(6) Hebe

Hebe es un asteroide muy grande del cinturón de asteroides. Tiene una superficie brillante y está compuesto de metales de níquel-hierro con rocas de silicatos.

Como resultado de esta ocultación, P. D. Maley anunció el descubrimiento de un pequeño satélite al que se apodó Jebe. Sin embargo, dicho descubrimiento no ha sido confirmado.

• 1 Descubrimiento
• 2 Fuente mayor de meteoritos
• 3 Características físicas
• 4 Satélites
• 5 Referencias
• 6 Enlaces externos
• 7 Véase también

Descubrimiento

Comparación de tamaños: Los primeros 10 asteroides comparados con la Luna. Hebe es el quinto desde la derecha.

Fue el sexto asteroide descubierto, el 1 de julio de 1847 desde Driesen. Además, fue el segundo y último asteroide descubierto por Karl Ludwig Hencke, que también encontró al asteroide Astrea. El asteroide fue bautizado en honor a Hebe, diosa griega de la juventud. El nombre de “Hebe” fue propuesto por Carl Friedrich Gauss.

Fuente mayor de meteoritos

(6) Hebe es probablemente el cuerpo padre de los meteoritos condrita y los meteoritos metálicos tipo IIE.

Órbita de Hebe comparada con las órbitas de la Tierra, Marte y Júpiter.

Extraordinariamente, esto implicaría, que es la fuente de cerca del 40% de todos los meteoritos que chocan con la Tierra. Dentro de los puntos que evidencian esta conexión están (después de Michael Gaffey y Sarah L. Gilbert.^[2] ):

• El espectro de Hebe concuerda con una mezcla de 60% de condrita y 40% de material de meteorito metálico tipo IIE.
• El tipo IIE es inusual entre los meteoritos metálicos, y es probablemente formado por el derretimiento por impacto, más que por fragmentos del núcleo de un asteroide.
• Los IIE metálicos y las condritas parece que vinieran del mismo cuerpo padre, y son similares en las cantidades de minerales y oxígeno.
• Asteroides con espectros similares a la condrita ordinaria (contando un 85% de todas las caídas, incluyendo las condritas) son extremadamente raros.
• Hebe está extremadamente bien ubicado para enviar los desechos de los impactos en una órbita que cruza la órbita de la Tierra. Eyectando con relativamente pequeñas velocidades (~280 m/s) pueden entrar a las caóticas regiones 3:1 Huecos de Kirkwood a 2,5 unidades astronómicas y a la cercana resonancia orbital la cual determina la alta inclinación del eje del cinturón principal (cerca de 16°).
• De los asteroides que están en una órbita “bien ubicada”, Hebe es el mayor.
• Un análisis de los más comunes contribuyentes al flujo de meteoritos de la Tierra ubican a Hebe como uno de los primeros de la lista,^[3] dada su posición y su tamaño relativamente grande. Si Hebe no es el cuerpo principal de las condritas, entonces, ¿donde están los meteoritos de Hebe?^[2]

Características físicas

Los análisis de las curvas de luz sugieren que Hebe tiene una forma angular, la cual puede estar dada por una larga serie de cráteres por impactos. Hebe rota un una dirección progrado, con el polo norte hacia las coordenadas eclípticas (β, λ) = (45°, 339°) con una incertidumbre del 10°. Esto da una inclinación axial de 42°.

Tiene una superficie brillante y, si su identificación como el cuerpo padre de las condritas es correcta, una composición de superficie de rocas de silicato condrítico mezclado con piezas de níquel-fierro-metal. Un común escenario para la formación de la superficie metálica se daría por:

1. Muchos impactos causando derretimiento local del fierro rico en la superficie condrita. Los metales, siendo más calientes, tendrían que ubicarse en la parte baja del lago de magma, formando una capa metalica sepultada por una relativamente delgada capa de silicatos.
2. Posteriores impactos de distintos tamaños quebraron y mezclaron esas capas.
3. Pequeños y frecuentes impactos tenderían a pulverizar los desechos rocosos más débiles, dejando una concentración aumentada de los fragmentos metálicos más grandes en la superficie, los cuales eventualmente comprenden el ~40% de la superficie en la actualidad.

Satélites

El 5 de marzo de 1977, Hebe ocultó Kaffaljidhma (Gamma Ceti), una estrella de tercera magnitud moderadamente brillante. No se ha informado de ninguna otra observación de ocultaciones por Hebe.

Como resultado de la ocultación, un pequeño satélite Hebeano fue reportado por Paul D. Maley.^[4] El cual fue denominado “Jebe” (ver Heebie Jeebies). De todas formas, el descubrimiento aún no ha sido confirmado.

(10) Higia

Higia (en latín Hygiea) es el cuarto mayor asteroide del cinturón de asteroides, con un diámetro de 407 km. Su superficie de color oscuro hace que se le vea más tenue de lo que correspondería a su tamaño.

Higia está compuesto de un material carbonatado primitivo similar al de los meteoritos condritos.

Es el mayor miembro de la familia Higia.

Fue descubierto por el astrónomo italiano Annibale de Gasparis el 12 de abril de 1849 desde Nápoles. Fue su primer asteroide descubierto. M. Capocci, director del Observatorio de Nápoles, llamó a este asteroide Higia por la diosa griega de la salud, hija de Esculapio.

El telescopio espacial Hubble fue capaz de determinar la forma esférica de Higia.

Hasta ahora se han observado 5 ocultaciones estelares por Higia.

