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cinturón de asteroides

Los asteroides del sistema solar interior y Júpiter: el cinturón se encuentra entre las órbitas de Júpiter y Marte. El objeto más grande del cinturón es, con diferencia, el plan...

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Los asteroides del sistema solar interior y Júpiter: el cinturón se encuentra entre las órbitas de Júpiter y Marte.
El objeto más grande del cinturón es, con diferencia, el planeta enano Ceres . La masa total del cinturón de asteroides es significativamente menor que la de Plutón , y aproximadamente el doble que la de Caronte, la luna de Plutón .

El cinturón de asteroides es una región con forma de toroide en el Sistema Solar , centrada en el Sol y que abarca aproximadamente el espacio entre las órbitas de los planetas Júpiter y Marte . Contiene una gran cantidad de cuerpos sólidos de forma irregular llamados asteroides o planetas menores . Los objetos identificados son de diversos tamaños, pero mucho más pequeños que los planetas , y, en promedio, están separados por aproximadamente un millón de kilómetros (o seiscientas mil millas). Este cinturón de asteroides también se denomina cinturón principal de asteroides o cinturón principal para distinguirlo de otras poblaciones de asteroides en el Sistema Solar. [ 1 ]

El cinturón de asteroides es el disco circunestelar más interno y pequeño del Sistema Solar. Se estima que su masa total es el 3% de la de la Luna , y aproximadamente el 60% está contenido en los cuatro asteroides más grandes: Ceres , Vesta , Palas e Higía . Otras clases de cuerpos pequeños del Sistema Solar en otras regiones son los objetos cercanos a la Tierra , los centauros , los troyanos y los objetos transneptunianos ( objetos del cinturón de Kuiper , objetos del disco disperso , sednoides y objetos de la nube de Oort ). [ 2 ]

Ceres, el único objeto en el cinturón de asteroides lo suficientemente grande como para ser clasificado como un planeta enano , tiene aproximadamente 950  km de diámetro, mientras que Vesta, Pallas e Hygiea tienen diámetros medios inferiores a 600  km. [ 3 ] [ 4 ] [ 5 ] [ 6 ] Los cuerpos restantes clasificados mineralógicamente varían en tamaño hasta unos pocos metros. [ 7 ] El material del asteroide está tan escasamente distribuido que numerosas naves espaciales no tripuladas lo han atravesado sin incidentes. [ 8 ] No obstante, ocurren colisiones entre asteroides grandes y pueden producir una familia de asteroides , cuyos miembros tienen características orbitales y composiciones similares. Los asteroides individuales dentro del cinturón se clasifican por sus espectros , y la mayoría se divide en tres grupos básicos: carbonáceos ( tipo C ), silicatos ( tipo S ) y tipo X , que incluye asteroides ricos en metales.

El cinturón de asteroides se formó a partir de la nebulosa solar primordial como un grupo de planetesimales , [ 9 ] los precursores más pequeños de los protoplanetas . Sin embargo, las perturbaciones gravitacionales de Marte y Júpiter interrumpieron su acreción en un planeta, [ 9 ] [ 10 ] impartiendo un exceso de energía cinética que destrozó los planetesimales en colisión y la mayoría de los protoplanetas incipientes. Como resultado, el 99,9% de la masa original del cinturón de asteroides se perdió en los primeros 100  millones de años de la historia del Sistema Solar. [ 11 ] Algunos fragmentos finalmente llegaron al Sistema Solar interior, dando lugar a impactos de meteoritos con los planetas interiores. Las órbitas de los asteroides siguen siendo perturbadas apreciablemente cuando su período de revolución alrededor del Sol forma una resonancia orbital con Júpiter. A estas distancias orbitales, se produce una brecha de Kirkwood a medida que son arrastrados a otras órbitas. [ 12 ]

Historia de la observación

En 1596, el sentido de proporción de Johannes Kepler para las órbitas planetarias lo llevó a creer que un planeta no descubierto se encontraba entre las órbitas de Marte y Júpiter. [ 13 ]

En 1596, Johannes Kepler escribió: «Entre Marte y Júpiter, sitúo un planeta», en su Mysterium Cosmographicum , afirmando su predicción de que allí se encontraría un planeta. [ 14 ] Al analizar los datos de Tycho Brahe , Kepler pensó que existía una brecha demasiado grande entre las órbitas de Marte y Júpiter para que encajara con su propio modelo de dónde deberían encontrarse las órbitas planetarias. [ 15 ]

En una nota anónima a pie de página de su traducción de 1766 de la Contemplation de la Nature de Charles Bonnet , [ 16 ] el astrónomo Johann Daniel Titius de Wittenberg [ 17 ] [ 18 ] observó un patrón aparente en la disposición de los planetas, ahora conocido como la Ley de Titius-Bode . Si se comenzaba una secuencia numérica en 0, luego se incluían 3, 6, 12, 24, 48, etc., duplicándolo cada vez, y se sumaba cuatro a cada número y se dividía por 10, se obtenía una aproximación notablemente cercana a los radios de las órbitas de los planetas conocidos, medidos en unidades astronómicas , siempre que se permitiera un "planeta faltante" (equivalente a 24 en la secuencia) entre las órbitas de Marte (12) y Júpiter (48). En su nota a pie de página, Titius declaró: "¿Pero debería el Señor Arquitecto haber dejado ese espacio vacío? De ninguna manera". [ 17 ] Cuando William Herschel descubrió Urano en 1781, la órbita del planeta coincidía estrechamente con la ley, lo que llevó a algunos astrónomos a concluir que un planeta tenía que estar entre las órbitas de Marte y Júpiter. [ 19 ]

Giuseppe Piazzi , descubridor de Ceres, el objeto más grande del cinturón de asteroides: Ceres era conocido como un planeta, pero posteriormente fue reclasificado como un asteroide y, desde 2006, como un planeta enano.

El 1 de enero de 1801, Giuseppe Piazzi , catedrático de astronomía de la Universidad de Palermo , Sicilia, descubrió un pequeño objeto en movimiento cuya órbita tenía exactamente el radio predicho por este patrón. Lo bautizó como "Ceres", en honor a la diosa romana de la cosecha y patrona de Sicilia. Inicialmente, Piazzi creyó que se trataba de un cometa, pero la ausencia de coma sugería que era un planeta. [ 20 ] Así, el patrón mencionado predijo los semiejes mayores de los ocho planetas conocidos en aquel entonces (Mercurio, Venus, Tierra, Marte, Ceres, Júpiter, Saturno y Urano). Simultáneamente al descubrimiento de Ceres, se formó un grupo informal de 24 astrónomos, apodado la " Policía Celestial ", por invitación de Franz Xaver von Zach, con el propósito expreso de encontrar planetas adicionales; centraron su búsqueda en la región entre Marte y Júpiter, donde la ley de Titius-Bode predecía la existencia de un planeta. [ 21 ] [ 22 ]

Aproximadamente 15 meses después, Heinrich Olbers , miembro de la policía celeste , descubrió un segundo objeto en la misma región: Palas. A diferencia de los demás planetas conocidos, Ceres y Palas permanecieron como puntos de luz incluso con los mayores aumentos del telescopio, en lugar de resolverse en discos. Aparte de su rápido movimiento, parecían indistinguibles de las estrellas . [ 23 ]

En consecuencia, en 1802, William Herschel sugirió que se colocaran en una categoría separada, llamada "asteroides", del griego asteroeides , que significa "parecido a una estrella". [ 24 ] [ 25 ] Tras completar una serie de observaciones de Ceres y Palas, concluyó: [ 26 ]

Ni la denominación de planeta ni la de cometa pueden aplicarse con propiedad a estas dos estrellas... Se asemejan tanto a estrellas pequeñas que resulta casi imposible distinguirlas de ellas. Por ello, si me permiten llamarlas asteroides, su apariencia asteroide se debe a su nombre; reservándome, no obstante, la libertad de cambiarlo si surgiera otro nombre más descriptivo de su naturaleza.

En 1807, nuevas investigaciones revelaron dos objetos nuevos en la región: Juno y Vesta . [ 23 ] El incendio de Lilienthal durante las guerras napoleónicas , donde se había realizado la mayor parte del trabajo, [ 27 ] puso fin a este primer período de descubrimientos. [ 23 ]

A pesar de la acuñación de Herschel, durante varias décadas siguió siendo práctica común referirse a estos objetos como planetas [ 16 ] y anteponer a sus nombres números que representaban su secuencia de descubrimiento: 1  Ceres, 2  Palas, 3  Juno, 4  Vesta. Sin embargo, en 1845, el astrónomo Karl Ludwig Hencke detectó un quinto objeto ( 5 Astraea ) y, poco después, se descubrieron nuevos objetos a un ritmo acelerado. Contarlos entre los planetas se volvió cada vez más engorroso. Finalmente, se eliminaron de la lista de planetas (como sugirió por primera vez Alexander von Humboldt a principios de la década de 1850) y la acuñación de Herschel, "asteroides", se generalizó. [ 16 ]

El descubrimiento de Neptuno en 1846 provocó el descrédito de la ley de Titius-Bode ante los ojos de la comunidad científica, ya que su órbita distaba mucho de la posición predicha. Hasta la fecha, no se ha dado ninguna explicación científica a esta ley, y el consenso entre los astrónomos la considera una coincidencia. [ 28 ]

951 Gaspra , el primer asteroide fotografiado por una nave espacial, visto durante el sobrevuelo de Galileo en 1991; los colores están exagerados.

