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Diferencia entre revisiones de «Cinturón de asteroides»

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[[Archivo:Asteroid Belt.png|300px|thumb|Imagen esquemática del cinturón de asteroides. Se muestra el cinturón principal, entre las órbitas de [[Marte (planeta)|Marte]] y [[Júpiter (planeta)|Júpiter]], y el grupo de los [[asteroides troyanos|troyanos]], en la órbita de Júpiter.]]
[[Archivo:Asteroid Belt.png|300px|thumb| Imagen esquemática de los asteroides troyanos delante y detrás de Júpiter a lo largo de su camino orbital. También se muestra el cinturón principal de asteroides entre las órbitas de [[Marte (planeta)|Marte]] y Júpiter.]]
El '''cinturón de asteroides''' es una región del [[Sistema Solar]] comprendida entre las [[órbita]]s de [[Marte (planeta)|Marte]] y [[Júpiter (planeta)|Júpiter]]. Alberga multitud de objetos irregulares denominados [[asteroide]]s o [[planeta menor|planetas menores]]. Esta región también se denomina '''cinturón principal''' con tal de distinguirla de otras agrupaciones de planetas menores dentro del Sistema Solar, como el [[cinturón de Kuiper]] o el [[disco disperso]].


Se denomina '''cinturón de asteroides''' a la zona del [[Sistema Solar]] situada entre [[Marte (planeta)|Marte]] y [[Júpiter (planeta)|Júpiter]] en la que se encuentran gran cantidad de [[asteroide]]s, aunque es una visión simplificada del Sistema Solar. En esta amplia zona se mezclan todos los asteroides del '''cinturón principal de asteroides''', formado por asteroides que siempre orbitan entre Marte y Júpiter, y parte de los asteroides del '''cinturón secundario de asteroides''', en particular los asteroides que orbitan cruzando la órbita de la [[Tierra]].
Más de la mitad de la masa total del cinturón está contenida en los cuatro objetos de mayor tamaño: [[1 Ceres]], [[4 Vesta]], [[2 Palas]] y [[10 Higia]]. Ceres, el más grande de todos y el único [[planeta enano]] del cinturón, posee un diámetro de 950 km y es el doble de grande que el segundo objeto de mayor tamaño. Sin embargo, la mayoría de cuerpos que componen el cinturón son mucho más pequeños. El material del cinturón, apenas un 4% de la masa de la [[Luna]], se encuentra disperso por todo el volumen de la órbita, por lo que sería muy difícil atravesarlo y chocar con uno de estos objetos. No obstante, dos asteroides de gran tamaño pueden chocar entre sí, formando lo que se conoce como familias de asteroides, las cuales poseen [[elemento químico|composiciones]] y características similares. Las colisiones también producen un polvo que forma el componente mayoritario de la [[luz zodiacal]]. Los asteroides pueden clasificarse, según su [[espectro electromagnético|espectro]] y composición, en tres tipos principales: [[carbono|carbonáceos]] ([[asteroides de tipo C|tipo-C]]), [[silicato]]s (tipo-S), y [[metal|metálicos]] (tipo-M).


El cinturón de asteroides comenzó a conocerse cuando [[Giuseppe Piazzi]] descubrió al [[planeta enano]] [[(1) Ceres|Ceres]], el 1 de enero de [[1801]]. Se encuentra ocupando una banda entre las 2 y 4 Unidades Astronómicas (1 UA= 149,6 millones de kilómetros) del [[Sol]], pero adquiriendo mayor concentración de objetos entre los 2,1 y 3,3 [[Unidad astronómica|UA]].
El cinturón de asteroides se formó en la [[nebulosa protosolar]] junto con el resto del Sistema Solar. Los fragmentos de material contenidos en la región del cinturón hubieran formado un planeta, pero las perturbaciones gravitacionales de [[Júpiter (planeta)|Júpiter]], el planeta más masivo, produjeron que estos fragmentos chocaran entre sí a grandes velocidades y no pudieran agruparse, resultando en el resíduo rocoso que se observa en la actualidad. Desde su formación se ha expulsado la mayor parte del material. Una consecuencia de de estas perturbaciones son los [[huecos de Kirkwood]]; zonas donde no se encuentran asteroides debido a que se encuentran en [[resonancia orbital]] con Júpiter, y sus órbitas se tornan inestables. Si algún asteroide pasa a ocupar esta zona, podría ser expelido hacia algún planeta interior, como la [[Tierra]], y colisionar con ella.