(10) Higia
Descubrimiento
Descubridor	A. de Gasparis
Fecha	12 de abril de 1849
Designaciones	A900 GA [1]
Categoría	Cinturón de asteroides (Familia Higia)
Elementos orbitales
Época	18 de junio de 2009 (JD 2455000.5)[1]
Longitud del nodo ascendente	283,452 º[1]
Inclinación	3,842 º[1]
Argumento del periastro	313,175 º[1]
Semieje mayor	3,139 UA[1]
Excentricidad	0,117[1]
Anomalía media	233,418 º[1]
Periastro o Perihelio	2,771 UA[1]
Apoastro o Afelio	3,507 UA[1]
Período orbital sideral	5,562 años 2031,501 días[1]
Características físicas
Masa	9,3 × 1019 kg
Diámetro	407,12 km[1]
Periodo de rotación	27,623 Horas[1]
Clase espectral	Tholen Tipo C[1] SMASSII Tipo C[1]
Magnitud absoluta	5,43[1]
Albedo	0,0717[1

(11) Parténope

Parténope (en latín, Parthenope) es un asteroide grande y brillante del cinturón de asteroides. Está compuesto de una mezcla metálica de níquel-hierro con silicatos de hierro y magnesio.

Fue descubierto desde Nápoles el 11 de mayo de 1850 por el astrónomo italiano Annibale de Gasparis. Fue su segundo asteroide descubierto. Fue bautizado en honor de Parténope, personaje de la mitología griega.

Hasta ahora se ha observado una ocultación estelar por Parténope (13 de febrero de 1987).

(28) Belona

28 Bellona (Griego Bellōna) es un gran asteroide del cinturón de asteroides.

Bellona fue descubierto por R. Luther en 1 de marzo de 1854. Fue nombrado gracias a Bellona, la Diosa Romana de la guerra; el nombre fue elegido para marcar el inicio de la Guerra de Crimea.

Su símbolo astronómico es un látigo con una especie de antorcha o flecha ()

(2060) Quirón

2060 Quirón es un planeta menor del Sistema Solar exterior. Descubierto en 1977 por Charles Thomas Kowal. (se encontró en imágenes previas al descubrimiento (1895) mediante el método precovery).[7] Fue el primer miembro de una nueva categoría de objetos conocidos como centauros, en órbita entre Saturno y Urano.

Aunque en un principio se clasificó como asteroide, más tarde se observó que mostraba el comportamiento típico de un cometa. Por ello también se conoce por su designación cometaria 95P/Quirón.

Recibe su nombre del centauro Quirón de la mitología griega,

Descubrimiento y origen del nombre
Quirón fue descubierto el 1 de noviembre de 1977 por Charles Kowal a partir de las imágenes que se tomaron dos semanas antes en el Observatorio Palomar[8] Fue designado temporalmente como 1977UB.[9] En el momento de su descubrimiento se encontraba en el afelio[8] y fue el planeta menor más distante conocido.[9] Más tarde se encontraron varias imágenes por el método precovery que se remontaban al año 1895, las cuales permitieron determinar con exactitud su órbita.[8] En 1945 estuvo en su perihelio pero no se detectó porque las pocas exploraciones de entonces no eran sensibles a los movimientos lentos de los objetos.[8] La búsqueda de planetas distantes del Observatorio Lowell no profundizó lo suficiente en los años 30 y no cubrió la región precisa del cielo en los años 40.[8]

En 1979 fue designado como 2060 Quirón.[9] Quirón fue uno de los centauros y se sugirió que se reservasen los nombres de los demás centauros para los objetos del mismo tipo.[8] Estos cuerpos han sido designados Centauros, por la raza de seres mitad hombre/mitad caballo en reconocimiento a la doble naturaleza de estos objetos mitad asteroide/mitad cometa.

Características físicas
El espectro visible e infrarrojo de Quirón es neutro[9] y es similar a los asteroides de tipo C y al núcleo del cometa Halley.[
El supuesto tamaño de un objeto depende de su magnitud absoluta (H) y de su albedo (la cantidad de luz que refleja). En 1984, Lebofsky estimó que Quirón tenía un diámetro de 180 km.[3] Las estimaciones de los 80 se acercaron a los 150 km de diámetro.[1] [3] En 1993 se obtuvieron datos obtenidos mediante ocultación de estrellas que sugerían un diámetro de unos 180 km.[3] Los datos del Telescopio espacial Spitzer en 2007 estimaron que el diámetro de Quirón estaba cerca de los 233 ± 14 km.[2] Por tanto puede que Quirón sea tan grande como 10199 Chariklo.[2]

Su periodo rotacional es de 5,917813 horas, un valor determinado por la observación de la variación en su curva de luz.[9

Comportamiento de cometa

En febrero de 1988, a 12 UA del Sol, el brillo de Quirón alcanzó el 75%.[11] Este comportamiento es típico de los cometas pero no de los asteroides. Otras observaciones en abril de 1989 mostraron que Quirón había desarrollado una coma cometaria,[11] y la cola se detectó en 1993.[9] Quirón se diferencia de otros cometas en que el agua no es el componente principal de su coma, ya que está demasiado lejos del Sol como para que el agua se sublime.[10]

En el momento de su descubrimiento, Quirón estaba cerca de su afelio, si bien las observaciones mostrando la coma se realizaron cerca del perihelio, explicando quizás por qué no se detectó antes el comportamiento cometario. El hecho de que Quirón siga todavía activo parece indicar que no lleva mucho tiempo en esa órbita.[7]

Quirón es designado oficialmente cometa y asteroide a la vez, muestra de que algunas veces la línea divisoria entre dos tipos de objeto es muy difusa. El término protocometa también ha sido utilizado. Siendo de al menos 130 km de diámetro, es inusualmente grande para el núcleo cometario.