La expresión «cinturón de asteroides» comenzó a usarse a principios de la década de 1850, aunque resulta difícil determinar quién acuñó el término. El primer uso en inglés parece estar en la traducción de 1850 (de Elise Otté ) del Cosmos de Alexander von Humboldt : [ 29 ] «[...] y la aparición regular, alrededor del 13 de noviembre y el 11 de agosto, de estrellas fugaces, que probablemente forman parte de un cinturón de asteroides que intersectan la órbita de la Tierra y se mueven a velocidad planetaria». Otra aparición temprana se produjo en A Guide to the Knowledge of the Heavens de Robert James Mann : [ 30 ] «Las órbitas de los asteroides se encuentran en un amplio cinturón del espacio, que se extiende entre los extremos de [...]». El astrónomo estadounidense Benjamin Peirce parece haber adoptado esa terminología y haber sido uno de sus promotores. [ 31 ]

A mediados de 1868 se habían localizado más de 100 asteroides, y en 1891, la introducción de la astrofotografía por Max Wolf aceleró el ritmo de descubrimiento. [ 32 ] Se habían encontrado un total de 1000 asteroides para 1921, [ 33 ] 10 000 para 1981, [ 34 ] y 100 000 para 2000. [ 35 ] Los sistemas modernos de estudio de asteroides ahora utilizan medios automatizados para localizar nuevos planetas menores en cantidades cada vez mayores.

El 22 de enero de 2014, científicos de la Agencia Espacial Europea (ESA) informaron de la detección, por primera vez definitiva, de vapor de agua en Ceres, el objeto más grande del cinturón de asteroides. [ 36 ] La detección se realizó utilizando las capacidades de infrarrojo lejano del Observatorio Espacial Herschel . [ 37 ] El hallazgo fue inesperado porque los cometas , no los asteroides, suelen considerarse los que "generan chorros y columnas de vapor". Según uno de los científicos, "las líneas entre cometas y asteroides se están difuminando cada vez más". [ 37 ]

Origen

El cinturón de asteroides que muestra las inclinaciones orbitales en función de las distancias al Sol, con los asteroides en la región central del cinturón de asteroides en rojo y los demás asteroides en azul.

Formación

En 1802, poco después de descubrir Palas, Olbers sugirió a Herschel y Carl Gauss que Ceres y Palas eran fragmentos de un planeta mucho más grande que alguna vez ocupó la región de Marte-Júpiter, y que este planeta había sufrido una explosión interna o el impacto de un cometa muchos millones de años antes, [ 38 ] mientras que el astrónomo de Odesa KN Savchenko sugirió que Ceres, Palas, Juno y Vesta eran lunas que escaparon en lugar de fragmentos del planeta que explotó. [ 39 ] La gran cantidad de energía necesaria para destruir un planeta, combinada con la baja masa combinada del cinturón, que es solo alrededor del 4% de la masa de la Luna de la Tierra, [ 3 ] no respalda estas hipótesis. Además, las importantes diferencias químicas entre los asteroides se vuelven difíciles de explicar si provienen del mismo planeta. [ 40 ]

Una hipótesis moderna sobre la creación del cinturón de asteroides se relaciona con la antigua hipótesis nebular : una nube de polvo y gas interestelar colapsó bajo la influencia de la gravedad para formar un disco giratorio de material que luego se aglomeraron para formar el Sol y los planetas. [ 41 ] Durante los primeros millones de años de la historia del Sistema Solar, un proceso de acreción de colisiones adhesivas causó la agrupación de pequeñas partículas, que aumentaron gradualmente de tamaño. Una vez que los cúmulos alcanzaron suficiente masa, pudieron atraer otros cuerpos mediante la atracción gravitatoria y convertirse en planetesimales. Esta acreción gravitatoria condujo a la formación de los planetas. [ 42 ]

Los planetesimales dentro de la región que se convertiría en el cinturón de asteroides fueron fuertemente perturbados por la gravedad de Júpiter. [ 43 ] Se produjeron resonancias orbitales donde el período orbital de un objeto en el cinturón formaba una fracción entera del período orbital de Júpiter, perturbando el objeto a una órbita diferente; la región que se encuentra entre las órbitas de Marte y Júpiter contiene muchas de estas resonancias orbitales. A medida que Júpiter migraba hacia el interior tras su formación, estas resonancias habrían barrido el cinturón de asteroides, excitando dinámicamente la población de la región y aumentando sus velocidades relativas entre sí. [ 44 ] En las regiones donde la velocidad promedio de las colisiones era demasiado alta, la fragmentación de planetesimales tendía a predominar sobre la acreción, [ 45 ] impidiendo la formación de un planeta. En cambio, continuaron orbitando el Sol como antes, colisionando ocasionalmente. [ 43 ]

Durante la historia temprana del Sistema Solar, los asteroides se fundieron en cierta medida, lo que permitió diferenciar los elementos que contenían según su masa. Algunos de los cuerpos progenitores incluso pudieron haber experimentado períodos de vulcanismo explosivo y formado océanos de magma . Sin embargo, debido al tamaño relativamente pequeño de los cuerpos, el período de fusión fue necesariamente breve en comparación con los planetas mucho más grandes, y generalmente terminó  hace unos 4500 millones de años, en las primeras decenas de millones de años de formación. [ 46 ] En agosto de 2007, un estudio de cristales de circón en un meteorito antártico que se creía que provenía de Vesta sugirió que este, y por extensión el resto del cinturón de asteroides, se había formado con bastante rapidez, en los 10  millones de años posteriores al origen del Sistema Solar. [ 47 ]

Evolución

Gran asteroide del cinturón principal 4 Vesta

Los asteroides no son muestras prístinas del Sistema Solar primordial. Han experimentado una evolución considerable desde su formación, incluyendo calentamiento interno (en las primeras decenas de millones de años), fusión de la superficie por impactos, erosión espacial por radiación y bombardeo por micrometeoritos . [ 48 ] [ 49 ] [ 50 ] [ 51 ] Aunque algunos científicos se refieren a los asteroides como planetesimales residuales, [ 52 ] otros científicos los consideran distintos. [ 53 ]

Se cree que el cinturón de asteroides actual contiene solo una pequeña fracción de la masa del cinturón primordial. Las simulaciones por computadora sugieren que el cinturón de asteroides original pudo haber contenido una masa equivalente a la de la Tierra. [ 54 ] Principalmente debido a perturbaciones gravitacionales, la mayor parte del material fue expulsado del cinturón en aproximadamente 1  millón de años después de su formación, dejando menos del 0,1 % de la masa original. [ 43 ] Desde su formación, la distribución de tamaños del cinturón de asteroides se ha mantenido relativamente estable; no se ha producido ningún aumento o disminución significativo en las dimensiones típicas de los asteroides del cinturón principal. [ 55 ]

La resonancia orbital 4:1 con Júpiter, a un radio de 2,06 unidades astronómicas (UA), puede considerarse el límite interior del cinturón de asteroides. Las perturbaciones de Júpiter envían cuerpos que se desvían hacia allí a órbitas inestables. La mayoría de los cuerpos formados dentro del radio de esta brecha fueron arrastrados por Marte (que tiene un afelio a 1,67 UA) o expulsados ​​por sus perturbaciones gravitacionales en la historia temprana del Sistema Solar. [ 56 ] Los asteroides de Hungaria se encuentran más cerca del Sol que la resonancia 4:1, pero están protegidos de la destrucción por su alta inclinación. [ 57 ]  

Cuando se formó el cinturón de asteroides, las temperaturas a una distancia de 2,7  UA del Sol formaron una « línea de nieve » por debajo del punto de congelación del agua. Los planetesimales formados más allá de este radio pudieron acumular hielo. [ 58 ] [ 59 ] En 2006, se descubrió una población de cometas dentro del cinturón de asteroides más allá de la línea de nieve, que pudo haber proporcionado una fuente de agua para los océanos de la Tierra. Según algunos modelos, la desgasificación del agua durante el período formativo de la Tierra fue insuficiente para formar los océanos, requiriendo una fuente externa como un bombardeo de cometas. [ 60 ]

El cinturón exterior de asteroides incluye algunos objetos helados que podrían haber sido implantados allí durante los últimos siglos. Uno de estos objetos es el cometa cuasi-Hilda 362P/ (457175) 2008 GO 98 , que se cree que es un posible antiguo centauro que fue enviado al cinturón exterior de asteroides mediante un encuentro cercano con Júpiter. [ 61 ]

Características

Distribución de tamaños de asteroides en el cinturón principal [ 62 ]
Las masas de los asteroides más grandes como porcentaje del Cinturón Principal. La unidad de masa es × 1018 kg.
  1. 1 Ceres 938 (39,2%)
  2. 4 Vesta 259 (10,8%)
  3. 2 Pallas 204 (8,52%)
  4. 10 Hygiea 87 (3,63%)
  5. 704 Interamnia 35 (1,46%)
  6. 15 Eunomia 30 (1,25%)
  7. Resto: 841 (35,1%)

Contrariamente a la imagen popular, el cinturón de asteroides está mayormente vacío. Los asteroides se encuentran dispersos en un volumen tan grande que alcanzar uno sin apuntar con precisión sería improbable. [ 63 ] No obstante, actualmente se conocen cientos de miles de asteroides, y el número total oscila entre millones o más, dependiendo del límite inferior de tamaño. Más de 200 asteroides son mayores de 100  km, [ 64 ] y un estudio en longitudes de onda infrarrojas ha demostrado que el cinturón de asteroides tiene entre 700 000 y 1,7  millones de asteroides con un diámetro de 1  km o más. [ 65 ]