== Descripción ==
== Historia de su observación ==
=== Ley de Titius-Bode ===
{{AP|Ley de Titius-Bode}}
En [[1766]], [[Johann Daniel Titius]] se dio cuenta de la existencia de un supuesto patrón en la distancia de los [[planeta]]s al [[Sol]]. Titius observó que si a la secuencia númerica: 0, 3, 6, 12, 24, 48... (empezando por 0, siguiendo por 3 y doblando cada vez la cantidad anterior) se le suma cuatro a cada cifra y se dividen por 10, resulta en una buena aproximación de la distancia de los distintos planetas al Sol, en [[UA|Unidades Astronómicas]] (UA): 0,4, 0,7, 1,0, 1,6, 2,8, 5,2...<ref name="Marvin45">Marvin 2006, p. 45.</ref>


En el universo es posible encontrar varios tipos de cuerpos. Unos tienen luz propia y otros no. Entre todos ellos se pueden destacar el Sol, los planetas, los planetas enanos, los satélites y los asteroides.
Este patrón empírico, conocido actualmente como la [[ley de Titius-Bode]], predecía el [[semieje mayor]] de los seis planetas conocidos en aquel momento ([[Mercurio (planeta)|Mercurio]], [[Venus (planeta)|Venus]], [[Tierra]], [[Marte (planeta)|Marte]], [[Júpiter (planeta)|Júpiter]], y [[Saturno (planeta)|Saturno]]), pero había un problema; la serie predecía un planeta a una distancia de 2,8 UA del Sol, correspondiente a una zona entre la órbita de Marte y Júpiter, y sin embargo allí no se observaba ninguno. Titius declaró: "¿Pero habría dejado el Creador ese espacio vacío? No, en absoluto".<ref>{{cita web |url= http://www-ssc.igpp.ucla.edu/dawn/background.html|título= Dawn: A Journey to the Beginning of the Solar System|fechaacceso= 06-12-2009|autor= |fecha= 2008|editor= Space Physics Center: UCLA.|idioma= inglés}}</ref>


Los [[asteroide]]s son cuerpos rocosos que vagan por el Sistema Solar. De momento se conocen más de 40.000 asteroides con un diámetro de más de 800 [[metro]]s. Sólo los más grandes tienen una forma esférica; la gran mayoría son mucho más pequeños e irregulares, presentando abundantes fracturas estructurales e incluso pudiéndose considerar en ocasiones como cuerpos compuestos, como es el caso de [[(4179) Tutatis]], aunque no es miembro del cinturón de asteroides. En su conjunto, forman un [[Anillo (estructura)|anillo]] alrededor del Sol. Sus órbitas están caracterizadas por una gran [[excentricidad]] y una fuerte inclinación sobre la [[eclíptica]]. Ningún asteroide de los conocidos tiene movimiento retrógrado y sus densidades medias se encuentran entre los 2,7 y 3,3 g/cm3 (agua=1g/cm3). La masa de todos no supera la masa de nuestro satélite natural, la Luna.
En [[1768]], el astrónomo [[Johann Elert Bode]] hizo referencia a esta relación en uno de sus escritos, pero no acreditó a Titius hasta 1784, por lo que muchos autores se refirieron a ella como la "Ley de Bode". Cuando [[William Herschel]] descubrió [[Urano (planeta)|Urano]] en [[1781]], la posición del planeta coincidió casi perfectamente con la predicha por esta ley (se encontraba a 19,2 UA, frente a las 19,6 UA predicha por la ley); esto llevó a los astrónomos a concluir que podía existir un planeta entre las órbitas de Marte y Júpiter.<ref name="Marvin45" />


El mayor cuerpo situado en este cinturón es [[(1) Ceres|Ceres]], que mide 950 [[km]] de diámetro. Aunque fue el primer cuerpo del grupo en ser descubierto debido a su mayor tamaño, ha dejado de ser considerado asteroide para pasar a la nueva categoría de [[planeta enano]], ya que, además de gozar de una forma esferoide, [[(1) Ceres|Ceres]] tiene un denso núcleo dentro de un manto, que a su vez, está rodeado por un armazón externo similar al resto de los planetas interiores rocosos.
La siguiente tabla muestra la distancia real de los planetas al Sol en [[UA]] en comparación con la predicha por la ley de Titius-Bode, en los planetas que se conocían hasta entonces: <ref>Kovács 2004, p. 73.</ref>