Desde el descubrimiento de Quirón, se han descubierto otros centauros, y casi todos ellos están clasificados como asteroides pero están siendo observados ante un posible comportamiento cometario. 60558 Echeclus ha mostrado una coma y ya tiene la designación cometaria 174P/Echeclus. Después de alcanzar el perihelio a principios del 2000, el centauro 52872 Okyrhoe brilló de manera significativa.[12]

Existen otros asteroides no centauro que también están clasificados como cometas del Cinturón de Asteroides: 4015 Wilson-Harrington, 7968 Elst-Pizarro, y 118401 LINEAR.

Órbita
Se observó que la orbita de Quirón es altamente excéntrica (0,37), con un perihelio justo dentro de la órbita de Saturno y un afelio justo por fuera del perihelio de Urano (sin embargo no llega a alcanzar la distancia media de Urano). De acuerdo con el programa Solex, la máxima aproximación de Quirón a Saturno fue en mayo del año 720, a menos de 30 Gm. Durante este paso, la gravedad de Saturno hizo que el Semieje mayor de Quirón disminuyese de 14,4 UA[13] a 13,7 UA.[1] En cambio no se acerca tanto a Urano; Quirón cruza la órbita de Urano cuando este se encuentra más alejado del Sol. Atrajo mucho interés ya que fue el primer objeto descubierto con semejante órbita, muy lejos del Cinturón de Asteroides. Quirón está clasificado como un centauro, el primero del grupo de objetos que orbita entre los planetas exteriores. Se puede clasificar a Quirón como un objeto SU ya que en su perihelio está dentro de la zona de control de Saturno y en su afelio dentro de la zona de control de Urano.[14] Los Centauros no permanecen en orbitas estables y al cabo de millones de años acaban siendo expulsados por la perturbación gravitatoria de los planetas gigantes, trasladándolos a otras órbitas o dejando el sistema solar.[15] Probablemente Quirón proviene del cinturón de Kuiper y previsiblemente se convertirá en un cometa de corta vida en unos millones de años.[14]

Quirón alcanzó su perihelio (punto más próximo al Sol) en 1996.

(4) Vesta

(4) Vesta (en latín: Vesta) es el segundo objeto con más masa del cinturón de asteroides y el tercero en tamaño, con un diámetro principal de unos 530 kilómetros (alrededor de 330 millas) y una masa estimada de 9% del cinturón de asteroides entero. Vesta perdió cerca del 1% de su masa en un impacto ocurrido hace poco menos de mil millones de años. Muchos fragmentos de este impacto han chocado con la Tierra, constituyendo una fuente rica de información sobre el asteroide.[2] Vesta es el asteroide más brillante y el único en ocasiones visible a simple vista como un astro de sexta magnitud. El punto más lejano en su órbita al Sol supera en no mucho al punto más cercano al este de la órbita de Ceres.

Descubrimiento

Vesta fue descubierto el 29 de marzo de 1807 desde Bremen por el médico y físico alemán Heinrich Wilhelm Olbers cuyas aficiones llevaron a estudiar la órbita de los cometas (de hecho, descubrió cinco cometas, además de a Vesta y a (2) Palas). Olbers bautizó al asteroide como Vesta, la diosa virgen romana del hogar, a sugerencia del prominente matemático Carl Friedrich Gauss.

Tras el descubrimiento de Vesta en 1807, no se encontró ningún otro asteroide durante 38 años, el siguiente fue (5) Astrea. Durante este tiempo, a los cuatro asteroides conocidos se los contaban como planetas y cada uno tenía su propio símbolo planetario. Vesta normalmente era representado por una tierra estilizada (). Otros símbolos son y . Todas son simplificaciones del original

Características físicas

Vesta es el segundo cuerpo con más masa en el cinturón de asteroides (9%). Los científicos creen que este cuerpo presenta un interior diferenciado en capas, con un núcleo de hierro-níquel y un manto rico en olivino.^{[4] [5]} Está en el Cinturón Interior Principal, que se encuentra por dentro de los Huecos de Kirkwood a 2.50 UA. Es similar a (2) Palas en volumen, pero significativamente más masivo.

La forma de Vesta es relativamente cercada a un esferoide achatado gravitacionalmente relajado,^[6] pero la gran concavidad y protrusión en el polo le descartan de ser considerado un planeta bajo la Resolución XXVI 5 de la IAU. En cualquier caso, esta resolución fue rechazada por los miembros de la IAU y Vesta continuará siendo llamado asteroide. Sin embargo, es posible que Vesta pueda ser clasificado como planeta enano en el futuro, si es convincentemente determinado que su forma, aparte de su cuenca de impactos masivos en el polo sur, es debida a equilibrio hidrostático.

Su rotación es relativamente rápida para un asteroide (5.342 h) y prograda, con el polo norte apuntando en la dirección de ascensión recta 20 h 32 min, declinación +48° con una incertidumbre de unos 10°. Esto da una oblicuidad de la eclíptica de 29°.^[6]

Las temperaturas en la superficie se han estimado en torno a los –20 °C con el Sol en lo alto, cayendo hasta los –190 °C en el polo invernal. Las temperaturas típicas del día y la noche son –60 °C y –130 °C, respectivamente. Esta estimación es del 6 de mayo de 1996, muy cercano al perihelio, mientras que los detalles varían algo entre temporadas.

Estudios sobre Vesta

En los primeros tiempos del Sistema Solar, Vesta estaba lo suficientemente caliente como para que su interior se fundiese. Esto provocó su diferenciación de los asteroides. Es probable que tenga una estructura estratificada: un núcleo metálico de hierro-níquel rodeado de un manto de olivina. La superficie es de roca basáltica formada de antiguas erupciones volcánicas; obviamente existió alguna clase de breve actividad volcánica. Esto hace que Vesta sea diferente a los demás asteroides y en cierto sentido lo acerca a los planetas terráqueos, que sufrieron procesos geológicos similares.

