(2) Palas

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Palas Símbolo de Palas
PallasHST2007.jpg
Descubrimiento
Descubridor Heinrich Olbers
Fecha 28 de marzo de 1802
Designaciones n/a
Categoría Familia Palas
Elementos orbitales
Longitud del nodo ascendente 173,12861°[1]
Inclinación 34,83874°[1]
Argumento del periastro 310,23951°[1]
Semieje mayor 2,77291 UA[1]
Excentricidad 0,23094[1]
Anomalía media 10,68182°[1]
Elementos orbitales derivados
Época

18 de junio de 2009 (JD 2455000.5)

[1]
Periastro o perihelio 2,13253 UA[1]
Apoastro o afelio 3,41329 UA[1]
Período orbital sideral 1686,55946 días[1]
Velocidad orbital media 17,65 km/s
Características físicas
Masa 2,2×1020 kg
Dimensiones 570×525×500 km
Densidad 2,8 g/cm³
Diámetro 532 km[1]
Gravedad 0,18 m/s²
Velocidad de escape 0,32 km/s
Periodo de rotación 7,8132 Horas[1]
Clase espectral
Tholen B[1]
SMASSII B[1]
Magnitud absoluta 4,13[1]
Albedo 0,1587[1]
Características atmosféricas
Temperatura ~164 K
Cuerpo celeste
Anterior Ceres
Siguiente Juno
Iau dozen.jpg
Comparación de tamaños de asteroides.

Palas es el mayor asteroide del cinturón de asteroides, y el segundo 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[editar]

El 1 de enero de 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 Olbers lo recuperaron, utilizando como base una órbita preliminar calculada por Friedrich Gauss. El objeto fue bautizado como 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 de 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.[2]

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.[2]

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.[3] 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°.)[4] La existencia de esta familia fue finalmente confirmada en 2002 mediante una comparación de sus espectros.[5]

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.[6] [7]

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.[8]

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.[9]

Características[editar]

Comparación de tamaño: los primeros 10 asteroides comparados con la Luna de la tierra. Pallas es el segundo de izquierda a derecha.

Palas es el segundo objeto de mayor tamaño del cinturón de asteroides, pero el tercero más masivo, ya que 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.[9] (En la actualidad es el asteroide más grande, dado que Ceres ha sido recatalogado como Planeta Enano)

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.[10] La magnitud media en oposición de Palas es de +8,0, un valor dentro del rango de los prismáticos de 10x50, 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.[11]

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,[12] pero solamente si se comprueba que su forma es consistente con el equilibrio hidrostático.[13]

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 superviviente de esta fase de formación planetaria.[14]

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°).[6] [15] [16] 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.[17] 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.[18] El meteorito Renazzo fue descubierto en Italia en 1824, y es uno de los meteoritos más primitivos que se conocen.[19]

Estudios sobre Palas[editar]

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.[20]

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

Curiosidades[editar]

El elemento químico paladio (número atómico 46) fue bautizado en honor al asteroide Palas.

Véase también[editar]

Referencias[editar]

  1. a b c d e f g h i j k l m n ñ o Datos de la NASA usando JPL Small-Body Database Browser. Consultado el 10 de agosto de 2009
  2. a b «Astronomical Serendipity». NASA JPL. Consultado el 15 de marzo de 2007.
  3. (November 29-December 3, 1993) «Kiyotsugu Hirayama and His Families of Asteroids (invited)». Astronomical Society of the Pacific Proceedings of the International Conference.
  4. Faure, Gérard (20 de mayo de 2004). «Description of the System of Asteroids». Astrosurf.com. Archivado desde el original el 2004-11-05. Consultado el 15 de marzo de 2007.
  5. Foglia, S.; Masi, G. (1999). «New clusters for highly inclined main-belt asteroids». The Minor Planet Bulletin 31:  pp. 100-102. http://asteroidi.uai.it/family/. 
  6. a b Drummond, J. D.; Cocke, W. J. (1989). «Triaxial ellipsoid dimensions and rotational pole of 2 Pallas from two stellar occultations». Icarus 78:  pp. 323-329. http://adsabs.harvard.edu/abs/1989Icar...78..323D. 
  7. D. W. Dunham et al (1990). «The size and shape of (2) Pallas from the 1983 occultation of 1 Vulpeculae». Astronomical Journal 99:  pp. 1636-1662. http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1990AJ.....99.1636D. 
  8. (2004) «Estimations of masses of the largest asteroids and the main asteroid belt from ranging to planets, Mars orbiters and landers». 35th COSPAR Scientific Assembly. Held 18 - 25 July 2004, in París, Francia: 2014.
  9. a b «Notable Asteroids». The Planetary Society (2007). Consultado el 17 de marzo de 2007.
  10. Odeh, Moh'd. «The Brightest Asteroids». Jordanian Astronomical Society. Consultado el 16 de julio de 2007.
  11. Donald H. Menzel and Jay M. Pasachoff (1983). A Field Guide to the Stars and Planets (2nd edition edición). Boston, MA: Houghton Mifflin. p. 391.  Parámetro desconocido |= ignorado (ayuda)
  12. «IAU 2006 General Assembly: Result of the IAU Resolution votes». Consultado el 29 de marzo de 2007.
  13. Rincon, Paul (16 de agosto de 2006). Planets plan boosts tally to 12. BBC News. http://news.bbc.co.uk/1/hi/sci/tech/4795755.stm. Consultado el 17 de marzo de 2007. 
  14. McCord, T. B.; McFadden, L. A.; Russell, C. T.; Sotin, C.; Thomas, P. C. (2006). «Ceres, Vesta, and Pallas: Protoplanets, Not Asteroids». Transactions of the American Geophysical Union 87 (10):  pp. 105. http://adsabs.harvard.edu/abs/1998RPPh...61...77K. 
  15. D. L. Mitchell et al (1996). «Radar Observations of Asteroids 1 Ceres, 2 Pallas, and 4 Vesta». Icarus 124 (1):  pp. 113-133. http://adsabs.harvard.edu/abs/1996Icar..124..113M. 
  16. J. Torppa et al (1996). «Shapes and rotational properties of thirty asteroids from photometric data». Icarus 164 (2):  pp. 346-383. http://adsabs.harvard.edu/abs/2003Icar..164..346T. 
  17. Feierberg, M. A.; Larson, H. P.; Lebofsky, L. A. (1982). «The 3 Micron Spectrum of Asteroid 2 Pallas.». Bulletin of the American Astronomical Society 14:  pp. 719. http://adsabs.harvard.edu/abs/1982BAAS...14..719F. 
  18. Sato, Kimiyasu; Miyamoto, Masamichi; Zolensky, Michael E. (1997). «Absorption bands near 3 m in diffuse reflectance spectra of carbonaceous chondrites: Comparison with asteroids». Meteoritics 32:  pp. 503-507. http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1997M%26PS...32..503S. 
  19. Earliest Meteoritse Provide New Piece in Planetary Formation Puzzle.. Particle Physics and Astronomy Research Council. 24-07-1991. http://www.pparc.ac.uk/Nw/meteorite.asp. Consultado el 24-05-2006. 
  20. «Other Reports of Asteroid/TNO Companions» (en inglés). Consultado el 16 de diciembre de 2013.

Enlaces externos[editar]