[[Archivo:Ceres Hubble sing.jpg|150px|thumb|Imagen de Ceres desde el telescopio Hubble]]
<center>
[[Archivo:Vesta-HST.jpg‎|150px|thumb|Imagen de Vesta desde el telescopio Hubble]]
{| class="wikitable" border="1"
[[Archivo:4 Vesta 1 Ceres Moon at 20 km per px.png‎|150px|thumb|Comparación entre Vesta, Ceres y la Luna]]
|-
[[Archivo:Asteroid-Kleopatra-radar.png|150px|thumb|Imagen obtenida por el Radiotelescopio de Arecibo en Mayo del 2000 de Kleopatra]]
! Planeta
[[Archivo:216 Kleopatra.gif|150px|thumb|Detalle de imagen de Kleopatra obtenida por el Radiotelescopio de Arecibo en Mayo del 2000]]
! Titius-Bode
[[Archivo:asteroide 1999jm8 imagen radar arecibo.jpg|150px|thumb|Imagen del asteroide 1999 JM8, lograda con el radiotelescopio de Arecibo, Puerto Rico]]
! Realidad
[[Archivo:asteroide 1999jm8 imagen radar arecibo2.jpg|150px|thumb|Detalle de imagen del asteroide 1999 JM8, lograda con el radiotelescopio de Arecibo, Puerto Rico]]
|-
| [[Mercurio (planeta)|Mercurio]]
| 0,4
| 0,39
|-
| [[Venus (planeta)|Venus]]
| 0,7
| 0,72
|-
| [[Tierra]]
| 1
| 1
|-
| [[Marte (planeta)|Marte]]
| 1,6
| 1,52
|-
| ¿?
| 2,8
| --
|-
| [[Júpiter (planeta)|Júpiter]]
| 5,2
| 5,2
|-
| [[Saturno (planeta)|Saturno]]
| 10
| 9,54
|-
| [[Urano (planeta)|Urano]]
| 19,6
| 19,2
|}</center>


== Distribución ==
=== Ceres y la "policía celestial" ===
[[Archivo:Giuseppe Piazzi.jpg|thumb|200px|[[Giuseppe Piazzi]], descubridor de [[Ceres (planeta enano)|Ceres]], el objeto más grande y masivo del cinturón de asteroides.]]
El astrónomo [[Franz Xaver von Zach]] comenzó en 1787 a buscar el planeta predicho por la ley de Titius-Bode. Sin embargo, se dio cuenta de que para lograrlo necesitaría la ayuda de otros astrónomos, y en septiembre de 1800 von Zach reunió a un grupo de 24 observadores, los cuales se repartieron la banda del [[zodiaco]] en 24 partes, lo que correspondía a 15º cada uno.<ref name="McCall46">Marvin 2006, p. 46.</ref> Este grupo se hacía llamar la "policía celestial" (''Himmels polizei''), y entre sus miembros se encontraban astrónomos tan reputados como [[William Herschel]], [[Charles Messier]], [[Johann Elert Bode]], [[Barnaba Oriani]], o [[Heinrich Olbers]].<ref>Kovács 2004, p. 74.</ref>


Los siguientes gráficos muestran la distribución de los asteroides existentes dentro del radio de órbita de Júpiter. También representan en el centro la disposición del Sol y las órbitas que alrededor de este realizan los planetas Tierra, Marte y Júpiter.
La "policía celestial" mandó una invitación para que se uniera a su causa el italiano [[Giuseppe Piazzi]], pero antes de que le llegara la invitación, Piazzi descubrió el "planeta" buscado el 1 de enero de 1801, al que llamó [[Ceres (planeta enano)|Ceres]] en honor a la [[Ceres (mitología)|diosa romana]] de la agricultura y patrona de [[Sicilia]]. Piazzi, que no estaba al corriente de los planes del grupo de astrónomos, trataba de realizar observaciones para completar su catálogo de estrellas, cuando localizó en la [[constelación de Tauro]] un pequeño punto luminoso que no constaba en el catálogo. El italiano lo observó a la noche siguiente y se encontró con que se había desplazado sobre el fondo de estrellas. Los días subsiguientes continuó observando aquel minúsculo punto de luz, y pronto se convenció de que aquello se trataba de un nuevo objeto del [[Sistema Solar]]. En un primer momento, Piazzi creyó que se trataba de un [[cometa]], pero la ausencia de [[Coma (astronomía)|nebulosidad a su alrededor]] y su movimiento lento y uniforme le convencieron de que podría tratarse de un nuevo planeta. Ceres se encontraba a 2,77 UA, casi exactamente en la posición predicha por la ley de Titius-Bode de 2,8 UA.<ref>Kovács 2004, p. 75.</ref><ref name="McCall46" /><ref>{{cita publicación |autor= Foderà Serio, G.; Manara, A.; Sicoli, P.|año= 2002|título= Giuseppe Piazzi and the Discovery of Ceres|publicación= Asteroids III|páginas= 17-24|url= http://www.lpi.usra.edu/books/AsteroidsIII/pdf/3027.pdf|fechaacceso= 07-12-2009}}</ref>