Sin embargo, no fue el único de su clase: originalmente existieron con probabilidad docenas de grandes planetoides, pero todos los demás fueron hechos pedazos durante los primeros tiempos de caos, formando familias de asteroides más pequeños. Se cree que los asteroides metálicos de hierro-níquel proceden de los núcleos de estos grandes cuerpos, mientras que los rocosos proceden de sus mantos y cortezas.

Ni siquiera Vesta ha permanecido intacto. En 1996 el telescopio espacial Hubble detectó un cráter enorme en Vesta, con un tamaño 430 km y quizá 1.000 millones de años de antigüedad. Se cree que este cráter puede ser el origen de los pequeños asteroides de tipo V o Vestoides que se conocen en la actualidad.

En 2001 se determinó que uno de estos asteroides llamado (1929) Kollaa no sólo era un trozo de Vesta, sino también que el lugar exacto de su formación fue la parte profunda de la corteza.

El efecto Yarkovsky junto con la perturbación provocada por planetas y asteroides hacen que la familia Vesta se disperse. Alguno de estos asteroides, como (9969) Braille, se han convertido en asteroides cercanos a la Tierra. Fragmentos más pequeños han llovido como meteoritos. Se cree que Vesta es el origen de los meteoritos HED.

El Instituto de Ciencia Especial y Astronáutica (ISAS, Institute of Space and Astronautical Science) informó que sus investigadores habían encontrado agua en Vesta tras realizar observaciones con el telescopio de infrarrojos de 3,8 m UKIRT en marzo de 2003 [3]. Se cree que los “minerales hidratados o hidroxidados de la superficie” proceden de impactos de asteroides condritos carbonatados más que de Vesta en sí mismo.

Se espera que el conocimiento que tenemos de Vesta crezca tremendamente cuando la sonda especial Dawn entre en órbita alrededor del asteroide en 2010.

Geología

Hay una gran colección de muestras accesible a los potenciales científicos, en forma de más de 200 meteoritos HED, dando una idea de Vesta de la historia geológica y la estructura.

Se cree que (4) Vesta posee un núcleo metálico de hierro-níquel; más arriba, un manto rocoso de olivino y por último una corteza. Desde la primera aparición de inclusiones ricas en Calcio y Aluminio (la primera materia sólida del Sistema Solar, formado hace unos 4567 millones de años). Un posible cronograma de la geología de Vesta es el siguiente:^{[7] [8] [9]}

• Se termina la acreción después de unos 2-3 millones de años.
• Se completa o casi se completa la fusión debido a la desintegración radiactiva del Al ²⁶, que conduce a la separación de los metales básicos en unos 4-5 millones de años.
• Progresiva cristalización de un manto fundido y convectivo. La convección se detiene cuando cerca del 80% se ha cristalizado, en aproximadamente 6-7 millones de años.
• La extrusión del material fundido remanente para formar la corteza. Cada lava basáltica en erupciones progresivas o posiblemente formando un océano de magma de corta vida.
• Las capas más profundas de la corteza cristaliza para formar rocas plutónicas, mientras que los viejos basaltos son metamorfoseados debido a la presión de las nuevas capas de superficie.
• Lento enfriamniento del interior.

Vesta es el único asteroide intacto conocido que ha sido repavimentado de esta manera. Sin embargo, la presencia de meteoritos de hierro y acrondita sin padres identificados indica que una vez hubo otros planetesimales diferenciados con historias ígneas, que han sido hechos añicos por los impactos.

La corteza de Vesta se ha razonado que consiste en (en orden de profundidad creciente):^[10]

• Un regolito litificado, la fuente de las howarditas y las eucritas brecciadas.
• La lava basáltica que fluye, la fuente de eucritas no acumulativas.
• Las rocas plutónicas consistentes en piroxeno, pigeonita y plagioclasa, la fuente de eucritas acumulativas.
• Las rocas plutónicas ricas en ortopiroxeno con grandes porciones granuladas, la fuente de diogenitas.

Basándose en los tamaños de asteroides de tipo V (que se piensa que son piezas de la corteza de Vesta expulsados durante grandes impactos) y la profundidad del crater del polo sur, la corteza se piensa que tiene un grosor de unos 10 km.

Características de la superficie

Algunas características de la superficie de Vesta se han resuelto utilizando el Telescopio espacial Hubble y otros telescopios terrestres como el Telescopio Keck.

La característica de la superficie más destacada es un enorme cráter de 460 km de diámetro centrado cerca del polo Sur.^[6] Su anchura es el 80% de todo el diámetro de Vesta. El suelo de este cráter está a unos 13 km y su borde aparece 4-12 km por encima del terreno circundante, con una superficie total estimada de unos 25 km. Un pico central aparece a unos 18 km hacia arriba del suelo del cráter. Se estima que el impacto responsable excavó aproximadamente el 1% de todo el volumen de Vesta y es probable que la familia de asteroides de Vesta y los asteroides tipo V son producto de esta colisión. Si este es el caso, entonces, el hecho de que 10 km de km fragmentos de la familia de asteroides de Vesta y asteroides tipo V han sobrevivido al bombardeo hasta que el presente indica que el cráter es sólo de hace 1.000 millones de años o más joven.^[11] También sería el zona de origen de los meteoritos HED. De hecho, todos los asteroides tipo V tomados en cuenta en conjunto son sólo el 6% del volumen expulsado, el resto presumiblemente son pequeós fragmentos, expulsados por aproximadamente unos huecos de Kirkwood de relación 3:1 o perturbados por el efecto Yarkovsky o presión de radiación. Los análisis espectroscópicos de las imágenes del Telescopio espacial Hubble^[11] han demostradp que este cráter ha penetrado profundamente a través de distintas capas de la corteza y posiblemente en el manto que es indicado por firmas espectrales de olivino. De modo interesante Vesta no fue interrumpido ni repavimentado por un impacto de esta magnitud.