El número de asteroides en el cinturón principal aumenta constantemente a medida que disminuye su tamaño. Aunque la distribución de tamaños generalmente sigue una ley de potencias , hay "picos" en la curva alrededor de5  km y100  km , donde se encuentran más asteroides de lo esperado según dicha curva. La mayoría de los asteroides de tamaño superior a aproximadamenteLos asteroides de 120  km de diámetro son primordiales, habiendo sobrevivido a la época de acreción, mientras que la mayoría de los asteroides más pequeños son productos de la fragmentación de asteroides primordiales. La población primordial del cinturón principal era probablemente 200 veces mayor que la actual. [ 66 ] [ 67 ]

En promedio, la distancia entre los asteroides es de aproximadamente 965.600 km (600.000 millas) , [ 68 ] [ 69 ] aunque esto varía entre las familias de asteroides y los asteroides más pequeños no detectados podrían estar incluso más cerca. Se estima que la masa total del cinturón de asteroides es de 2,39 × 10²¹ kg, que es el 3% de la masa de la Luna. [ 2 ] Los cuatro objetos más grandes, Ceres, Vesta, Palas e Higía, contienen un estimado del 62% de la masa total del cinturón, con un 39% representado por Ceres solo. [ 70 ] [ 5 ] El cinturón de asteroides se puede clasificar en dos partes: un cinturón interior que contiene principalmente asteroides ricos en silicatos, a 2,8 UA del Sol, y un cinturón exterior, que contiene principalmente asteroides ricos en carbono, a 3,2 UA. [ 71 ]

Composición

Distribución de los tipos espectrales de asteroides por distancia al Sol [ 72 ]

El cinturón actual consta principalmente de tres categorías de asteroides: asteroides carbonáceos de tipo C, asteroides silicatos de tipo S y un grupo híbrido de asteroides de tipo X. El grupo híbrido presenta espectros sin características distintivas, pero puede dividirse en tres grupos según su reflectividad, dando lugar a los asteroides metálicos de tipo M , los primitivos de tipo P y los de enstatita de tipo E. Se han encontrado tipos adicionales que no se ajustan a estas clases primarias. Existe una tendencia composicional en los tipos de asteroides según la distancia al Sol, en el orden S, C, P y los de tipo D, que carecen de características espectrales distintivas . [ 73 ]

Fragmento del meteorito Allende , una condrita carbonácea que cayó a la Tierra en México en 1969.

Los asteroides carbonáceos , como su nombre indica, son ricos en carbono. Dominan las regiones exteriores del cinturón de asteroides [ 74 ] y son raros en el cinturón interior [ 73 ] . En conjunto, constituyen más del 75 % de los asteroides visibles. Son de un tono más rojizo que los demás asteroides y tienen un albedo bajo . La composición de su superficie es similar a la de los meteoritos condríticos carbonáceos . Químicamente, sus espectros coinciden con la composición primordial del Sistema Solar primitivo, con la ausencia de hidrógeno, helio y volátiles [ 75 ] .

Los asteroides de tipo S ( ricos en silicatos ) son más comunes hacia la región interior del cinturón, a menos de 2,5  UA del Sol. [ 74 ] [ 76 ] Los espectros de sus superficies revelan la presencia de silicatos y algunos metales, pero no compuestos carbonáceos significativos. Esto indica que sus materiales se han modificado considerablemente con respecto a su composición primordial, probablemente mediante fusión y reformación. Tienen un albedo relativamente alto y constituyen aproximadamente el 17 % de la población total de asteroides. [ 75 ]

Los asteroides de tipo M (ricos en metales) se encuentran típicamente en el centro del cinturón principal y constituyen gran parte del resto de la población total. [ 75 ] Sus espectros se asemejan al del hierro-níquel. Se cree que algunos se formaron a partir de los núcleos metálicos de cuerpos progenitores diferenciados que se fragmentaron por colisión. Sin embargo, algunos compuestos de silicato también pueden producir una apariencia similar. Por ejemplo, el gran asteroide de tipo M 22 Kalliope no parece estar compuesto principalmente de metal. [ 77 ] Dentro del cinturón de asteroides, la distribución numérica de asteroides de tipo M alcanza su máximo en un semieje mayor de aproximadamente 2,7  UA. [ 78 ] Aún no está claro si todos los asteroides de tipo M son composicionalmente similares, o si se trata de una etiqueta para varias variedades que no encajan perfectamente en las clases principales C y S. [ 79 ]

Un misterio es la relativa rareza de los asteroides de tipo V (Vestoides) o basálticos en el cinturón de asteroides. [ 80 ] Las teorías de formación de asteroides predicen que los objetos del tamaño de Vesta o mayores deberían formar cortezas y mantos, que estarían compuestos principalmente de roca basáltica, lo que resultaría en que más de la mitad de todos los asteroides estarían compuestos de basalto o de olivino . Sin embargo, las observaciones sugieren que falta el 99% del material basáltico predicho. [ 81 ] Hasta 2001, se creía que la mayoría de los cuerpos basálticos descubiertos en el cinturón de asteroides se originaban del asteroide Vesta (de ahí su nombre de tipo V), pero el descubrimiento del asteroide 1459 Magnya reveló una composición química ligeramente diferente a la de los otros asteroides basálticos descubiertos hasta entonces, lo que sugiere un origen diferente. [ 81 ] Esta hipótesis se vio reforzada por el descubrimiento en 2007 de dos asteroides en el cinturón exterior, 7472 Kumakiri y (10537) 1991 RY 16 , con una composición basáltica diferente que no pudo haberse originado en Vesta. Estos dos son los únicos asteroides de tipo V descubiertos en el cinturón exterior hasta la fecha. [ 80 ]

El Hubble observa el asteroide cometario de múltiples colas P/2013 P5 . [ 82 ]

La temperatura del cinturón de asteroides varía con la distancia al Sol. Para las partículas de polvo dentro del cinturón, las temperaturas típicas oscilan entre 200  K (−73  °C) a 2,2  UA y 165  K (−108  °C) a 3,2  UA. [ 83 ] Sin embargo, debido a la rotación, la temperatura superficial de un asteroide puede variar considerablemente, ya que sus lados están expuestos alternativamente a la radiación solar y luego al fondo estelar.

Cometas del cinturón principal

Varios cuerpos del cinturón exterior, por lo demás insignificantes, muestran actividad cometaria . Dado que sus órbitas no pueden explicarse mediante la captura de cometas clásicos, se cree que muchos de los asteroides exteriores son helados, y que el hielo se expone ocasionalmente a la sublimación mediante pequeños impactos. Los cometas del cinturón principal podrían haber sido una fuente importante de los océanos de la Tierra, ya que la proporción deuterio-hidrógeno es demasiado baja para que los cometas clásicos hayan sido la fuente principal. [ 84 ]

Órbitas

El cinturón de asteroides (que muestra las excentricidades), con el cinturón de asteroides en rojo y azul (la región "central" está en rojo).

La mayoría de los asteroides del cinturón de asteroides tienen excentricidades orbitales inferiores a 0,4 y una inclinación inferior a 30°. La distribución orbital de los asteroides alcanza un máximo con una excentricidad cercana a 0,07 y una inclinación inferior a 4°. [ 85 ] Por lo tanto, aunque un asteroide típico tiene una órbita relativamente circular y se encuentra cerca del plano de la eclíptica , algunas órbitas de asteroides pueden ser muy excéntricas o desplazarse bastante fuera del plano de la eclíptica.

A veces, el término "cinturón principal" se usa para referirse únicamente a la región "central" más compacta donde se encuentra la mayor concentración de cuerpos. Esta se ubica entre las fuertes brechas de Kirkwood 4:1 y 2:1 a 2,06 y 3,27  UA, y en excentricidades orbitales menores a aproximadamente 0,33, junto con inclinaciones orbitales inferiores a unos 20°. A partir de 2006Esta región "central" contenía el 93% de todos los planetas menores descubiertos y numerados dentro del Sistema Solar. [ 86 ] La base de datos de cuerpos pequeños del JPL enumera más de 1 millón de asteroides conocidos del cinturón principal. [ 87 ]

brechas de Kirkwood

Número de asteroides en el cinturón principal en función de su semieje mayor (a). Las líneas discontinuas indican las brechas de Kirkwood , mientras que los colores designan las siguientes zonas: I: cinturón principal interior ( a < 2,5 UA ) II: cinturón principal medio ( 2,5 UA < a < 2,82 UA ) III: cinturón principal exterior ( a > 2,82 UA )      

El semieje mayor de un asteroide se utiliza para describir las dimensiones de su órbita alrededor del Sol, y su valor determina el período orbital del planeta menor . En 1866, Daniel Kirkwood anunció el descubrimiento de huecos en las distancias de las órbitas de estos cuerpos al Sol. Estos huecos se ubicaban en posiciones donde su período de revolución alrededor del Sol era una fracción entera del período orbital de Júpiter. Kirkwood propuso que las perturbaciones gravitacionales del planeta provocaron la eliminación de asteroides de estas órbitas. [ 88 ]

Cuando el período orbital medio de un asteroide es una fracción entera del período orbital de Júpiter, se crea una resonancia de movimiento medio con el gigante gaseoso que es suficiente para perturbar un asteroide a nuevos elementos orbitales . Los asteroides primordiales entraron en estos huecos debido a la migración de la órbita de Júpiter. [ 89 ] Posteriormente, los asteroides migran principalmente a estas órbitas de hueco debido al efecto Yarkovsky , [ 73 ] pero también pueden entrar debido a perturbaciones o colisiones. Después de entrar, un asteroide es empujado gradualmente a una órbita diferente y aleatoria con un semieje mayor mayor o menor.