<center>
=== Palas y el concepto de asteroide ===
{|
Quince meses después, el 28 de marzo de 1802, [[Heinrich Olbers]] descubrió un segundo objeto en la misma región, al que llamó [[(2) Palas|Palas]]. Su semieje mayor también coincidía con la ley de Titius-Bode, actualmente estimado en 2,78 UA, pero su [[excentricidad]] e [[inclinación orbital|inclinación]] eran muy distintos a los de Ceres. Los astrónomos quedaron desconcertados; Ceres se ajustaba perfectamente a las predicciones de la ley de Titius-Bode, pero Palas también, y esta ley no permitía dos objetos en la misma región.<ref>Kovács 2004, p. 80.</ref>
|+ '''Distribución de los asteroides del Cinturón de asteroides'''
| [[Archivo:cinturon 1.gif|300px]] || Vista de perfil
|-
| [[Archivo:cinturon 2.gif|300px]] || Vista desde arriba
|}
</center>


A primera vista se aprecia un conglomerado denso de asteroides representados en azul que ocupan una banda situada entre las 2 y 4 [[Unidad astronómica|Unidades Astronómicas]], situadas entre Marte y Júpiter. Este es el conocido como cinturón principal de asteroides. Los asteroides que componen el cinturón principal de asteroides reciben la denominación genérica de ''Cisjovianos'' (de este lado de Júpiter).
Con tal de no violar la ley de Titius-Bode, los astrónomos comenzaron a creer que los dos cuerpos que se habían descubierto eran en realidad fragmentos de un planeta más grande que había explotado o que se había despedazado debido a impactos sucesivos de cometas.<ref name="McCall46" /> El 6 de mayo de 1802, y tras estudiar la naturaleza y el tamaño de estos dos nuevos objetos, [[William Herschel]] propuso denominar "[[asteroide]]s" a Ceres y Palas, por su parecido con las estrellas al observarlos. En palabras del astrónomo:


Asimismo, se aprecia otro segundo conjunto de asteroides representados en rojo, que están situados preferencialmente alrededor de la órbita de la Tierra y que forman el cinturón de asteroides identificados como '''NEA''' (''Near-Earth Asteroids'', "[[asteroides cercanos a la Tierra]]"). En este conjunto se diferencian claramente los que se disponen permanentemente en órbitas inferiores a Marte y los que, disponiendo de trayectorias elípticas descentradas, atraviesan la órbita de la Tierra y en algún caso de Marte, con lo que eventualmente se sitúan en parte de su trayectoria superpuestos a los asteroides del cinturón principal de asteroides. Este es el conocido como cinturón secundario de asteroides. Algunos de estos asteroides en rojo reciben la denominación de '''NEOs''' (''Near-Earth Objects'', "Objetos Cercanos a la Tierra").
{{cita|«Como ni la denominación de planetas, ni la de cometas, puede aplicarse a estas dos estrellas, debemos distinguirlas por un nuevo nombre... Parecen pequeñas estrellas y difícilmente se distinguen de ellas. Por su apariencia asteroidal, si se me permite esta expresión, sugiero tomar este nombre y llamarlas "Asteroides". [...] Los asteroides son cuerpos celestes, los cuales se mueven en órbitas ya sean de excentricidad escasa o considerable alrededor del Sol, y cuya inclinación sobre la eclíptica puede ser de cualquier ángulo. Su movimiento puede ser directo, o retrógrado; y pueden tener o no atmósferas, pequeñas comas, discos, o núcleos».|William Herschel, ''Observations on the Two Lately Discovered Celestial Bodies'', 1802.<ref name="Herschel1802">{{cita publicación |autor= Herschel, William|año= 1802|título= Observations on the Two Lately Discovered Celestial Bodies|publicación= Philosophical Transactions of the Royal Society of London|volumen= 92|número= |páginas= 213-232|url= http://adsabs.harvard.edu/abs/1802RSPT...92..213H |fechaacceso= 07-12-2009}}</ref><ref name="Gropp">{{cita web |url= http://astro.cas.cz/nuncius/gropp.pdf|título= New planets in the solar system - Uranus, Ceres, and so on|fechaacceso= 07-12-2009|autor= Gropp, Harald |fecha= |editor= |página = 9|idioma= inglés |formato = pdf}}</ref>}}


En verde se representan los asteroides conocidos como [[asteroide troyano]]s, que en su mayoría acompañan a Júpiter en su movimiento de traslación. La gran parte de los asteroides troyanos se ubican 60° por delante y detrás del eje que úne el planeta Júpiter con el Sol, en los conocidos [[puntos de Lagrange]] L4 Y L5 de la relación Sol-Júpiter.
Así, Herschel pretendía englobarlos dentro de una nueva clase de objetos del Sistema Solar, con tal de que no violaran la ley de Titius-Bode para los planetas. La definición es ambigüa intencionadamente, para que, en palabras de Herschel, sea «suficientemente amplia para abarcar descubrimientos futuros».<ref name="Herschel1802" /><ref name="Gropp" />