Otros grandes cráteres de unos 150 km de ancho y 7 km de profundidad también están presentes. Un albedo oscuro característico de unos 200 km ha sido nombrado Olbers en honor del descubridor de Vesta, pero no aparece en los mapas de elevación como un cráter y su naturaloza se suigue sin conocer, tal vez una antigua superficie basáltica.^[12] Sirve como punto de referencia de la longitud (Meridiano cero) definido como el que pasa a través de su centro.

Los hemisferios oriental y occidental muestran terrenos considerablemente diferentes. Desde los análisis espectrales preliminares de imágenes del Telescopio espacial Hubble,^[11] el hemisferio oriental parece tener algún tipo de albedo alto, con un gran terreno en lo alto del cráter de edad regolítica y los cráteres investigadoe en capas plutónicas más profundas de la corteza. Por otra parte, grandes regiones del hemisferio occidental se asumen como unidades geológicas oscuras que se piensan que son de superficie basáltica, tal vez análogo al Mar lunar.

Fragmentos

Varios pequeños objetos del sistema solar se cree que son fragmentos de Vesta causados por colisiones. Los asteroides de la familia Vesta y los meteoritos HED son ejemplos de ellos. Se ha determinado que el asteroide tipo V 1929 Kollaa tiene una composición semejante a eucritas cumulativas, indicando su origen profundo dentro de la corteza de Vesta.^[2]

Debido a que varios meteoritos se piensa que son fragmentos de Vesta, este planeta actualmente es uno de los cinco cuerpos del sistema solar identificados de los que se tienen fragmentos físicos. Los otros son Marte, la Luna, el cometa Wild y la propia Tierra.

Exploración de Vesta

La primera misión espacial hacia Vesta será la sonda espacial Dawn de la NASA, que orbitará el asteroide durante nueve meses en 2010-2011. La misión lanzada el 27 de septiembre de 2007 y llegará a Vesta a finales de 2010. Dawn entonces se irá a su otro objetivo, Ceres y probablemente continuuará para explorar el cinturón de asteroides en una misión extendida utilizando el combustible sobrante. La nave espacial es la primera en poder entrar y dejar de orbitar alrededor de más de un cuerpo, gracias a sus eficientes motores a propulsión iónica.

En 2006 la NASA intentó cancelar Dawn, alegando presiones presupuestarias y cuestiores técnicas, pero los científicos apelaron y se añadieron 100 millones de dólares adicionales para continuar el programa. El coste total de la misión será de unos 450 millones de dólares.

Visibilidad

Su tamaño y su inusual superficie brillante hacen de Vesta el asteroide más brillante y ocasionalmente es visible por el ojo humano en cielos oscuros sin polución. Recientemente, en Mayo y junio de 2007, Vesta alcanzó un pico de magnitud de +5.4, la más brillante desde 1989.^[13]

En ese momento, la oposición y el perihelio estaban solo a unas pocas semanas de distancia. Fue visible en las constelacions de Ofiuco y Scorpius.^[14]

Se han tenido oposiciones menos favorables durante el final del otoño en el hemisferio norte de Vesta a una magnitud de unos +7,0.

Incluso cuando está en conjunción con el Sol, Vesta tendrá una magnitud de unos +8,5, por tanto, en un cielo libre de polución se puede observar con binoculares incluso a elongaciones mucho menores que la oposición cercana.

(3) Juno

Juno (del latín: Iūno), designado (3) Juno en el sistema de catálogo del Minor Planet Center, fue el tercer asteroide en ser descubierto y es uno de los más grandes del cinturón principal de asteroides, siendo el segundo más pesado dentro de los de tipo S. Fue descubierto el 1 de septiembre de 1804 por el astrónomo alemán Karl Ludwig Harding y bautizado con este nombre en honor a la diosa Juno.
Características
Juno es uno de los asteroides más grandes, ya que posee aproximadamente el 1 % de la masa del cinturón de asteroides. En una clasificación por el tamaño entre todos los asteroides del cinturón, es el décimo y compite con (15) Eunomia por el honor de ser el más grande de los asteroides pedregosos de tipo S, aunque las estimaciones más recientes ponen a Juno en segundo lugar.

Entre los asteroides de tipo S es excepcionalmente reflexivo, lo que puede indicar unas distintas características de su superficie. Esta alta reflectividad explica su relativamente alta magnitud aparente para un pequeño objeto que no está precisamente cerca del borde interior del cinturón de asteroides. Juno puede alcanzar +7,5 en una oposición favorable, por lo que es más brillante que Neptuno o Titán, y explica que fuera descubierto antes que asteroides mucho más grandes como Higia, Europa, Davida e Interamnia. Sin embargo, en la mayor parte de las posiciones que adapta Juno, alcanza alrededor de +8,7, apenas visible con prismáticos, y en más pequeñas elongaciones se requiere de un telescopio de 76 mm de apertura para apreciarlo. Este asteroide es el mayor de la Familia Juno de asteroides.

Al principio fue considerado un planeta, como Ceres, Palas, y Vesta. Fue clasificado de nuevo como asteroide, junto con los otros tres, cuando muchos asteroides más fueron descubiertos. El pequeño tamaño de Juno y su forma irregular lo excluyeron de haber sido considerado planeta enano conforme a la clasificación de la UAI.

Juno orbita a una distancia ligeramente más cercana al Sol que Ceres y Palas. Su órbita está moderadamente inclinada alrededor de 12° a la de la eclíptica, pero tiene una excentricidad más alta que la de Plutón. Esta alta excentricidad lleva a Juno más cerca del Sol en el perihelio que a Vesta y más lejos en el afelio que a Ceres. Juno tenía la órbita más excéntrica de cualquier cuerpo conocido hasta que Polihimnia fue descubierto en 1854. Aun así, entre los asteroides con más de 200 kilómetros de diámetro, sólo Bamberga tiene una órbita más excéntrica.