Colisiones

La luz zodiacal , parte de la cual es reflejada por el polvo interplanetario , que a su vez se origina en parte por colisiones de asteroides.

La alta densidad de asteroides en el cinturón crea un entorno activo, donde las colisiones entre asteroides ocurren con frecuencia (en escalas de tiempo muy largas ). Se espera que los impactos entre cuerpos del cinturón principal con un radio medio de 10  km ocurran aproximadamente una vez cada 10  millones de años. [ 90 ] Una colisión puede fragmentar un asteroide en numerosos pedazos más pequeños (lo que lleva a la formación de una nueva familia de asteroides ). [ 91 ] Por el contrario, las colisiones que ocurren a bajas velocidades relativas también pueden unir dos asteroides. Después de más de 4  mil millones de años de tales procesos, los miembros del cinturón de asteroides ahora guardan poca semejanza con la población original.

La evidencia sugiere que la mayoría de los asteroides del cinturón principal con diámetros entre 200  m y 10 km son cúmulos de escombros formados por colisiones. Estos cuerpos consisten en una multitud de objetos irregulares que se mantienen unidos principalmente por su propia gravedad, lo que resulta en cantidades significativas de porosidad interna . [ 92 ] Junto con los cuerpos asteroides, el cinturón de asteroides también contiene bandas de polvo con radios de partículas de hasta unos cientos de micrómetros . Este material fino se produce, al menos en parte, por colisiones entre asteroides y por el impacto de micrometeoritos sobre ellos. Debido al efecto Poynting-Robertson , la presión de la radiación solar hace que este polvo gire lentamente en espiral hacia el Sol. [ 93 ] 

La combinación de este fino polvo de asteroides, junto con el material cometario eyectado, produce la luz zodiacal . Este tenue resplandor auroral se puede observar de noche extendiéndose desde la dirección del Sol a lo largo del plano de la eclíptica . Las partículas de asteroides que producen luz zodiacal visible tienen  un radio promedio de aproximadamente 40 μm. La vida útil típica de las partículas de la nube zodiacal del cinturón principal es de aproximadamente 700 000  años. Por lo tanto, para mantener las bandas de polvo, se deben producir nuevas partículas constantemente dentro del cinturón de asteroides. [ 93 ] Antes se pensaba que las colisiones de asteroides constituían un componente importante de la luz zodiacal. Sin embargo, simulaciones por computadora realizadas por Nesvorný y sus colegas atribuyeron el 85 por ciento del polvo de luz zodiacal a la fragmentación de cometas de la familia de Júpiter, en lugar de a cometas y colisiones entre asteroides en el cinturón de asteroides. Como máximo, el 10 por ciento del polvo se atribuye al cinturón de asteroides. [ 94 ]

Meteoritos

Algunos de los restos de las colisiones pueden formar meteoroides que entran en la atmósfera terrestre. [ 95 ] De los 50 000 meteoritos encontrados en la Tierra hasta la fecha, se cree que el 99,8 por ciento se originaron en el cinturón de asteroides. [ 96 ]

Familias y grupos

Este gráfico de inclinación orbital ( i p ) frente a excentricidad ( e p ) para asteroides del cinturón principal con múltiples oposiciones muestra claramente agrupaciones que representan familias de asteroides.
Descripción general de los asteroides del Sistema Solar Interior hasta el Sistema Júpiter.
Descripción general lineal de los cuerpos del Sistema Solar Interior

En 1918, el astrónomo japonés Kiyotsugu Hirayama observó que las órbitas de algunos asteroides tenían parámetros similares, formando familias o grupos. [ 97 ]

Aproximadamente un tercio de los asteroides del cinturón de asteroides pertenecen a una familia de asteroides. Estos comparten elementos orbitales similares , como el semieje mayor , la excentricidad y la inclinación orbital , así como características espectrales similares, que indican un origen común en la fragmentación de un cuerpo mayor. Las representaciones gráficas de estos pares de elementos, para los miembros del cinturón de asteroides, muestran concentraciones que indican la presencia de una familia de asteroides. Hay entre 20 y 30 asociaciones que probablemente sean familias de asteroides. Se han encontrado agrupaciones adicionales que son menos seguras. Las familias de asteroides se pueden confirmar cuando los miembros muestran características espectrales similares. [ 98 ] Las asociaciones más pequeñas de asteroides se denominan grupos o cúmulos.

Algunas de las familias más prominentes en el cinturón de asteroides (en orden de semiejes mayores crecientes) son las familias Flora , Vesta , Nysa , Eunomia , Koronis , Eos y Themis . [ 78 ] La familia Flora, una de las más grandes con más de 13 000 miembros conocidos, puede haberse formado a partir de una colisión  hace menos de 1000 millones de años. [ 99 ] El asteroide más grande que es un verdadero miembro de una familia es 4  Vesta. (Esto contrasta con un intruso, como en el caso de Ceres con la familia Gefion ). Se cree que la familia Vesta se formó como resultado de un impacto que formó un cráter en Vesta. Asimismo, los meteoritos HED también pueden haberse originado en Vesta como resultado de esta colisión. [ 100 ]

Se han encontrado tres bandas prominentes de polvo dentro del cinturón de asteroides. Estas tienen inclinaciones orbitales similares a las de las familias de asteroides Eos, Koronis y Themis, por lo que posiblemente estén asociadas con esos grupos. [ 101 ]

La evolución del cinturón principal tras el Bombardeo Intenso Tardío probablemente se vio afectada por el paso de grandes centauros y objetos transneptunianos (OTN). Los centauros y los OTN que alcanzan el sistema solar interior pueden modificar las órbitas de los asteroides del cinturón principal, aunque solo si su masa es del orden de 1 × 10⁻⁹ M☉ (2,0 × 10²¹ kg ) para encuentros individuales o, un orden de magnitud menor en caso de múltiples encuentros cercanos. Sin embargo, es improbable que los centauros y los OTN hayan dispersado significativamente las familias de asteroides jóvenes en el cinturón principal, aunque sí pueden haber perturbado algunas familias de asteroides antiguas. Los asteroides actuales del cinturón principal que se originaron como centauros u objetos transneptunianos pueden encontrarse en el cinturón exterior con una vida útil corta de menos de 4 millones de años, probablemente orbitando entre 2,8 y 3,2 UA con excentricidades mayores que las típicas de los asteroides del cinturón principal. [ 102 ]    

Periferia

Bordeando el borde interior del cinturón (entre 1,78 y 2,0  UA, con un semieje mayor medio de 1,9  UA) se encuentra la familia de planetas menores Hungaria. Reciben su nombre del miembro principal, 434 Hungaria ; el grupo contiene al menos 52 asteroides con nombre. El grupo Hungaria está separado del cuerpo principal por la brecha de Kirkwood 4:1 y sus órbitas tienen una alta inclinación. Algunos miembros pertenecen a la categoría de asteroides que cruzan la órbita de Marte, y es probable que las perturbaciones gravitacionales de Marte sean un factor que reduce la población total de este grupo. [ 57 ]

Otro grupo de alta inclinación en la parte interior del cinturón de asteroides es la familia Phocaea . Estos están compuestos principalmente por asteroides de tipo S, mientras que la vecina familia Hungaria incluye algunos de tipo E. [ 103 ] La familia Phocaea orbita entre 2,25 y 2,5  UA del Sol . [ 104 ]

Bordeando el límite exterior del cinturón de asteroides se encuentra el grupo de Cibeles , que orbita entre 3,3 y 3,5  UA. La familia Hilda orbita entre 3,5 y 4,2  UA con órbitas relativamente circulares y una resonancia orbital estable de 3:2 con Júpiter. Hay pocos asteroides más allá de las 4,2  UA, hasta la órbita de Júpiter. En esta última se pueden encontrar las dos familias de asteroides troyanos , que, al menos para objetos de más de 1  km, son aproximadamente tan numerosos como los asteroides del cinturón de asteroides. [ 105 ]

Nuevas familias

Algunas familias de asteroides se han formado recientemente, en términos astronómicos. La familia Karin aparentemente se formó  hace unos 5,7 millones de años a partir de una colisión con un asteroide progenitor de 33  km de radio. [ 106 ] La familia Veritas se formó hace unos 8,3  millones de años; la evidencia incluye polvo interplanetario recuperado de sedimentos oceánicos . [ 107 ]

Más recientemente, el cúmulo de Datura parece haberse formado hace unos 530 000 años a partir de una colisión con un asteroide del cinturón principal. La estimación de la edad se basa en la probabilidad de que los miembros tengan sus órbitas actuales, en lugar de en alguna evidencia física. Sin embargo, este cúmulo podría haber sido una fuente de material de polvo zodiacal. [ 108 ] [ 109 ] Otras formaciones de cúmulos recientes, como el cúmulo de Iannini ( hace aproximadamente 1-5  millones de años), podrían haber proporcionado fuentes adicionales de este polvo de asteroide. [ 110 ]

Exploración

Concepto artístico de la nave espacial Dawn con Vesta y Ceres.