Adicionalmente cabría situar los [[Hildas]], o asteroides que acompañan a Júpiter en órbita resonante, al otro lado del Sol.
Sin embargo, y a pesar de los esfuerzos de Herschel, durante varias décadas los astrónomos continuaron enmarcando a estos objetos dentro de los planetas. Ceres fue considerado planeta hasta la [[década de 1860]], cuando pasó a considerarse asteroide, pero esta clasificación perduró [[redefinición de planeta de 2006|hasta 2006]], ya que en la actualidad forma parte de los denominados [[planeta enano|planetas enanos]] junto a [[Plutón (planeta enano)|Plutón]] y algunos otros más.<ref name="IAU">{{cita web |url= http://www.iau.org/public_press/news/release/iau0603/questions_answers/|título= Questions and Answers on Planets|fechaacceso= 07-12-2009|autor= IAU |idioma=inglés |cita = Q: What is Ceres? Ceres now qualifies as a dwarf planet because it is now known to be large enough (massive enough) to have self-gravity pulling itself into a nearly round shape.}}</ref>


== Clasificación ==
=== Cinturón de asteroides ===
[[Archivo:Josep Comas Sola.jpg|thumb|175px|[[Josep Comas Solà]], astrónomo español artífice del descubrimiento de once asteroides del cinturón.]]
En pocos años, los astrónomos descubrieron dos nuevos objetos más, que casaban con el concepto de Herschel. El 1 de septiembre, [[Karl Harding]] halló [[(3) Juno|Juno]], y el 29 de marzo de 1807 [[Heinrich Olbers]] descubrió [[Vesta]].<ref>Kovács 2004, pp. 80-81.</ref> Sin embargo, no se descubrió un nuevo objeto de esta naturaleza hasta [[1845]], con el hallazgo de [[(5) Astrea|Astrea]] por [[Karl Hencke]] el 8 de diciembre de tal año.<ref>Kovács 2004, p. 81.</ref> A partir de entonces, comenzaron a descubrirse multitud de estos objetos a medida que los telescopios se iban haciendo más potentes, hasta tal punto que a comienzos de la [[década de 1850]] ya se habían descubierto más de una decena de ellos, por lo que el concepto de "asteroides" fue gradualmente sustituyendo al de planetas para clasificar a estos objetos.<ref name="Hilton2001">{{cita web |url= http://aa.usno.navy.mil/faq/docs/minorplanets.php|título= When did the asteroids become minor planets?|fechaacceso= 07-12-2009|autor= Hilton, James L.|fecha= 2001|editorial= Astronomical Applications Department of the U.S. Naval Observatory|idioma= inglés}}</ref>


Los asteroides del cinturón pueden clasificarse por tamaño, distribución dentro del cinturón y su espectro o composición.
Con el descubrimiento del planeta [[Neptuno (planeta)|Neptuno]] en 1846, la ley de Titus-Bode comenzó a perder fuerza entre la comunidad de astrónomos, ya que este planeta no la cumplía. De hecho, actualmente dicha ley se toma por una mera casualidad sin ninguna justificación teórica, aunque algunos trabajos muestran que las [[leyes de Kepler]] podrían tener cierta correlación con la ley de Titus-Bode.<ref>{{cita publicación |autor= Pankovic, V. y Radakovic, A.M.|año= 2009|título= A Close Correlation between Third Kepler Law and Titius-Bode Rule|publicación= arXiv|url= http://arxiv.org/abs/0903.1732v1|doi= |fechaacceso= 07-12-2009}}</ref>


=== Clasificación por tamaño ===
La cuestión de la nomenclatura comenzó a ser un problema para los astrónomos. Cada vez que se descubría uno de estos objetos, se le daba el nombre de algún Dios [[mitología|mitológico]] y se le designaba con un símbolo para abreviarlo, como ocurre con los planetas. Sin embargo, la multitud de asteroides descubiertos provocó que estos símbolos fueran cada vez más complejos, hasta tal punto que había que tener cierta habilidad artística para dibujarlos. Por este motivo, finalmente en 1867 se acordó una nueva nomenclatura para estos objetos, la cual consistía en el nombre del asteroide precedido por un número entre paréntesis, y en orden de descubrimiento: (1) Ceres, (2) Palas, (3) Juno, (4) Vesta, etcétera. Actualmente se suelen representar del mismo modo, incluyendo o sustrayendo los paréntesis.<ref name="Hilton2001" />


