En 1801, el abad Giuseppe Piazzi descubrió un astro situado entre Marte y Júpiter. Se le dio el nombre de Ceres. Un año después, ante la estupefacción general, H. Olbers encontró otro astro (Palas) en la zona de la misma órbita, cosa que, teóricamente, era imposible. Fuera absurdo o no, allí se encontraron otros cuerpos semejantes, a los que W. Hersch el llamó asteroides.

Los planetas mantienen entre sí una distancia más o menos constante. Solamente Marte y Júpiter, contrariando esa regla, están separados por un intervalo mayor que el habitual. Este hecho hizo que muchos astrónomos sostuvieran la hipótesis, desde el siglo XVI, de la existencia de un planeta desconocido en ese vacío del espacio.

La teoría adquirió mayor consistencia cuando, en 1772, el astrónomo alemán Johann Tietz comprobó que las distancias entre los planetas y el Sol parecían obedecer a una ley bien definida: aumentaban progresivamente. Para calcular esas distancias, Tietz y Bode propusieron atribuir a cada planeta un número correspondiente a su distancia en relación con el Sol, teniendo como patrón la distancia Sol-Tierra (unidad astronómica, igual a 150 millones de Km.).

De esta forma, Mercurio recibiría el número 0,4; Venus, 0,7; Tierra, 1,0; Marte, 1,6; Júpiter, 5,2; Saturno, 10,0, y Urano, 19,6; Entre Marte y Júpiter, pues, y según esta progresión numérica, debería haber algo que correspondiese al número 2,8: eran los asteroides.

Características principales

Llamados también planetoides, o pequeños planetas, los asteroides se designan por nombres precedidos por un número entre paréntesis, que corresponde al orden de su descubrimiento: (Y> Ceres; (433) Eros; (944) Hidalgo; (1566) Icaro, y así, siempre. Esta clasificación sólo se hace después de calcularse la órbita (que no puede coincidir exactamente con la de ningún otro asteroide conocido) y de la observación del astro en dos posiciones opuestas. Los asteroides son objetos de poca luz: el único visible a simple vista, y aun así sólo en condiciones favorables, es (4) Vesta.

Se cree, sin embargo, que todos los asteroides más brillantes (de 12^a magnitud) han sido identificados. En ese aspecto, los nuevos descubrimientos estarían relacionados con objetos menos luminosos. Se calcula, actualmente, que deben existir, por lo menos, 100.000 asteroides visibles con los grandes telescopios.

Sólo los “Cuatro Grandes” —(1) Ceres, (2) Palas, (8) Juno y (4) Vesta— tienen dimensiones mensurables directamente por observación telescópica. Los demás son tan pequeños que sus dimensiones únicamente pueden evaluarse por vía indirecta, o sea por medio de su brillo aparente. Se sabe, así, que una docena de asteroides tienen diámetros comprendidos entre 160 y 240 kilómetros. Otros son todavía más pequeños. Igualmente, la masa de los asteroides es extremadamente reducida; ciertos astrónomos la calculan en 1/840, y otros en 1 /8.000 de la masa de la Tierra.

Los asteroides no son esféricos, sino bloques de forma irregular que, por eso, presentan variaciones periódicas de luminosidad. Juno e Iris, por ejemplo, varían respectivamente de brillo cada 7h 30m y 7h 7m. No hay ningún indicio de atmósfera alrededor de los asteroides. Según lo indican las medidas polarimétricas, parecen estar cubiertos por una capa de fino polvo.

La órbita de los asteroides
La ley de Tietz-Bode tuvo un error de sólo 1 décimo: la distancia media que mantienen los asteroides con relación al Sol es de 2,9 UA (unidad astronómica). En realidad, sin embargo, cada asteroide tiene una órbita particular, en general mucho mayor que la de los planetas. Mientras la mayoría de los asteroides se localiza entre Marte y Júpiter, y mantiene esas distancias entre 2,1 y 3,5 UA., algunos presentan órbitas alargadas que entrecruzan las de los planetas vecinos. La órbita de Eros, por ejemplo, uno de los asteroides más próximos a la Tierra, se cruza con la de Marte; las órbitas de Adonis, Apolo y Hermes, con la de Venus, y la de Icaro con la de Mercurio.

Además, los asteroides no están distribuidos uniformemente en el espacio. Según lo ha verificado el astrónomo Kirkwood, hay zonas de menor frecuencia, o aun de ausencia total de asteroides. Las principales “lagunas” corresponden a las órbitas en las que los períodos de revolución en años son 4,0; 4,7; 5,1 y 5,9. Estos períodos corresponden, respectivamente, a 1/8, 2/5, 3/7 y 1/2 del período de revolución de Júpiter (11,86 años) y equivalen —según la tercera ley de Kepler— a las distancias medias en relación al Sol de 2,50; 2,82; 2,96 y 8,28 UA. Por otra parte, existen regiones —exactamente las comprendidas entre 2, 1 y 2,5 UA— en donde la concentración de asteroides alcanza su punto máximo. La existencia de las lagunas y las concentraciones de asteroides aún no ha sido explicada satisfactoriamente.

Griegos y troyanos:
‘Cerca de quince asteroides componen un grupo que presenta especial interés. Todos ellos tienen períodos de revolución más o menos iguales al de Júpiter; es decir, se mueven en proximidad de la órbita de éste. Diez de ellos —los troyanos— se desplazan aglomerados delante de Júpiter. Los cinco asteroides restantes —los griegos— siguen a Júpiter en su órbita. Tanto griegos como troyanos forman, con el Sol y Júpiter, dos grandes triángulos equiláteros.

Origen controvertido:
Después del descubrimiento del tercer asteroide, el astrónomo alemán Olbers formuló la hipótesis de que esos planetas” serían el resultado de la desintegración —explosión o ruptura— de un planeta originario, justamente aquel que desde hacía años se buscaba. Esa desintegración habría ocurrido en un pasado remoto, tal vez en la ¿poca de la formación del sistema solar. Algunos factores, como la forma irregular de los asteroides y la presencia constante de ciertas características (la excentricidad y la inclinación de la órbita, por ejemplo) reforzaban dicha teoría.

Sin embargo, la hipótesis se hace dudosa cuando se considera la masa total hipotética) del supuesto planeta originario. Sumando la masa de todos los asteroides conocidos hasta hoy se obtiene, para el hipotético planeta, una masa muy reducida en relación con los demás planetas del sistema.

En este sentido, sólo se puede sostener la hipótesis si consideramos que gran parte del planeta originario se dispersó por el espacio después de la explosión. Según la teoría que hoy se acepta, se habría producido, en la época de la formación del sistema solar, una perturbación en la materia situada entre Marte y Júpiter provocada por algún acontecimiento anormal. Así, al contrario de lo que ocurrió en el momento de la formación de los otros planetas, esta materia se habría distribuido en diferentes cuerpos muy pequeños..

Fuente Consultada: Wikipedia-Revista Conocer Nuestro Tiempo-Espasa Calpe
                

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