Juno gira en una dirección progrado, con el Polo Norte señalando hacia coordenadas eclípticas (β, λ) = (27°, 103°) con una posibilidad de fallo de 10°. Esto le hace tener una oblicuidad de la eclíptica de 51°.

Estudios espectroscópicos de su superficie permiten llegar a la conclusión de que Juno podría ser un cuerpo de origen de contrita ordinaria, un grupo común de meteoritos pedregosos que contienen hierro con silicatos como el olivino y la piroxena. La temperatura máxima registrada sobre la superficie es aproximadamente de 293 K, el 2 de octubre de 2001. Teniendo en cuenta también la distancia de heliocéntrica , la estimación máxima es de 301 K (+28 °C) en el perihelio.

Imágenes infrarrojas revelan que Juno posee un cráter de aproximadamente 100 kilómetros de diámetro, lo que es el resultado de un impacto geológicamente joven.

Datos

Algunos datos importantes acerca de Juno son:

* Juno fue el primer asteroide cuya ocultación fue observada. Juno pasó delante de una débil estrella (SAO 112328) el 19 de febrero de 1958. Desde entonces, varias ocultaciones de Juno han sido observadas; la más famosa, la del 11 de diciembre de 1979, que fue registrada por 18 observadores.

* Las señales de radio de las naves espaciales que pasan por la órbita de Marte y/o sobre su superficie han sido usadas para estimar la masa de Juno mediante las diminutas perturbaciones que Marte provoca en su movimiento.

* Un estudio realizado por James Hilton sugiere que la órbita de Juno cambió ligeramente alrededor de 1839, “con mucha probabilidad” debido a las perturbaciones provocadas por un asteroide que pasó junto a Juno, cuya identidad no ha sido determinada aún. Otra explicación aún más improbable es la del impacto de un cuerpo de tamaño importante.

* En 1996, Juno era inmortalizado por el Telescopio Hooker, situado en el Observatorio Monte Wilson, usando ópticas adaptativas. Las imágenes captaron todas las fases del período de rotación y revelaron una forma irregular (grumosa) con rasgos oscuros, en la que se podía apreciar un cráter.

2 Pallas

Palas es el segundo mayor asteroide del cinturón de asteroides, y el tercero más masivo. Su órbita está situada en la parte central del cinturón pero resulta algo inclinada y excéntrica para un asteroide grande. La composición de Palas es única pero bastante similar a la de los asteroides de tipo C.

Palas fue el primer asteroide descubierto tras Ceres. Fue encontrado por Heinrich Wilhelm Olbers el 28 de marzo de 1802, mientras realizaba observaciones para localizar y determinar la órbita de Ceres, usando las predicciones del gran matemático Carl Friedrich Gauss. Olbers lo bautizó en honor a Atenea, diosa griega de la sabiduría.

Historia
En 1801, el astrónomo Giuseppe Piazzi descubrió un objeto que inicialmente confundió con un cometa. Poco tiempo después, Piazzi anunció sus observaciones del objeto, haciendo notar que su movimiento lento y uniforme no era el característico de un cometa, y sugiriendo que sería otro tipo diferente de objeto. El objeto fue perdido de vista durante varios meses, pero posteriormente Franz Xaver von Zach y Heinrich W. M. Olbers lo recuperaron, utilizando como base una órbita preliminar calculada por Friedrich Gauss. El objeto fue bautizado Ceres, y fue el primer asteroide en ser descubierto.

Algunos meses después, Olbers estaba intentando localizar de nuevo a Ceres, cuando notó otro objeto moviéndose en el sector. Era el asteroide Palas, que casualmente pasaba cerca a Ceres en ese momento. El descubrimiento de este objeto causó gran interés en la comunidad astronómica: hasta ese momento los astrónomos especulaban que debía existir un planeta entre Marte y Júpiter, y Olbers había encontrado un segundo objeto.

La órbita de Palas fue determinada por Gauss, quien encontró que el periodo de 4,6 años era similar al periodo de Ceres. Sin embargo, Palas tenía una inclinación orbital relativamente alta respecto al plano de la eclíptica.

En 1917, el astrónomo japonés Kiyotsugu Hirayama empezó a estudiar el movimiento de los asteroides. Observando un grupo de asteroides y basado en su movimiento orbital, inclinación y excentricidad, descubrió una considerable cantidad de distintas agrupaciones. En un informe reportó un grupo de 3 asteroides asociados con Palas, que se llamó la Familia Palas, usando el nombre del miembro más grande del grupo. Desde 1994 más de 10 miembros de esta familia han sido identificados (los miembros tienen valores de eje semi-mayor = 2.50–2.82 AU; inclinación = 33–38°.) La existencia de esta familia fue finalmente confirmada en 2002 mediante una comparación de sus espectros.

Palas ha sido observado ocultando una estrella varias veces, incluyendo el mejor observado de todos los eventos de ocultamiento de asteroides el 29 de mayo de 1983, cuando mediciones muy cuidadosas de los tiempos de ocultamiento fueron tomadas por 140 observadores. Dichas medidas han ayudado a determinar un diámetro preciso.

Señales de radio de naves orbitantes alrededor de Marte han sido usadas para estimar la masa de Palas en base a las diminutas perturbaciones inducidas por éste en el movimiento del planeta.

No se han realizado observaciones telescópicas a Palas que hayan mostrado características de su estructura. Palas no ha sido visitado por una nave, pero si la sonda Dawn tiene éxito estudiando a Ceres y (4) Vesta, su misión podría extenderse a Palas. Debido a su alta inclinación orbital, Palas es más difícil de alcanzar por una nave espacial que otros grandes asteroides.