En este cinturón existen miles de asteroides, pero la gran mayoría no excede los 10 [[km]] de tamaño (sólo 110 sobrepasan los 100 km de diámetro y 26 son mayores de 200 km). Se estiman en más de un millón los asteroides con diámetro cercano al kilómetro de tamaño.
El término "cinturón de asteroides" comenzó a utilizarse a comienzos de la [[década de 1850]], aunque se ignora quién fue el primero en hacer referencia al mismo. En el año [[1868]] ya se conocían un centenar de asteroides, y en 1891 el descubrimiento de la [[astrofotografía]] por [[Max Wolf]] aceleró este ritmo todavía más.<ref name="Hughes2004">{{cita web |url= http://www.open2.net/sciencetechnologynature/planetsbeyond/asteroids/history.html|título=
A Brief History of Asteroid Spotting|fechaacceso= 07-12-2009|autor= Hughes, David W.|fecha= 2004|editor= BBC|idioma= inglés}}</ref><ref>Britt 2007, p. 350.</ref> En [[1923]] el número de asteroides sobrepasaba los 1.000, en [[1951]] los 10.000, en [[1982]] los 100.000, y en [[2009]] el número de asteroides ronda los 220.000.<ref name="JPL_db">{{cita web |url= http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi|título= JPL Small-Body Database Browser|fechaacceso= 07-12-2009|autor= JPL-NASA |id = Asteroides numerados por orden de discubrimiento.}}</ref>


{| {{tablabonita}}
Entre los astrónomos españoles destaca [[Josep Comas Solà]], que descubrió un total de once asteroides, entre los que se encuentran [[804 Hispania]] y [[945 Barcelona]].<ref name="Mart138">Martínez ''et al.'' 2005, p. 138.</ref>
|+'''Clasificación de [[asteroide]]s por Tamaño'''
|- bgcolor="#EDEDED"
!Ceres !! Pallas !! Vesta !! Hygiea !! Davida !! Juno !! Kleopatra
|-----------------
| 959 km || 538 km || 470 km || 414 km || 318 km || 267 km el tercer asteroide en descubrirse (Karl Harding, en 1804)|| 217 km de largo por 94 de ancho
|}


=== Clasificación por distribución ===
== Origen ==
=== Formación ===
[[Archivo:Protoplanetary-disk.jpg|thumb|275px|Representación artística de un [[disco protoplanetario]] alrededor de una estrella, similar al que formó los planetas del [[Sistema Solar]].]]
En [[1802]], poco después del descubrimiento de [[Palas]], [[Heinrich Olbers]] sugirió a [[William Herschel]] que [[Ceres]] y Palas podrían tratarse de fragmentos de un [[Faetón (planeta)|planeta mucho más grande]] que en el pasado podría haber orbitado en aquella región entre [[Marte (planeta)|Marte]] y [[Júpiter (planeta)|Júpiter]]. Según esta hipótesis, el planeta se descompuso hace millones de años debido a una explosión interna o a impactos de [[cometa]].<ref name="Hughes2004" /> Sin embargo, la gran cantidad de [[energía]] que hubiera sido necesaria para que tal evento ocurriera, en combinación con la escasa masa total del cinturón de asteroides (sólo un 4% la masa de la [[Luna]]), ponen de manifiesto que esta hipótesis no puede ser válida. Además, las diferencias en [[elemento químico|composición química]] entre los asteroides del cinturón son muy difíciles de explicar en el caso de que fueran originados en el mismo planeta.<ref>{{cita libro |autor= Chaisson, E.; McMillan, S.|título= Astronomy Today|edición= 2ª|fecha= 1997|editorial= Prentice Hall|idioma= inglés|isbn= 978-0137123827|página= 298}}</ref> Por tanto, en la actualidad la mayoría de científicos acepta que los asteroides nunca formaron parte de un planeta.


Dependiendo de su composición y distribución en el espacio, los asteroides han sido clasificados en familias. Según disposición los asteroides se clasifican en:
En general, se cree que el [[Sistema Solar]] se formó a partir de una [[nebulosa protosolar|nebulosa primitiva]], compuesta por gas y [[polvo interestelar|polvo]], que colapsó bajo influencia gravitatoria formando un disco de material en rotación. Mientras que en el centro, donde se formaría el [[Sol]], la densidad aumentaba con rapidez, en las regiones externas del disco se formaron granos sólidos de pequeño tamaño que, con el tiempo, fueron agrupándose mediante procesos de [[acreción]] y colisión para formar los planetas.<ref>Martínez ''et al.'' 2005, p. 102.</ref>