La primera nave espacial en atravesar el cinturón de asteroides fue la Pioneer 10 , que entró en la región el 16 de julio de 1972. En ese momento, existía cierta preocupación de que los escombros del cinturón representaran un peligro para la nave espacial, pero desde entonces ha sido atravesado de forma segura por múltiples naves espaciales sin incidentes. La Pioneer 11 , las Voyager  1 y 2 y la Ulysses pasaron por el cinturón sin fotografiar ningún asteroide. La Cassini midió plasma y granos de polvo fino mientras atravesaba el cinturón en el año 2000. [ 111 ] En su camino a Júpiter, la Juno atravesó el cinturón de asteroides sin recolectar datos científicos. [ 112 ] Debido a la baja densidad de materiales dentro del cinturón, las probabilidades de que una sonda choque con un asteroide se estiman en menos de 1 entre  mil millones. [ 113 ]

La mayoría de los asteroides del cinturón principal fotografiados hasta la fecha provienen de breves sobrevuelos realizados por sondas que se dirigían a otros objetivos. Solo la misión Dawn ha estudiado asteroides del cinturón principal durante un período prolongado en órbita. La nave espacial Galileo fotografió 951 Gaspra en 1991 y 243 Ida en 1993, luego NEAR fotografió 253 Mathilde en 1997 y aterrizó en el asteroide cercano a la Tierra 433 Eros en febrero de 2001. Cassini fotografió 2685 Masursky en 2000, Stardust fotografió 5535 Annefrank en 2002, New Horizons fotografió 132524 APL en 2006, y Rosetta fotografió 2867 Šteins en septiembre de 2008 y 21 Lutetia en julio de 2010. Dawn orbitó Vesta entre julio de 2011 y septiembre de 2012 y ha orbitado Ceres desde marzo de 2015. [ 114 ] La sonda espacial Lucy realizó un sobrevuelo de 152830 Dinkinesh en 2023 y 52246 Donaldjohanson en 2025 en su camino para estudiar los troyanos de Júpiter . [ 115 ] [ 116 ]

A partir de 2026, existen varias misiones futuras y propuestas al cinturón de asteroides. La nave espacial Psyche de la NASA entrará en órbita alrededor del gran asteroide de tipo M 16 Psyche en 2029. [ 117 ] Además, está previsto que Tianwen-2 visite el cometa del cinturón principal 311P/PanSTARRS en 2035. [ 118 ] La futura nave espacial MBR Explorer de la UAESA , cuyo lanzamiento está previsto para 2028, visitará los asteroides del cinturón principal 10253 Westerwald , 623 Chimaera , 13294 Rockox , 88055 Ghaf , 23871 Ousha y 59980 Moza , y entrará en órbita y aterrizará en 269 Justitia en 2035. [ 119 ]