Características
Palas es el segundo objeto de mayor tamaño del cinturón de asteroides, pero el tercero más masivo, ya que (4) Vesta posee un volumen similar pero una densidad mucho mayor. En comparación, la masa de Palas equivale a alrededor de un 0,3% de la masa de la Luna. Tanto Vesta como Palas han tenido el título de “el segundo asteroide más grande” en algún momento de la historia.

Palas se encuentra más lejos de la Tierra, y además tiene un albedo mucho menor que Vesta, por lo que aparece más tenue. De hecho, (7) Iris, mucho más pequeño, excede marginalmente a Palas en magnitud media en oposición. La magnitud media en oposición de Palas es de +8.0, un valor dentro del rango de los binoculares de 10×50, pero, a diferencia de Ceres y Vesta, requiere ayudas ópticas más poderosas para poder divisarse en elongaciones cortas, cuando su magnitud cae hasta valores de +10.6. Durante algunas oposiciones perihélicas exóticas, Palas puede alcanzar magnitudes de hasta +6.4.

Palas se encontraba entre los candidatos a planeta en los inicios de la definición de planeta de 2006 de la Unión Astronómica Internacional, pero no calificó en la definición final debido a que no había limpiado la vecindad alrededor de su órbita. En un futuro, Palas podría ser calificado como planeta enano, pero solamente si se comprueba que su forma es consistente con el equilibrio hidrostático.

Hay algunas consideraciones de que los asteroides más grandes, como Palas, son realmente protoplanetas. Durante la etapa de formación planetaria del sistema solar, los objetos crecieron en tamaño mediante un proceso de acreción. Muchos de los objetos del tamaño de Ceres y Palas fueron acrecidos por los cuerpos más grandes, que se convirtieron en planetas. Otros cuerpos protoplanetarios fueron destruidos por colisiones con cuerpos de tamaño similar. Palas podría considerarse entonces un sobreviviente de esta fase de formación planetaria.

Palas tiene algunos parámetros dinámicos inusuales para ser un cuerpo tan grande. Su órbita está altamente inclinada, y es además algo excéntrica, a pesar de estar localizado a la misma distancia del sol que la parte central del cinturón de asteroides. Su oblicuidad axial es muy alta, siendo de alrededor de 60° (las estimaciones varían entre 56° y 81°). Debido a esto, cada verano e invierno Paladiano, grandes zonas de la superficie del asteroide están en constante oscuridad o iluminación solar, por tiempos del orden de un año terrestre.

No se ha alcanzado consenso acerca de si la rotación de Palas es directa o retrógrada.

Según observaciones espectroscópicas, el componente principal del material de la superficie de Palas es un silicato bajo en hierro y agua. Algunos minerales de este tipo son el olivino y el piroxeno, que se encuentran en cóndrulos CM. Existen indicaciones de que la composición de la superficie de Palas es muy similar a la de los meteoritos CR tipo Renazzo, que tiene aún menos presencia de hidratos que los de tipo CM. El meteorito Renazzo fue descubierto en Italia en 1824, y es uno de los meteoritos más primitivos que se conocen.
Estudios sobre Palas
Palas ha sido observado ocultando una estrella varias veces. Mediciones cuidadosas de los tiempos de ocultación han ayudado a darle un diámetro preciso. Pero se estima que junto a Ceres, son los únicos cuerpos del cinturón de asteroides de masa esférica.

Durante la ocultación del 29 de mayo de 1979 se informó del descubrimiento de un posible satélite diminuto con un diámetro de 1 km. Sin embargo, no ha sido confirmado.

Basándose en la interferometría de moteado, en 1980 se informó de un satélite mucho mayor con un diámetro de 175 km. Su existencia fue posteriormente refutada.

Si la misión Dawn tiene éxito estudiando a Ceres y (4) Vesta, podría ser extendida para cubrir a Palas.

Ceres (planeta enano)

Ceres es el más pequeño de los planetas enanos, aunque hasta la reunión de la Unión Astronómica Internacional el 24 de agosto de 2006, era considerado el mayor asteroide descubierto por el hombre. Fue descubierto el 1 de enero de 1801 por Giuseppe Piazzi y recibe su nombre en honor a la diosa romana Ceres.

Este planeta enano contiene aproximadamente la tercera parte de la masa total del cinturón de asteroides, siendo el más grande de todos los cuerpos de dicho grupo.

Descubrimiento

La idea de que un frío planeta desconocido existiera entre las órbitas de Marte y Júpiter fue sugerida por Johann Elert Bode en 1768. Sus consideraciones se basaban en la Ley de Titius-Bode, una teoría propuesta por Johann Daniel Titius en 1766. De acuerdo con esta ley la distancia al Sol de este planeta era de unos 2,8 UA. El descubrimiento por William Herschel de Urano en 1781 incrementó la creencia en la ley de Titius-Bode. En el congreso astronómico que tuvo lugar en Gotha, Alemania, en 1796, el francés Joseph Lalande recomendó su búsqueda. Entre cinco grupos de astrónomos se repartieron el zodíaco en la búsqueda del quinto planeta y en 1800, veinticuatro astrónomos expertos, combinaron sus esfuerzos y comenzaron una búsqueda metódica del planeta propuesto. El proyecto fue encabezado por Franz Xaver von Zach. Si bien no encontraron a Ceres, sí que descubrieron grandes asteroides.

Finalmente, Ceres fue descubierto el 1 de enero de 1801 desde un observatorio en Palermo (Italia) por Giuseppe Piazzi (1746-1826), sacerdote católico y educador, mientras trabajaba en la compilación de un catálogo estelar. El día 3 de enero el cuerpo se había desplazado un tercio de luna hacia el oeste. Hasta el 24 de enero no publicó su descubrimiento creyendo que se trataba de un cometa.