<center>
Los [[planetesimal]]es que se encontraban en la región donde actualmente se encuentra el cinturón fueron perturbados gravitacionalmente por [[Júpiter (planeta)|Júpiter]]. El planeta provocó que una determinada parte de los planetesimales adquiriera [[excentricidad]]es e [[inclinación orbital|inclinaciones]] muy elevadas, acelerándose a altas velocidades, lo que causó que colisionaran entre ellos, y por tanto en vez de agruparse para formar un planeta se disgragaron en multitud de residuos rocosos; los asteroides.<ref>Lang 2003, p. 388.</ref> Una gran parte fueron eyectados fuera del Sistema Solar, sobreviviendo solamente un 1% de los asteroides iniciales.<ref name="Petit2001">{{cita publicación |autor= Petit, Jean-Marc; Morbidelli, A.; Chambers, J.|año= 2001|título= The Primordial Excitation and Clearing of the Asteroid Belt|publicación= Icarus|volumen= 153|número= 2|páginas= 338-347|doi= 10.1006/icar.2001.6702|fechaacceso= 09-12-2009}}</ref>
{| {{tablabonita}}
|+'''Clasificación de asteroides por Disposición'''
|- bgcolor="#EDEDED"
!Zona !! Familia !! Población !! Distancia (AU)
|-----------------
|AAA || [[Asteroide Apolo|Asteroides Apolo]] (Apolo-Amors-Atens) || 36 || 1,8
|-----------------
|HU || Hungarias || 30 || 1,9
|-----------------
|FL || [[Familia Flora]] || 421 || 2,23
|-----------------
|MC || Orbita [[Marte (planeta)|Marte]] || 29 || 2,28
|-----------------
|PH || Phocaeas || 62 || 2,36
|-----------------
|I || Cinturón Principal || 316 || 2,39
|-----------------
|NY || Nysas || 44 || 2,45
|-----------------
|PAL || [[Familia Palas]]|| 4 || 2,75
|-----------------
|II || Cinturón Principal || 763 || 2,76
|-----------------
|KOR || Koronis || 86 || 2,87
|-----------------
|EOS || Eos || 144 || 3,02
|-----------------
|III || Cinturón Principal || 669 || 3,14
|-----------------
|THE || Themis || 165 || 3,145
|-----------------
|CYB || Cybeles || 51 || 3,43
|-----------------
|HIL || Hildas || 34 || 3,95
|-----------------
|T || [[Asteroide troyano|Troyanos]] || 35 || 5,2
|}
</center>


Estas denominaciones de familias y zonas adoptan el nombre del primer asteroide descubierto con esas características.
=== Evolución ===
Desde su formación en la nebulosa primitiva que dio origen al Sistema Solar, los asteroides han sufrido diversos cambios. Entre éstos se encuentran el calor interno durante los primeros millones de años, el derretimiento de su superficie debido a impactos,<ref>{{cita publicación |autor= Keil, K.|año= 2000|título= Thermal alteration of asteroids: evidence from meteorites|publicación= Planetary and Space Science|volumen= 48|número= 10|páginas= 887-903 |doi= 10.1016/S0032-0633(00)00054-4|fechaacceso= 11-12-2009}}</ref> la erosión espacial<ref>{{cita libro |autor= Clark, B. E.; Hapke, B.; Pieters, C.; Britt, D.|título= Asteroids III|url= |fechaacceso= 11-12-2009|fecha= 2002|editorial= University of Arizona Press|idioma= inglés|isbn= 978-0816522811|páginas= 585-599|capítulo= Asteroid Space Weathering and Regolith Evolution|urlcapítulo= http://adsabs.harvard.edu/abs/2002aste.conf..585C}}</ref> a causa de la radiación y el [[viento solar]], y el bombardeo de [[micrometeorito]]s.<ref>{{cita publicación |autor= Baragiola, R. A.; Duke, C. A.; Loeffler, M.; McFadden, L. A.; Sheffield, J.|año= 2003|título= Impact of ions and micrometeorites on mineral surfaces: Reflectance changes and production of atmospheric species in airless solar system bodies|publicación= EGS - AGU - EUG Joint Assembly, Abstracts from the meeting held in Nice, France, 6 - 11 April 2003 |url= http://adsabs.harvard.edu/abs/2003EAEJA.....7709B|fechaacceso= 11-12-2009}}</ref> Algunos científicos se refieren a los asteroides como los planetesimales residuales, mientras que otros los consideran distintos debido a estos procesos.<ref>{{cita publicación |autor= Kracher, A.|año= 2005|título= Asteroid 433 Eros and partially differentiated planetesimals: bulk depletion versus surface depletion of sulfur|publicación= Geophysical Research Abstract|volumen= 7|url= http://www.cosis.net/abstracts/EGU05/03788/EGU05-J-03788.pdf|fechaacceso= 11-12-2009}}</ref>


