruparse, resultando en el residuo rocoso que se observa en la actualidad. Una consecuencia de estas perturbaciones son los huecos de Kirkwood, zonas donde no se encuentran asteroides debido a resonancias orbitales con Júpiter, y sus órbitas se tornan inestables. Si algún asteroide pasa a ocupar esta zona es expulsado en la mayoría de los casos fuera del sistema solar, aunque en ocasiones puede ser enviado hacia algún planeta interior, como la Tierra, y colisionar con ella. Desde su formación se ha expulsado la mayor parte del material.
El cinturón de asteroides está dividido en varias regiones según los límites que marcan las resonancias jovianas. Sin embargo, no todos los autores se ponen de acuerdo. Para la mayoría se divide en interior, exterior y medio o principal propiamente dicho, cuyos límites son las resonancias 4:1 y 2:1. A su vez, el cinturón principal se divide en tres zonas designadas con números romanos y limitadas por las resonancias 3:1 y 5:2. Una última resonancia, 7:3, marca una interrupción en la zona III. Algunos asteroides tienen órbitas tan excéntricas que llegan a cruzar la órbita de Marte (en inglés, Mars-crossing asteroids).
Descripción
Ocupa un área en forma de anillo formado por un gran número de objetos astronómicos. Términos como cinturón, anillo o disco pueden inducir a error: no se trata de un espacio denso en el cual los cuerpos, asteroides, colisionan a menudo entre sí; en promedio, cada asteroide importante está separado de su vecino por una distancia de 5 millones de kilómetros (casi 400 tierras puestas en fila). Las colisiones se producen con intervalos de cientos o incluso de cientos de miles de años (en los asteroides más grandes). El más grande de estos cuerpos, Ceres, es una esfera desigual de 952.4 km de diámetro, y los más pequeños son restos de contornos irregulares, del tamaño de guijarros.
Corresponde a una zona del sistema solar situada entre 2 y 4UA, en la que no ha podido formarse ningún planeta a causa de las perturbaciones causadas por Júpiter. Por ese motivo, los astrónomos piensan que buena parte de esos cuerpos datan de los primeros tiempos del sistema solar, es decir, de una época en la cual los planetas no existían. Hace más de 4500 millones de años solo giraban en torno al Sol pequeños bloques. A más de 3 unidades astronómicas, esos cuerpos estaban hechos de roca, pero sobre todo de hielo, cuya existencia era posible gracias a temperaturas suficientemente bajas. A menos de 3 unidades astronómicas, los hielos no podrían sobrevivir y únicamente los silicatos se reagruparon para crear pequeños planetoides. Así nacieron los asteroides. La mayoría fueron atraídos por cuerpos con mayor masa: los planetas en formación. Estos desempeñaron el papel de gigantescos aspiradores que limpiaron el espacio de asteroides, excepto Marte y Júpiter. Por esta razón, una parte de esas rocas espaciales constituyen vestigios capaces de dar testimonio de las condiciones reinantes en las inmediaciones del Sol hace 4500 millones de años.
Sin embargo, no todos los asteroides son cuerpos tan primitivos. Los astrónomos han detectado diferencias en su composición. Alrededor de 6 de cada 10 del tipo C, datan probablemente de la génesis del sistema solar. Los otros son rocosos (tipo S) o metálicos (tipo M), y son el resultado de la fragmentación de objetos más grandes, cuyo diámetro sobrepasaría los 200 km. Este es el tamaño mínimo a partir del cual el calor interior generado por la propia gravedad del objeto basta para que se produzca una diferenciación: en el magma, los elementos pesados como los metales se deslizan hacia el centro para constituir el núcleo, mientras que los elementos ligeros, como las piedras, flotan para formar el manto. Cuando, como consecuencia de una colisión el astro se fragmenta, los trozos del núcleo producen asteroides de tipo M y los del manto dan lugar a asteroides de tipo S. Algunos de estos pequeños planetas siguen su propio camino, alejándose de los otros, fuera del cinturón de asteroides.
Desviados por los principales planetas, algunos cruzan en ocasiones la Tierra, como (433) Eros, el más grande, un «balón de rugby» de 14 × 14 × 40 km, o (2101) Adonis.
Historia de su observación
Ley de Titius-Bode
En 1766, Johann Daniel Titius descubrió un supuesto patrón en la distancia de los planetas al Sol. Observó que si a la secuencia numérica: 0, 3, 6, 12, 24, 48... (empezando por 0, siguiendo por 3 y doblando cada vez la cantidad anterior) se le suma cuatro a cada cifra y se divide entre 10, resulta que concuerda bastante bien con las distancias de los planetas del sistema solar en unidades astronómicas (UA): 0.4 0.7 1.0 1.6 2.8 5.2 Pero la ley de Titius-Bode predice un planeta donde no se conoce ninguno: a 2.8 unidades astronómicas.