Véase también

Referencias

  1. ↑ Williams, Matt (23 de agosto de 2015). "¿Qué es el cinturón de asteroides?" . Universe Today . Consultado el 30 de enero de 2016 .
  2. 1 2 Pitjeva, EV (2018). "Masas del cinturón principal de asteroides y del cinturón de Kuiper a partir de los movimientos de planetas y naves espaciales". Solar System Research . 44 ( 8– 9): 554– 566. arXiv : 1811.05191 . Bibcode : 2018AstL...44..554P . doi : 10.1134/S1063773718090050 . S2CID 119404378 . 
  3. ^ Krasinsky , GA ; Pitjeva, EV ; Vasiliev, MV; Yagudina, EI (julio de 2002). "Masa oculta en el cinturón de asteroides". Ícaro . 158 (1): 98– 105. Código Bib : 2002Icar..158...98K . doi : 10.1006/icar.2002.6837 .
  4. ↑ Pitjeva, EV (2005). "Efemérides de alta precisión de los planetas: EPM y determinación de algunas constantes astronómicas" (PDF) . Solar System Research . 39 (3): 176–186 . Bibcode : 2005SoSyR..39..176P . doi : 10.1007/s11208-005-0033-2 . S2CID 120467483. Archivado del original (PDF) el 3 de julio de 2014. 
  5. 1 2 Para estimaciones recientes de las masas de Ceres, Vesta, Palas e Higía, consulte las referencias en los cuadros de información de sus respectivos artículos.
  6. ↑ Yeomans, Donald K. (13 de julio de 2006). "Navegador de la base de datos de cuerpos pequeños del JPL" . NASA JPL. Archivado del original el 29 de septiembre de 2010. Recuperado el 27 de septiembre de 2010 .
  7. ↑ "Caracterización del asteroide más pequeño conocido mediante telescopios terrestres" . Universidad de Arizona. 30 de noviembre de 2016. Consultado el 3 de mayo de 2024 .
  8. ↑ Koberlein, Brian (12 de marzo de 2014). "Por qué el cinturón de asteroides no amenaza a las naves espaciales" . Universe Today . Consultado el 30 de enero de 2016 .
  9. 1 2 "¿Cómo se formó el cinturón de asteroides? ¿Había un planeta allí?" . CosmosUp. 17 de enero de 2016. Archivado del original el 6 de diciembre de 2018. Recuperado el 30 de enero de 2016 .
  10. ↑ Redd, Nola Taylor (11 de junio de 2012). "Cinturón de asteroides: datos e información" . Space.com . Consultado el 30 de enero de 2016 .
  11. ↑ Beatty, Kelly (10 de marzo de 2009). "Esculpiendo el cinturón de asteroides" . Sky & Telescope . Consultado el 30 de abril de 2014 .
  12. ^ Delgrande, JJ; Soanes, SV (1943). "La brecha de Kirkwood en las órbitas de los asteroides". Revista de la Real Sociedad Astronómica de Canadá . 37 : 187. Código bibliográfico : 1943JRASC..37..187D .
  13. ↑ Cunningham, Clifford J. (septiembre de 2022). "Los orígenes y el legado de 'Kepler's Gap'"". Revista de Historia y Patrimonio Astronómico . 25 (3): 439– 456. Bibcode : 2022JAHH...25..439C . doi : 10.3724/SP.J.1440-2807.2022.03.02 . S2CID 256570746 . 
  14. ↑ Davis, Phil; Dunford, Bill; Boeck, Moore. "Amanecer: Entre Júpiter y Marte [ sic ] , coloco un planeta" (PDF) . Laboratorio de Propulsión a Chorro . NASA . Archivado (PDF) del original el 21 de noviembre de 2005.
  15. ↑ Russell, Christopher; Raymond, Carol, eds. (2012). La misión Dawn a los planetas menores 4 Vesta y 1 Ceres . Springer Science+Business Media . pág. 5. ISBN  978-1-4614-4902-7.
  16. 1 2 3 Hilton, J. (2001). "¿Cuándo se convirtieron los asteroides en planetas menores?" . Observatorio Naval de los Estados Unidos (USNO) . Archivado del original el 6 de abril de 2012 . Recuperado el 1 de octubre de 2007 .
  17. 1 2 "Amanecer: Un viaje al comienzo del sistema solar" . Centro de Física Espacial: UCLA . 2005. Recuperado el 3 de noviembre de 2007 .{{cite web}}: CS1 maint: servicio de archivado obsoleto ( enlace )
  18. ↑ Hoskin, Michael. "La ley de Bode y el descubrimiento de Ceres" . Churchill College, Cambridge . Archivado del original el 10 de mayo de 2008. Recuperado el 12 de julio de 2010 .{{cite web}}: CS1 maint: bot: estado de la URL original desconocido ( enlace )
  19. ↑ Nieto, Michael Martin (2014). La ley de Titius-Bode de las distancias planetarias: su historia y teoría . Elsevier Science. pág. 17. ISBN  978-1-4831-5936-2.
  20. ↑ "¡Llamen a la policía! La historia detrás del descubrimiento de los asteroides". Astronomy Now (junio de 2007): 60–61 .
  21. ↑ Winterburn, Emily (10 de marzo de 2021). "Descubriendo el asteroide Vesta: la historia de la Policía Celestial" . Revista Sky at Night . BBC . Consultado el 18 de octubre de 2022 .
  22. ↑ McWilliams, Brendan (31 de julio de 2001). "Búsqueda infructuosa de la Policía Celestial" . Irish Times . Consultado el 18 de octubre de 2022 .
  23. 1 2 3 Personal (2002). "Serendipia astronómica" . NASA JPL. Archivado del original el 6 de febrero de 2012. Recuperado el 20 de abril de 2007 .
  24. ↑ Harper, Douglas (2010). "Asteroide" . Diccionario etimológico en línea . Etimología en línea . Consultado el 15 de abril de 2011 .
  25. ↑ DeForest, Jessica (2000). "Raíces griegas y latinas" . Universidad Estatal de Michigan. Archivado del original el 12 de agosto de 2007. Recuperado el 25 de julio de 2007 .
  26. ↑ Cunningham, Clifford (1984). "William Herschel y los dos primeros asteroides". The Minor Planet Bulletin . 11 . Dance Hall Observatory, Ontario: 3. Bibcode : 1984MPBu...11....3C .
  27. ↑ Elkins-Tanton, Linda T. (2011). Asteroides, meteoritos y cometas (Edición revisada ). Nueva York: Facts on File. ISBN  978-0-8160-7696-3OCLC 1054369860 .​ 
  28. ↑ "¿Es una coincidencia que la mayoría de los planetas se encuentren dentro de los límites de la ley de Titius-Bode?" . astronomy.com . Consultado el 22 de enero de 2014 .
  29. ↑ von Humboldt, Alexander (1850). Cosmos: Un esbozo de una descripción física del universo . Vol. 1. Nueva York: Harper & Brothers. pág. 44. ISBN   978-0-8018-5503-0.{{cite book}}: Incompatibilidad de ISBN/Fecha ( ayuda )
  30. ↑ Mann, Robert James (1852). Una guía para el conocimiento de los cielos . Jarrold. pág. 171. y 1853, pág. 216
  31. ↑ "Investigación adicional sobre la forma, la magnitud, la masa y la órbita de los planetas asteroides" . The Edinburgh New Philosophical Journal . 5 : 191. Enero-abril de 1857."[El profesor Peirce] observó entonces que la analogía entre el anillo de Saturno y el cinturón de asteroides era digna de mención."
  32. ↑ Hughes, David W. (2007). "Una breve historia de la observación de asteroides" . BBC. Archivado del original el 11 de junio de 2011. Recuperado el 20 de abril de 2007 .
  33. ↑ Moore, Patrick; Rees, Robin (2011). Patrick Moore's Data Book of Astronomy (2.ª ed.). Cambridge University Press. pág. 156. ISBN   978-0-521-89935-2.
  34. ↑ Manley, Scott (25 de agosto de 2010). Descubrimiento de asteroides de 1980 a 2010. YouTube . Archivado del original el 30 de octubre de 2021. Recuperado el 15 de abril de 2011 .
  35. ↑ "Estadísticas del archivo MPC" . Centro de Planetas Menores de la IAU . Consultado el 4 de abril de 2011 .
  36. ↑ Kuppers, Michael; O'Rourke, Laurence; Bockelée-Morvan, Dominique ; Zajarov, Vladimir; Lee, Seungwon; von Allmen, Paul; Lleva, Benoît; Teyssier, David; Marston, Antonio; Müller, Thomas; Crovisier, Jacques; Barucci, M. Antonieta; Moreno, Rafael (2014). "Fuentes localizadas de vapor de agua en el planeta enano (1) Ceres". Naturaleza . 505 (7484): 525– 527. Bibcode : 2014Natur.505..525K . doi : 10.1038/naturaleza12918 . ISSN 0028-0836 . PMID 24451541 . S2CID 4448395 .   
  37. 1 2 Harrington, JD (22 de enero de 2014). "El telescopio Herschel detecta agua en un planeta enano – Publicación 14-021" . NASA . Recuperado el 22 de enero de 2014 .
  38. ↑ Cunningham, Clifford J. (2017). Investigating the Origin of the Asteroids and Early Findings on Vesta . Historical Studies in Asteroid Research. Springer International Publishing. p. 1. doi : 10.1007/978-3-319-58118-7 . ISBN  978-3-319-58117-0.
  39. ↑ Bronshten, VA (1972). "Origen de los asteroides" . NASA.
  40. ^ Masetti, M.; Mukai, K. (1 de diciembre de 2005). "Origen del cinturón de asteroides" . Centro de vuelos espaciales Goddard de la NASA . Consultado el 25 de abril de 2007 .
  41. ↑ Watanabe, Susan (20 de julio de 2001). "Misterios de la nebulosa solar" . NASA. Archivado del original el 17 de enero de 2012. Recuperado el 2 de abril de 2007 .
  42. ↑ Chambers, John E. (julio de 2004). "Acreción planetaria en el sistema solar interior". Earth and Planetary Science Letters . 233 ( 3–4 ): 241–252 . Bibcode : 2004E & PSL.223..241C . doi : 10.1016/j.epsl.2004.04.031 .
  43. 1 2 3 Petit, J.-M.; Morbidelli, A.; Chambers, J. (2001). "La excitación primordial y la limpieza del cinturón de asteroides" (PDF) . Icarus . 153 (2): 338– 347. Bibcode : 2001Icar..153..338P . doi : 10.1006/icar.2001.6702 . Archivado (PDF) del original el 21 de febrero de 2007. Recuperado el 22 de marzo de 2007 .
  44. ↑ Scott, ERD (13–17 de marzo de 2006). "Restricciones sobre la edad y el mecanismo de formación de Júpiter y la vida útil de la nebulosa a partir de condritas y asteroides". Actas de la 37.ª Conferencia Anual de Ciencias Lunares y Planetarias . League City, Texas: Lunar and Planetary Society. Bibcode : 2006LPI....37.2367S .
  45. ↑ Edgar, R.; Artymowicz, P. (2004). "Bombeo de un disco planetesimal por un planeta en rápida migración" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 354 (3): 769– 772. arXiv : astro-ph/0409017 . Bibcode : 2004MNRAS.354..769E . doi : 10.1111/j.1365-2966.2004.08238.x . S2CID 18355985 . 
  46. ↑ Taylor, GJ; Keil, K.; McCoy, T.; Haack, H.; Scott, ERD (1993). "Diferenciación de asteroides : del vulcanismo piroclástico a los océanos de magma". Meteoritics . 28 (1): 34– 52. Bibcode : 1993Metic..28...34T . doi : 10.1111/j.1945-5100.1993.tb00247.x . 