El objeto fue cautamente anunciado por su descubridor en un primer momento como un cometa sin nebulosidad más que como un nuevo planeta.

Carl Friedrich Gauss, que llegó a ser un gran matemático, inventó ex profeso para Ceres un procedimiento de cálculo de la órbita con tal de aprovechar los pocos datos que se tenía de ella conseguidos por Piazzi. Una vez calculada, resultó un cuerpo orbitante entre Marte y Júpiter.

Si bien Ceres fue considerado demasiado pequeño para ser un verdadero planeta y las primeras medidas presentaban un diámetro de 480 km, permaneció listado como un planeta en libros y tablas astronómicas por más de medio siglo, aproximadamente hasta la década de 1850, antes de que se encontraran otros muchos objetos similares en la misma región espacial.^[3] Ceres y ese grupo de cuerpos fueron denominados cinturón de asteroides. Muchos científicos imaginaron que serían los vestigios finales de un antiguo planeta destruido, si bien actualmente se cree que el cinturón es un planeta en construcción y que nunca completó su formación.

Nombre

Piazzi lo bautizó como Ceres Ferdinandea por Ceres, la diosa romana de las plantas y el amor maternal y patrona de Sicilia, y por el rey Fernando IV de Nápoles y Sicilia, patrón de su obra. El apellido Ferdinandea se eliminó posteriormente por razones políticas. En Alemania por un corto tiempo fue llamado Hera y en Grecia es llamado Deméter que es la diosa griega equivalente a Ceres.

Características físicas

Tiene un diámetro de 960 × 932 km y una superficie de 2.800.000 km², encontrándose situado en el cinturón de asteroides entre Marte y Júpiter. Sin embargo, se sabe que el cinturón de Kuiper contiene objetos mayores, como Ixión, Quaoar, (90482) Orcus, Eris, Plutón, Makemake, Haumea, Caronte y posiblemente Sedna (aunque muchos astrónomos opinan que Sedna es realmente un objeto de la Nube de Oort).

Con una masa de 8,7×10²⁰ kg (25% de la masa del cinturón de asteroides), Ceres comprende casi un tercio de la masa total estimada (2,3×10²¹ kg) de los asteroides del Sistema Solar. Hay algunos indicios de que su superficie es cálida y de que podría tener una débil atmósfera y escarcha.

En el pasado, Ceres era considerado como el mayor de una familia de asteroides (un grupo de elementos orbitales similares). Pero estudios avanzados han mostrado que Ceres tiene unas propiedades espectrales diferentes de las de los otros miembros de la familia, y ahora este grupo es denominado como familia Gefion, nombrado con respecto al asteroide (1272) Gefion, siendo Ceres un accidental compañero sin un origen en común.

Órbita

Ceres sigue una órbita entre Marte y Júpiter, en medio del cinturón de asteroides, con un periodo de 4,6 años. La órbita está moderadamente inclinada (i=10.6° comparada con los 7° de Mercurio y los 17° de Plutón) y moderadamente excéntrica (e=0.08º comparada con los 0.09º de Marte).

La imagen de la derecha ilustra las órbitas de Ceres (azul) y las de otros planetas (blanco/azul). Los segmentos de las órbitas por debajo de la eclíptica están en colores oscuros, y el signo (+) en naranja ubica al Sol. El diagrama superior izquierdo es una vista polar que muestra la localización de Ceres entre Marte y Júpiter. El diagrama superior derecho es una cercana demostración de las localizaciones del perihelio (q) y del afelio (Q) de Ceres y Marte. El perihelio de Marte está en oposición al Sol desde el de Ceres y de muchos de los grandes asteroides del cinturón de asteroides, incluyendo a (2) Palas e (10) Higia. El diagrama inferior es una vista en perspectiva mostrando la inclinación de la órbita de Ceres comparada con las de Marte y Júpiter.

Observación de Ceres

Una ocultación de una estrella por Ceres fue observada en México, Florida y a lo largo del Caribe el 13 de noviembre de 1984: con ello se pudo acotar el tamaño máximo y determinar, de un modo burdo, la forma del mismo (prácticamente esférico).

En 2001, el telescopio espacial Hubble fotografió Ceres. Las imágenes son de baja resolución, pero confirman que es esférico y muestran un punto oscuro en su superficie, que es probablemente un cráter. Fue apodado “Piazzi” por el descubridor de Ceres.

Ceres fue visible a finales de 2002 usando prismáticos.

Más recientemente, Ceres fue estudiado con el telescopio Keck. Usando óptica adaptativa, se logró una resolución de 50 km/píxel, sobrepasando los resultados del Hubble. El Keck fue capaz de distinguir dos rasgos grandes de albedo oscuro, probablemente cráteres de impacto. El mayor tiene una región central más brillante. “Piazzi” no era visible en las imágenes del Keck.

La NASA ha lanzado una misión llamada Dawn (en inglés, amanecer) para visitar Ceres y el asteroide (4) Vesta. Fue lanzada el 27 de septiembre de 2007. Entrará en la órbita de Vesta en 2011, y lo observará durante seis meses. Entonces saldrá y al cabo de tres años, en 2015 llegará a Ceres.

Curiosidades

• El símbolo astronómico de Ceres es una hoz, (), similar al símbolo de Venus (). Existen numerosas variantes del símbolo de Ceres, incluyendo , y .

• El elemento químico cerio (número atómico 58) fue descubierto en 1803 y tomó su nombre del planeta enano, que se había encontrado dos años antes.

• Como curiosidad histórica, el conocido filósofo alemán Hegel “demostró” en su tesis doctoral que el Sistema Solar sólo podía tener siete planetas, lo cual hacia imposible la existencia de Ceres. La defensa de la tesis tuvo lugar varios meses después del descubrimiento del “planeta enano”.