En 1768, el astrónomo Johann Elert Bode hizo referencia a esta relación en uno de sus escritos, pero no acreditó a Titius hasta 1784, por lo que muchos autores se refirieron a ella como la ley de Bode. Por esta razón en la actualidad se la conoce como ley de Titius-Bode. Este patrón empírico predecía el semieje mayor de los seis planetas conocidos en aquel momento (Mercurio, Venus, Tierra, Marte, Júpiter y Saturno), con la salvedad de que la serie predecía un planeta a una distancia de del Sol, correspondiente a una zona entre las órbitas de Marte y de Júpiter, sin embargo, allí no se observaba ninguno. Titius declaró: «¿Pero habría dejado el Creador ese espacio vacío? No, en absoluto».
Cuando William Herschel descubrió Urano en 1781, la posición del planeta coincidió casi perfectamente con la predicha por esta ley (se encontraba a , frente a las predicha por la ley); esto llevó a los astrónomos a concluir que podía existir un planeta entre las órbitas de Marte y de Júpiter. La siguiente tabla muestra la distancia real de los planetas al Sol en UA en comparación con la predicha por la ley de Titius-Bode, para los planetas que se conocían hasta entonces:
planeta ley deTitius-Bode realidad Mercurio 0.4 0.39 Venus 0.7 0.72 Tierra 1 1 Marte 1.6 1.52 Ceres 2.8 2.77 Júpiter 5.2 5.20 Saturno 10.0 9.54 Urano 19.6 19.2
Giuseppe Piazzi emprendió la búsqueda de dicho planeta, y el año nuevo de 1801 lo encontró. O creyó haberlo hecho. Ceres, con tan solo de diámetro, era más bien de los pequeños.
Pero el descubrimiento de Ceres fue rápidamente seguido por Palas en 1802; Juno en 1804; y Vesta en 1807.
Ceres y la policía celeste
miniatura|Giuseppe Piazzi, descubridor de Ceres, el objeto más grande y masivo del cinturón de asteroides.
El astrónomo Franz Xaver von Zach comenzó en 1787 a buscar el planeta predicho por la ley de Titius-Bode. Sin embargo, se dio cuenta de que para lograrlo necesitaría la ayuda de otros astrónomos, y en septiembre de 1800 von Zach reunió a un grupo de 24 observadores, los cuales se repartieron la banda del zodiaco en 24 partes, lo que correspondía a 15° cada uno. Este grupo se hacía llamar la policía celeste (Himmels polizei), y entre sus miembros se encontraban astrónomos tan reputados como William Herschel, Charles Messier, Johann Elert Bode, Barnaba Oriani y Heinrich Olbers.
La policía celeste mandó una invitación para que se uniera a su causa el italiano Giuseppe Piazzi, pero antes de que le llegara la invitación, Piazzi descubrió el «planeta» buscado el 1 de enero de 1801, al que llamó Ceres en honor a la diosa romana de la agricultura y patrona de Sicilia. Piazzi, que no estaba al corriente de los planes del grupo de astrónomos, trataba de realizar observaciones para completar su catálogo de estrellas, cuando localizó en la constelación de Tauro un pequeño punto luminoso que no constaba en el catálogo. El italiano lo observó a la noche siguiente y se encontró con que se había desplazado sobre el fondo de estrellas. Los días subsiguientes continuó observando aquel minúsculo punto de luz, y pronto se convenció de que aquello se trataba de un nuevo objeto del sistema solar. En un primer momento, Piazzi creyó que se trataba de un cometa, pero la ausencia de nebulosidad a su alrededor y su movimiento lento y uniforme le convencieron de que podría tratarse de un nuevo planeta. Ceres se encontraba a , casi exactamente en la posición predicha por la ley de Titius-Bode de .
Palas y el concepto de asteroide
Quince meses después, el 28 de marzo de 1802, Heinrich Olbers descubrió un segundo objeto en la misma región, al que llamó Palas. Su semieje mayor también coincidía con la ley de Titius-Bode, actualmente estimado en , pero su excentricidad e inclinación eran muy distintas a las de Ceres. Los astrónomos quedaron desconcertados; Ceres se ajustaba perfectamente a las predicciones de la ley de Titius-Bode, pero Palas también, y esta ley no permitía dos objetos en la misma región.
Con tal de no violar la ley de Titius-Bode, los astrónomos comenzaron a creer que los dos cuerpos que se habían descubierto eran en realidad fragmentos de un planeta más grande que había explotado o que se había despedazado debido a impactos sucesivos de cometas. El 6 de mayo de 1802, y tras estudiar la naturaleza y el tamaño de estos dos nuevos objetos, William Herschel propuso denominar «asteroides» a Ceres y Palas, por su parecido con las estrellas al observarlos. En palabras del astrónomo:
Así, Herschel pretendía englobarlos dentro de una nueva clase de objetos del sistema solar, con tal de que no violaran la ley de Titius-Bode para los planetas. La definición es ambigua intencionadamente, para que, en palabras de Herschel, sea «suficientemente amplia para abarcar descubrimientos futuros».
Sin embargo, y a pesar de los esfuerzos de Herschel, durante varias décadas los astrónomos continuaron enmarcando a estos objetos dentro de los planetas. Ceres fue considerado planeta hasta la década de 1860, cuando pasó a considerarse asteroide, pero esta clasificación perduró hasta 2006, ya que en la actualidad forma parte de los denominados planetas enanos junto a Plutón y algunos otros más.
Cinturón de asteroides