  47. ↑ Kelly, Karen (2007). "Investigadores de la Universidad de Toronto descubren pistas sobre el sistema solar primitivo" . Universidad de Toronto . Archivado del original el 29 de febrero de 2012. Recuperado el 12 de julio de 2010 .
  48. ↑ Clark, BE; Hapke, B.; Pieters, C.; Britt, D. (2002). "Meteorización espacial de asteroides y evolución del regolito". Asteroides III . University of Arizona Press. pág. 585. Bibcode : 2002aste.book..585C . doi : 10.2307/j.ctv1v7zdn4.44 . ISBN  978-0-8165-2281-1.
  49. ↑ Gaffey, Michael J. (1996). "Las propiedades espectrales y físicas del metal en los conjuntos de meteoritos: implicaciones para los materiales de la superficie de los asteroides". Icarus . 66 (3): 468– 486. Bibcode : 1986Icar...66..468G . doi : 10.1016/0019-1035(86)90086-2 . ISSN 0019-1035 . 
  50. ↑ Keil, K. (2000). "Alteración térmica de asteroides: evidencia a partir de meteoritos" . Planetary and Space Science . 48 (10): 887– 903. Bibcode : 2000P & SS...48..887K . doi : 10.1016/S0032-0633(00)00054-4 . Recuperado el 8 de noviembre de 2007 .
  51. ↑ Baragiola, RA; Duke, CA; Loeffler, M.; McFadden, LA; Sheffield, J. (2003). "Impacto de iones y micrometeoritos en superficies minerales: cambios de reflectancia y producción de especies atmosféricas en cuerpos del sistema solar sin aire". EGS – AGU – EUG Joint Assembly : 7709. Bibcode : 2003EAEJA.....7709B .
  52. ↑ Chapman, CR; Williams, JG; Hartmann, WK (1978). "Los asteroides". Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 16 : 33–75 . Bibcode : 1978ARA & A..16...33C . doi : 10.1146/annurev.aa.16.090178.000341 .
  53. ↑ Kracher, A. (2005). "Asteroide 433 Eros y planetesimales parcialmente diferenciados: agotamiento masivo versus agotamiento superficial de azufre" (PDF) . Laboratorio Ames . Archivado (PDF) del original el 28 de noviembre de 2007. Recuperado el 8 de noviembre de 2007 .
  54. ↑ Piccioni, Robert (19 de noviembre de 2012). "¿Los impactos de asteroides hicieron habitable la Tierra?" . Guidetothecosmos.com . Consultado el 3 de mayo de 2013 .
  55. ↑ Stiles, Lori (15 de septiembre de 2005). "Los asteroides causaron el cataclismo inicial del sistema solar interior" . UANews . Consultado el 18 de octubre de 2018 .
  56. ↑ Alfvén, H.; Arrhenius, G. (1976). "Los cuerpos pequeños" . SP-345 Evolución del sistema solar . NASA. Archivado del original el 13 de mayo de 2007. Recuperado el 12 de abril de 2007 .
  57. 1 2 Spratt, Christopher E. (abril de 1990). "El grupo de planetas menores de Hungaria". Journal of the Royal Astronomical Society of Canada . 84 : 123–131 . Bibcode : 1990JRASC..84..123S .
  58. ↑ Lecar, M.; Podolak, M.; Sasselov, D.; Chiang, E. (2006). "Cirros infrarrojos : nuevos componentes de la emisión infrarroja extendida". The Astrophysical Journal . 640 (2): 1115– 1118. arXiv : astro-ph/0602217 . Bibcode : 2006ApJ...640.1115L . doi : 10.1086/500287 . S2CID 18778001 .  
  59. ↑ Berardelli, Phil (23 de marzo de 2006). "Los cometas del cinturón principal podrían haber sido la fuente del agua de la Tierra" . Space Daily . Consultado el 27 de octubre de 2007 .
  60. ↑ Lakdawalla, Emily (28 de abril de 2006). "Descubrimiento de un tipo de cometa completamente nuevo" . The Planetary Society. Archivado del original el 1 de mayo de 2007. Recuperado el 20 de abril de 2007 .
  61. ↑ de la Fuente Marcos, Carlos; de la Fuente Marcos, Raúl (1 de octubre de 2022). "Llegadas recientes al cinturón principal de asteroides" . Mecánica Celestial y Astronomía Dinámica . 134 (5): 38. arXiv : 2207.07013 . Bibcode : 2022CeMDA.134...38D . doi : 10.1007/s10569-022-10094-4 .
  62. ↑ Davis, DR; Durda, DD; Marzari, F.; Campo Bagatin, A.; Gil-Hutton, R. (marzo de 2002). "Evolución colisional de poblaciones de cuerpos pequeños" (PDF) . En Bottke Jr., WF; Cellino, A.; Paolicchi, P.; Binzel, RP (eds.). Asteroides III . Tucson: University of Arizona Press. pp. 545–558 . Bibcode : 2002aste.book..545D . doi : 10.2307/j.ctv1v7zdn4.41 . ISBN  978-0-8165-2281-1Consultado el 11 de febrero de 2023 .
  63. ↑ Knudsen, Ivy. "La densidad del cinturón de asteroides" . Misión Lucy . Instituto de Investigación del Suroeste . Consultado el 10 de junio de 2026 .
  64. ↑ Yeomans, Donald K. (26 de abril de 2007). "Motor de búsqueda de la base de datos de cuerpos pequeños del JPL" . NASA JPL . Recuperado el 26 de abril de 2007 . – Buscar asteroides en las regiones del cinturón principal con un diámetro  >100.
  65. ↑ Tedesco, EF; Desert, F.-X. (2002). "The Infrared Space Observatory Deep Asteroid Search" . The Astronomical Journal . 123 (4): 2070– 2082. Bibcode : 2002AJ....123.2070T . doi : 10.1086/339482 .
  66. ↑ Bottkejr, W.; Durda, D.; Nesvorny, D.; Jedicke, R.; Morbidelli, A.; Vokrouhlicky, D.; Levison, H. (mayo de 2005). "La distribución de tamaño fosilizada del cinturón principal de asteroides" . Icarus . 175 (1): 111– 140. Bibcode : 2005Icar..175..111B . doi : 10.1016/j.icarus.2004.10.026 .
  67. ↑ O'Brien, David P.; Sykes, Mark V. (diciembre de 2011). "El origen y la evolución del cinturón de asteroides: implicaciones para Vesta y Ceres" . Space Science Reviews . 163 ( 1–4 ): 41–61 . Bibcode : 2011SSRv..163...41O . doi : 10.1007/s11214-011-9808-6 . ISSN 0038-6308 . S2CID 121856071 .  
  68. ↑ "El cinturón de asteroides contiene restos del sistema solar" . EarthSky | Actualizaciones sobre el cosmos y el mundo . 3 de noviembre de 2021. Consultado el 20 de enero de 2023 .
  69. ↑ Williams, Matt (10 de agosto de 2016). "¿A qué distancia está el cinturón de asteroides de la Tierra?" . Universe Today . Consultado el 20 de enero de 2023 .
  70. ↑ "En profundidad | Ceres" . Exploración del Sistema Solar de la NASA . 9 de noviembre de 2017. Consultado el 11 de febrero de 2023 .
  71. ↑ "Capítulo 1: El Sistema Solar" . NASA Science . 20 de julio de 2023. Consultado el 21 de junio de 2026 .
  72. ↑ Gradie, J.; Tedesco, E. (junio de 1982). " Estructura compositiva del cinturón de asteroides". Science . 216 (4553): 1405– 1407. Bibcode : 1982Sci...216.1405G . doi : 10.1126/science.216.4553.1405 . PMID 17798362. S2CID 32447726 .  
  73. 1 2 3 DeMeo, FE; Alexander, CM O'D.; Walsh, KJ; Chapman, CR; Binzel, RP (2015). "La estructura compositiva del cinturón de asteroides". En Michel, Patrick; DeMeo, Francesca E.; Bottke, William F. (eds.). Asteroides IV . Tucson: University of Arizona Press. pp. 13–41 . arXiv : 1506.04805 . Bibcode : 2015aste.book...13D . doi : 10.2458/azu_uapress_9780816532131-ch002 . ISBN  978-0-816-53213-1. S2CID 4648806 . 
  74. 1 2 Wiegert, P.; Balam, D.; Moss, A.; Veillet, C.; Connors, M.; Shelton, I. (2007). "Evidencia de una dependencia del color en la distribución de tamaño de los asteroides del cinturón principal" (PDF) . The Astronomical Journal . 133 ( 4): 1609– 1614. arXiv : astro-ph/0611310 . Bibcode : 2007AJ....133.1609W . doi : 10.1086/512128 . S2CID 54937918. Archivado (PDF) del original el 6 de julio de 2011. Recuperado el 6 de septiembre de 2008 . 
  75. 1 2 3 Blair, Edward C., ed. (2002). Asteroides: Panorama general, resúmenes y bibliografía . Nova Science Publishers. pág. 2. ISBN  978-1-59033-482-9.
  76. ↑ Clark, BE (1996). "Nuevas noticias y visiones contrapuestas de la geología del cinturón de asteroides". Lunar and Planetary Science . 27 : 225–226 . Bibcode : 1996LPI....27..225C .
  77. ↑ Margot, JL; Brown, ME (2003). "Un asteroide de tipo M de baja densidad en el cinturón principal" ( PDF) . Science . 300 (5627): 1939– 1942. Bibcode : 2003Sci...300.1939M . doi : 10.1126/science.1085844 . PMID 12817147. S2CID 5479442. Archivado del original (PDF) el 26 de febrero de 2020.  
  78. 1 2 Lang, Kenneth R. (2003). "Asteroides y meteoritos" . Cosmos de la NASA. Archivado del original el 24 de marzo de 2012. Recuperado el 2 de abril de 2007 .
  79. ↑ Mueller, M.; Harris, AW; Delbo, M. (2005). "21 Lutetia y otros tipos M: sus tamaños, albedos y propiedades térmicas a partir de nuevas mediciones IRTF". Boletín de la Sociedad Astronómica Americana . 37. el equipo MIRSI: 627. Bibcode : 2005DPS....37.0702M .
  80. 1 2 Duffard, RD; Roig, F. (14–18 de julio de 2008). "¿Dos nuevos asteroides basálticos en el cinturón principal?". Asteroides, cometas, meteoros 2008. Baltimore, Maryland. arXiv : 0704.0230 . Bibcode : 2008LPICo1405.8154D .
  81. 1 2 Than, Ker (2007). "Asteroides extraños desconciertan a los científicos" . space.com . Recuperado el 14 de octubre de 2007 .
  82. ↑ "¿Cuándo un cometa deja de ser un cometa?" . Comunicado de prensa de la ESA/Hubble . Consultado el 12 de noviembre de 2013 .
  83. ↑ Low, FJ; Beintema, DA; Gautier, TN; Gillett, FC; Beichman, CA; Neugebauer, G.; Young, E.; Aumann, HH; Boggess, N. ; Emerson, JP; Habing, HJ; Hauser, MG; Houck, JR; Rowan-Robinson, M.; Soifer, BT; Walker, RG; Wesselius, PR (1984). "Cirros infrarrojos : nuevos componentes de la emisión infrarroja extendida". Astrophysical Journal Letters . 278 : L19– L22. Bibcode : 1984ApJ...278L..19L . doi : 10.1086/184213 . 
  84. ↑ "Entrevista con David Jewitt" . YouTube.com. 5 de enero de 2007. Archivado del original el 30 de octubre de 2021. Consultado el 21 de mayo de 2011 .
  85. ↑ Williams, Gareth (25 de septiembre de 2010). "Distribución de los planetas menores" . Minor Planet Center . Consultado el 27 de octubre de 2010 .
