asteroide de tipo V

Los asteroides de tipo V son objetos relativamente brillantes con valores de albedo de moderados a altos , que suelen oscilar entre 0,20 y 0,40. ^{[ 3 ]} Se distinguen de otros tipos de asteroides por su composición basáltica, lo que indica que se originaron a partir de cuerpos progenitores diferenciados que sufrieron procesos volcánicos o ígneos. ^{[ 4 ]}

El diámetro medio de los asteroides de tipo V varía considerablemente, desde objetos de menos de un kilómetro hasta el propio 4 Vesta, con un diámetro medio de aproximadamente 525 kilómetros. ^{[ 5 ]} La mayoría de los asteroides de tipo V fuera de la familia Vesta son relativamente pequeños, con diámetros típicamente inferiores a 10 kilómetros.

El espectro electromagnético de los asteroides de tipo V presenta varias características diagnósticas: ^{[ 6 ]}

• Una característica de absorción muy fuerte por encima de 0,75 μm atribuida al Fe ²⁺ en piroxeno.
• Una segunda característica de absorción centrada cerca de 0,9-1,0 μm, también debida al piroxeno.
• Pendiente espectral roja muy pronunciada por debajo de 0,7 μm
• Una débil característica de absorción a 0,506 μm debida a transiciones prohibidas por espín de Fe ^{2+ en piroxeno.}

La posición central de la Banda I suele estar entre 0,90 y 0,94 μm, mientras que el centro de la Banda II se ubica generalmente entre 1,89 y 2,00 μm. ^{[ 7 ]} La relación entre las profundidades de la Banda II y la Banda I (BII/BI) suele estar entre 1,5 y 2,5 para los asteroides de tipo V.

Los asteroides de tipo V están compuestos principalmente de material basáltico que contiene piroxeno y feldespato plagioclasa . ^{[ 8 ]} La composición del piroxeno es típicamente piroxeno con bajo contenido de calcio (ortopiroxeno) con cantidades variables de piroxeno con alto contenido de calcio (clinopiroxeno). Los espectros visibles e infrarrojos cercanos de los asteroides de tipo V se asemejan mucho a los de los meteoritos acondríticos basálticos , en particular a los meteoritos HED (Howarditas, Eucritas y Diogenitas). ^{[ 9 ]}

El análisis espectroscópico ha revelado variaciones compositivas entre los tipos V: ^{[ 10 ]}

• Similar a la eucrita: Alto contenido de calcio, consistente con los meteoritos de eucrita basáltica.
• Similar a la diogenita: Bajo contenido de calcio, consistente con meteoritos diogeníticos ortopiroxeníticos.
• Similar a la howardita: composición intermedia, mezcla de eucrita y material diogenita.

La gran mayoría de los asteroides de tipo V pertenecen a la familia Vesta, junto con Vesta misma. ^{[ 11 ]} La familia Vesta es una de las familias de asteroides más grandes, con más de 15 000 miembros conocidos. ^{[ 12 ]} Los estudios espectroscópicos indican que aproximadamente el 85 % de los miembros de la familia dinámica Vesta son asteroides de tipo V. ^{[ 13 ]}

Se han identificado varios asteroides de tipo V como cruzadores de Marte , entre ellos: ^{[ 14 ]}

• 9969 Braille

Búsquedas sistemáticas recientes han confirmado tres asteroides adicionales de tipo V en la región de cruce de Marte mediante observaciones espectroscópicas. ^{[ 15 ]}

Se han identificado varios asteroides de tipo V entre los objetos cercanos a la Tierra : ^{[ 16 ]}

• 3908 Nyx
• 4055 Magallanes
• (137052) Tjelvar

Hay un grupo disperso de asteroides de tipo V en las proximidades de la familia Vesta, pero no están asociados dinámicamente con ella. ^{[ 17 ]} Según los estudios actuales, se han identificado 22 asteroides de tipo V fuera de la familia Vesta en el cinturón interior de asteroides: ^{[ 18 ]}

• 809 Lundia — Órbitas dentro de laregión de la familia Flora
• 956 Elisa — Ubicado cerca de 2,4 UA
• 1459 Magnya — Orbita en el cinturón de asteroides exterior a 3,14 UA, demasiado lejos de Vesta para estar genéticamente relacionado; puede ser lo que queda de un cuerpo antiguo diferenciado diferente ^{[ 19 ]}
• 2113 Ehrdni
• 2442 Corbett
• 2566 Kirguistán
• 2579 Spartacus — Contiene una porción significativa de olivino , lo que puede indicar un origen más profundo dentro de un cuerpo diferenciado que otros tipos V ^{[ 20 ]}
• 2640 Hallstrom
• 2653 Principia
• 2704 Julian Loewe
• 2763 Jeans
• 2795 Lepage
• 2851 Harbin
• 2912 Lapalma
• 3849 Incidentia
• 3850 Peltier — Órbitas dentro de la región de la familia Flora
• 3869 Norton
• 4188 Kitezh
• 4278 Harvey — Miembro de la familia Baptistina
• 4434 Nikulin
• 4796 Lewis
• 4977 Rauthgundis
• 5379 Abehiroshi

Estudios espectroscópicos recientes han identificado asteroides de tipo V en todo el cinturón principal: ^{[ 21 ]}

• Diez objetos de tipo V confirmados orbitando en el cinturón principal medio (2,5 < a < 2,82 UA)
• Cinco galaxias de tipo V en el cinturón principal exterior (a > 2,82 UA)
• Se han identificado dos tipos V más allá de 3,3 UA

La teoría predominante sugiere que la mayoría de los asteroides de tipo V se originaron como fragmentos de la corteza de 4 Vesta durante grandes eventos de impacto. ^{[ 22 ]} La misión Dawn de la NASA identificó dos enormes cuencas de impacto en el hemisferio sur de Vesta: ^{[ 23 ]}

• Cuenca de Veneneia: ~395  km de diámetro, formada hace aproximadamente 2.100 millones de años.
• Cuenca de Rheasilvia: ~505  km de diámetro, formada hace aproximadamente 1.000 millones de años.

