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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 12a
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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