  86. ↑ Este valor se obtuvo mediante un simple recuento de todos los cuerpos en esa región utilizando datos de 120.437 planetas menores numerados de la base de datos de órbitas del Centro de Planetas Menores , con fecha del 8 de febrero de 2006.
  87. ↑ "Motor de búsqueda de la base de datos de cuerpos pequeños del JPL: clase orbital (MBA)" . Dinámica del sistema solar del JPL . Consultado el 26 de febrero de 2018 .
  88. ↑ Fernie, J. Donald (1999). "El Kepler americano" . American Scientist . 87 (5): 398. doi : 10.1511/1999.5.398 (inactivo el 1 de julio de 2025). Archivado del original el 21 de junio de 2017. Recuperado el 4 de febrero de 2007 .{{cite journal}}: CS1 maint: DOI inactivo desde julio de 2025 ( enlace )
  89. ↑ Liou, Jer-Chyi; Malhotra, Renu (1997). "Agotamiento del cinturón exterior de asteroides". Science . 275 (5298): 375– 377. Bibcode : 1997Sci...275..375L . doi : 10.1126/science.275.5298.375 . hdl : 2060/19970022113 . PMID 8994031 . S2CID 33032137 .  
  90. ↑ Backman, DE (6 de marzo de 1998). "Fluctuaciones en la densidad general de nubes zodiacales" . Informe Backman . Centro de Investigación Ames de la NASA. Archivado del original el 3 de marzo de 2012. Recuperado el 4 de abril de 2007 .
  91. ↑ Nesvorný, David; Bottke Jr, William F.; Dones, Luke; Levison, Harold F. (junio de 2002). " La reciente fragmentación de un asteroide en la región del cinturón principal" ( PDF) . Nature . 417 (6890): 720–722 . Bibcode : 2002Natur.417..720N . doi : 10.1038/nature00789 . PMID 12066178. S2CID 4367081. Archivado (PDF) del original el 7 de agosto de 2004.  
  92. ↑ Walsh, Kevin J. (septiembre de 2018). "Asteroides de pilas de escombros". Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 56 : 593–624 . arXiv : 1810.01815 . Bibcode : 2018ARA & A..56..593W . doi : 10.1146/annurev-astro-081817-052013 . S2CID 119530506 . 
  93. 1 2 Reach, William T. (1992). "Emisión zodiacal. III – Polvo cerca del cinturón de asteroides" . Astrophysical Journal . 392 (1): 289– 299. Bibcode : 1992ApJ...392..289R . doi : 10.1086/171428 . 
  94. ↑ Nesvorný, David; Jenniskens, Peter; Levison, Harold F.; Bottke, William F.; Vokrouhlický, David; Gounelle, Matthieu (2010). "Origen cometario de la nube zodiacal y micrometeoritos carbonáceos. Implicaciones para discos de escombros calientes". The Astrophysical Journal . 713 (2): 816– 836. arXiv : 0909.4322 . Bibcode : 2010ApJ...713..816N . doi : 10.1088/0004-637X/713/2/816 . S2CID 18865066 . 
  95. ↑ Kingsley, Danny (1 de mayo de 2003). "Resuelto el misterioso desajuste del polvo de meteorito" . ABC Science . Consultado el 4 de abril de 2007 .
  96. ↑ "Meteoros y meteoritos" (PDF) . NASA. Archivado del original (PDF) el 15 de octubre de 2006. Consultado el 12 de enero de 2012 .
  97. ↑ Hughes, David W. (2007). "Encontrando asteroides en el espacio" . BBC. Archivado del original el 10 de marzo de 2012. Recuperado el 20 de abril de 2007 .
  98. ↑ Lemaitre, Anne (31 de agosto - 4 de septiembre de 2004). "Clasificación de familias de asteroides a partir de grandes catálogos". Actas de Dinámica de poblaciones de sistemas planetarios . Belgrado, Serbia y Montenegro: Cambridge University Press. pp. 135–144 . Bibcode : 2005dpps.conf..135L . doi : 10.1017/S1743921304008592 . 
  99. ↑ Martel, Linda MV (9 de marzo de 2004). "Pequeños rastros de la fragmentación de un gran asteroide" . Planetary Science Research Discoveries. Archivado del original el 1 de abril de 2007. Recuperado el 2 de abril de 2007 .
  100. ↑ Drake, Michael J. (2001). "La historia de Eucrite/Vesta" . Meteoritics & Planetary Science . 36 (4): 501– 513. Bibcode : 2001M & PS...36..501D . doi : 10.1111/j.1945-5100.2001.tb01892.x .
  101. ↑ Love, SG; Brownlee, DE (1992). "La contribución de la banda de polvo IRAS al complejo de polvo interplanetario : evidencia observada a 60 y 100 micras" . Astronomical Journal . 104 (6): 2236– 2242. Bibcode : 1992AJ....104.2236L . doi : 10.1086/116399 . 
  102. ↑ Galiazzo, MA; Wiegert, P.; Aljbaae, S. (2016). "Influencia de los Centauros y los TNO en el cinturón principal y sus familias". Astrofísica y Ciencia Espacial . 361 (12): 361– 371. arXiv : 1611.05731 . Bibcode : 2016Ap & SS.361..371G . doi : 10.1007/s10509-016-2957-z . S2CID 118898917 . 
  103. ^ Carvano, JM; Lázaro, D.; Mothé-Diniz, T.; Angeli, CA; Florczak, M. (2001). "Estudio espectroscópico de los grupos dinámicos de Hungaria y Phocaea". Ícaro . 149 (1): 173– 189. Bibcode : 2001Icar..149..173C . doi : 10.1006/icar.2000.6512 .
  104. ↑ Novaković, Bojan; Tsirvoulis, Georgios; Granvik, Mikaël; Todović, Ana (junio de 2017). "Una familia de asteroides oscuros en la región de Focea" . La Revista Astronómica . 153 (6): 266. arXiv : 1704.06088 . Código Bib : 2017AJ....153..266N . doi : 10.3847/1538-3881/aa6ea8 . ISSN 0004-6256 . S2CID 96428710 .  
  105. ↑ Dymock, Roger (2010). Asteroides y planetas enanos y cómo observarlos . Guías de observación para astrónomos. Springer. pág. 24. ISBN  978-1-4419-6438-0. Consultado el 4 de abril de 2011 .
  106. ↑ Nesvorný, David; Enke, Brian L.; Bottke, William F.; Durda, Daniel D.; Asphaug, Erik; Richardson, Derek C. (agosto de 2006). "Formación del cúmulo Karin por impacto de asteroide". Icarus . 183 (2): 296– 311. Bibcode : 2006Icar..183..296N . doi : 10.1016/j.icarus.2006.03.008 .
  107. ↑ McKee, Maggie (18 de enero de 2006). "Eón de tormentas de polvo atribuido al impacto de un asteroide" . New Scientist Space . Consultado el 15 de abril de 2007 .
  108. ↑ Nesvorný, D.; Vokrouhlický, D.; Bottke, WF (2006). "La ruptura de un asteroide del cinturón principal hace 450 mil años" ( PDF) . Science . 312 (5779): 1490. Bibcode : 2006Sci...312.1490N . doi : 10.1126/science.1126175 . PMID 16763141. S2CID 38364772. Archivado (PDF) del original el 9 de mayo de 2008.  
  109. ↑ Vokrouhlický, D.; Durech, J.; Michałowski, T.; Krugly, Yu. NORTE.; Gaftonyuk, Nuevo México; Kryszczyńska, A.; Colas, F.; Lecacheux, J.; Molotov, I.; Slyusarev, I.; Polińska, M.; Nesvorný, D.; Costa, E. (2009). "Familia Datura: la actualización de 2009" . Astronomía y Astrofísica . 507 (1): 495– 504. Código Bib : 2009A y A...507..495V . doi : 10.1051/0004-6361/200912696 .
  110. ↑ Nesvorný, D.; Bottke, WF; Levison, HF; Dones, L. (2003). "Origen reciente de las bandas de polvo del sistema solar" (PDF) . The Astrophysical Journal . 591 (1): 486– 497. Bibcode : 2003ApJ...591..486N . doi : 10.1086/374807 . S2CID 1747264. Archivado del original (PDF) el 12 de abril de 2020. 
  111. ↑ Schippers, P.; Meyer-Vernet, N.; Lecacheux, A.; Belheouane, S.; Moncuquet, M.; Kurth, WS; Mann, I.; Mitchell, DG; André, N. (junio de 2015). "Detección de nanopartículas de polvo entre 1 y 5 UA utilizando mediciones de ondas de Cassini". The Astrophysical Journal . 806 (1): 77. arXiv : 1504.02345 . Bibcode : 2015ApJ...806...77S . doi : 10.1088/0004-637X/806/1/77 . S2CID 118554353. 77. 
  112. ↑ Greicius, Tony (31 de julio de 2015). "La sonda Juno de la NASA ofrece una vista de la Tierra similar a la de una nave espacial" . nasa.gov . NASA . Consultado el 4 de septiembre de 2015 .
  113. ↑ Stern, Alan (2 de junio de 2006). "New Horizons cruza el cinturón de asteroides" . Space Daily . Consultado el 14 de abril de 2007 .
  114. ↑ Barucci, MA; Fulchignoni, M.; Rossi, A. (2007). "Objetivos de asteroides Rosetta: 2867 Steins y 21 Lutetia". Space Science Reviews . 128 ( 1–4 ): 67–78 . Bibcode : 2007SSRv..128...67B . doi : 10.1007/s11214-006-9029-6 . S2CID 123088075 . 
  115. ↑ Olson, Madison. "La nave espacial Lucy de la NASA capta imágenes del asteroide Donaldjohanson - NASA" . NASA.gov . NASA . Consultado el 24 de febrero de 2026 .
  116. ↑ "El equipo Lucy de la NASA anuncia un nuevo asteroide como objetivo" . NASA. 25 de enero de 2023. Consultado el 14 de febrero de 2023 .
  117. ↑ "La NASA continúa la misión al asteroide Psyche" . NASA. 28 de octubre de 2022. Consultado el 24 de febrero de 2026 .
  118. ↑ "China afrontará los retos de la exploración de asteroides y cometas" . Xinhua . 6 de noviembre de 2019. Archivado del original el 6 de noviembre de 2019. Consultado el 24 de febrero de 2026 .
  119. ↑ "EAU anuncia misión espacial para aterrizar el MBR Explorer en un asteroide a 5 mil millones de kilómetros de distancia" . Arabian Business . 29 de mayo de 2023. Consultado el 24 de febrero de 2026 .
  • Arnett, William A. (26 de febrero de 2006). "Asteroides" . Los Nueve Planetas. Archivado del original el 18 de abril de 2007. Recuperado el 20 de abril de 2007 .
  • Página de asteroides en la sección de exploración del sistema solar de la NASA.
  • Cain, Fraser. "El cinturón de asteroides" . Universe Today . Archivado del original el 7 de marzo de 2008. Consultado el 1 de abril de 2008 .
  • "Cinturón principal de asteroides" . Sol Company. Archivado del original el 15 de mayo de 2007. Consultado el 20 de abril de 2007 .
  • Munsell, Kirk (16 de septiembre de 2005). "Asteroides: Descripción general" . Exploración del Sistema Solar de la NASA. Archivado del original el 24 de mayo de 2007. Recuperado el 26 de mayo de 2007 .
  • Gráficos de excentricidad frente al semieje mayor e inclinación frente al semieje mayor en el Sitio Dinámico de Asteroides.
  • "Asteroides" . NASA. 31 de octubre de 2006. Archivado del original el 11 de abril de 2007. Consultado el 20 de abril de 2007 .
  • "Temas espaciales: asteroides y cometas" . The Planetary Society. 2007. Archivado del original el 28 de abril de 2007. Consultado el 20 de abril de 2007 .