Estos eventos de impacto excavaron y expulsaron grandes cantidades de material basáltico de la corteza y el manto superior de Vesta. ^{[ 24 ]} Los fragmentos expulsados ​​formaron la familia Vesta y se cree que son la fuente de los meteoritos HED que caen a la Tierra.

Los asteroides de tipo V eyectados de Vesta han experimentado una evolución dinámica compleja: ^{[ 25 ]}

• Los fragmentos inicialmente formaron una familia de colisión cerca de Vesta.
• El efecto Yarkovsky y el efecto YORP provocaron una deriva orbital lenta.
• Interacción con resonancias de movimiento medio y seculares fragmentos dispersos
• Algunos fragmentos entraron en las resonancias 3:1 y ν ₆ , lo que permitió su entrega a órbitas que cruzan la Tierra.

Investigaciones recientes indican que es improbable que los asteroides de tipo V en el cinturón principal medio y exterior se hayan originado en Vesta. ^{[ 26 ]} Simulaciones numéricas extensas demuestran la falta de rutas dinámicas eficientes para transportar fragmentos de Vesta más allá de 2,5 UA. ^{[ 27 ]}

El asteroide 1459 Magnya proporciona evidencia convincente de múltiples cuerpos progenitores diferenciados: ^{[ 28 ]}

• Ubicado a 3,14 UA, más allá de la dispersión plausible de la eyección de Vesta.
• Las diferencias espectroscópicas con respecto a Vesta sugieren un cuerpo progenitor distinto.
• Puede representar restos de un asteroide diferenciado destruido.

Los asteroides de tipo V se pueden identificar mediante diversos métodos de observación: ^{[ 29 ]}

• Fotometría visible mediante filtros SDSS (u, g, r, i, z)
• Colores en el infrarrojo cercano obtenidos mediante los sondeos 2MASS y WISE.
• Espectroscopia combinada visible e infrarroja cercana

La clasificación definitiva requiere observaciones espectroscópicas que abarquen el rango de 0,4 a 2,5 μm para identificar las bandas de absorción características del piroxeno. ^{[ 30 ]} Los parámetros de diagnóstico clave incluyen:

• Posición central de la banda I (0,90-0,94 μm)
• Posición central de la banda II (1,89-2,00 μm)
• Relación de áreas de banda (BAR = Área de la banda II / Área de la banda I)
• Pendiente espectral

Se ha propuesto una clasificación de tipo J para asteroides que exhiben bandas de absorción de 1 μm particularmente fuertes, similares a los meteoritos diogenitas , con centros de la Banda I >0,95 μm. ^{[ 31 ]} Es probable que estos objetos muestreen material de la corteza más profunda o del manto superior de cuerpos parentales diferenciados.

4 Vesta es el arquetipo de la clase V y el único asteroide diferenciado intacto accesible para un estudio detallado. ^{[ 32 ]} Características clave:

• Diámetro medio: 525,4 ± 0,2  km
• Densidad aparente: 3,456 ± 0,035 g/ ^cm³
• Estructura diferenciada con núcleo metálico (~220  km de diámetro)
• Espesor de la corteza basáltica: 12–20  km

1459 Magnya representa el asteroide de tipo V no Vestoid más significativo: ^{[ 33 ]}

• Semieje mayor: 3,14 UA
• Diámetro: ~17  km
• Propiedades espectroscópicas distintas de Vesta
• Posible fragmento de asteroide diferenciado destruido

2579 Spartacus muestra propiedades espectroscópicas inusuales que sugieren un origen profundo: ^{[ 34 ]}

• Mayor contenido de olivino
• Puede tomar muestras de material del manto
• Ubicado a 2,71 AU

Los asteroides de tipo V proporcionan restricciones cruciales sobre los procesos primitivos del Sistema Solar: ^{[ 35 ]}

• Cronología de la diferenciación de planetesimales (primeros ~5 millones de años)
• Extensión del procesamiento ígneo en el cinturón de asteroides
• Número y distribución de los cuerpos parentales diferenciados
• Evolución colisional del cinturón de asteroides

Los asteroides de tipo V son la fuente probable de los meteoritos HED, proporcionando datos de referencia para los estudios de composición de asteroides. ^{[ 36 ]} Esta conexión permite:

• Análisis de laboratorio de material de asteroide
• Calibración de técnicas de teledetección
• Comprensión de los procesos de meteorización espacial
• Cronología de la evolución del cinturón de asteroides

Las prioridades de investigación actuales y futuras incluyen: ^{[ 37 ]}

• Estudios espectroscópicos para identificar tipos V adicionales
• Estudios detallados de la composición de los tipos V no vestoides.
• Modelado dinámico de la distribución de tipo V
• Búsqueda de muestras de material del manto de tipo V ricas en olivino