==== Cinturón principal de asteroides ====
Se cree que el cinturón de asteroides actual contiene solamente una fracción de la masa del cinturón primitivo. Las simulaciones por computadora sugieren que el cinturón de asteroides original podría haber contenido una masa equiparable a la de la [[Tierra]]. Debido principalmente a perturbaciones gravitatorias, la mayoría del material fue expelido del cinturón durante los primeros millones de años de formación, dejando solamente un 0,1% de la masa original.<ref name="Petit2001" /> Se cree que parte del material expulsado podría encontrarse en la [[nube de Oort]], en los confines del Sistema Solar.<ref name="Britt353" /> Desde su formación, el tamaño típico de los asteroides ha permanecido relativamente estable; no ha habido aumentos o disminuciones significativas.<ref>{{cita web |url= http://uanews.org/node/11641|título= Asteroids Caused the Early Inner Solar System Cataclysm |fechaacceso= 11-12-2009|autor= Stiles, Lori|fecha= 2005|editor= University of Arizona|idioma= inglés}}</ref>
En cinturón de asteroides se encuentra dividido en tres partes con distribuciones importantes en 2,39; 2,76 y 3,14 UA. Esto es así debido a que los asteroides no se distribuyen uniformemente con la distancia al Sol.


A determinadas distancias que se corresponden con periodos de revolución que forman una relación sencilla con el periodo de Júpiter hay una drástica reducción de asteroides, lo que se conoce como [[Huecos de Kirkwood]] y está en estrecha relación con la [[resonancia orbital]] con Júpiter. La causa es la influencia de la marea gravitatoria de Júpiter repetida periódicamente sobre los asteroides del cinturón, que les obliga a salir de determinadas relaciones simples de periodo de revolución.
La [[resonancia orbital]] 4:1 con Júpiter, situada en torno a 2,06 [[Unidad Astronómica|UA]] del Sol, puede considerarse el límite interior del cinturón principal. Las perturbaciones causadas por Júpiter enviaron los asteroides que allí se encontraban hacia órbitas inestables, creando una zona desierta a dicha distancia. La mayoría de los cuerpos que se encontraban a menor distancia fueron lanzados hacia [[Marte (planeta)|Marte]] (cuyo [[afelio]] es de 1,67 UA) o eyectados por perturbaciones gravitacionales en los primeros episodios de la formación del Sistema Solar.<ref>{{cita web |url= http://history.nasa.gov/SP-345/ch4.htm|título= The Small Bodies|fechaacceso= 11-12-2009|editor= NASA|fecha= 1976|autor= Alfvén, H.; Arrhenius, G.|idioma= inglés}}</ref> Los asteroides que conforman la [[434 Hungaria|familia Hungaria]] se encuentran más próximos al Sol que la zona mencionada anteriormente, pero poseen órbitas estables debido a su elevada [[inclinación orbital]].<ref name="Spratt1990">{{cita publicación |autor= Spratt, Christopher E.|año= 1990|título= The Hungaria group of minor planets|publicación= Royal Astronomical Society of Canada|volumen= 84|páginas = 123-131|url= http://adsabs.harvard.edu/abs/1990JRASC..84..123S|fechaacceso= 11-12-2009}}</ref>


Hay varias teorías sobre su origen. La más aceptada estima que se trata de restos del [[disco protoplanetario]] que, debido a la influencia gravitatoria de Júpiter en esta zona, nunca llegaron a formar un planeta. Otra teoría (propuesta por [[Heinrich Olbers]] en el siglo XIX, pero sin gran aceptación actual) propone un origen relacionado con la desintegración de un antiguo planeta hace miles de años. El científico ruso Yevgeny Leonidovich Krinov sugeriría el nombre de Faetón para tal astro hipotético. En la mitología griega, Faetón[http://es.wikipedia.org/wiki/Faet%C3%B3n] era el hijo del dios Helios, el Sol. Un día, a pesar de las órdenes de su padre, tomó el carro de Helios, con el que éste recorría el cielo, pero lo condujo tan imprudentemente que perdió el control, cayendo hacia la Tierra. Para evitar que provocara una tragedia los dioses decidieron destruirlo y de ahí surgió la idea para el nombre de ese décimo planeta.
Cuando el cinturón de asteroides todavía estaba en formación, a una distancia de 2,7 UA del Sol se encontraba la línea de separación de temperaturas del punto de condensación del agua. A los planetesimales que se encontraban a una distancia mayor les fue posible acumular [[hielo]].<ref>{{cita publicación |autor= Lecar, M.; Podolak, M.; Sasselov, D.; Chiang, E.|año= 2006|título= On the Location of the Snow Line in a Protoplanetary Disk|publicación= The Astrophysical Journal|volumen= 640|páginas = 1115-1118|url= http://www.iop.org/EJ/article/0004-637X/640/2/1115/63093.web.pdf|doi = 10.1086/500287|fechaacceso= 11-12-2009}}</ref> En [[2006]] se postuló que una población de [[cometa]]s situados más allá del límite de dicha separación pudo haber contribuido a la formación de los [[océano]]s de la [[Tierra]].<ref>{{cita web |url= http://www.planetary.org/blog/article/00000551/|título= Discovery of a whole new kind of comet|fechaacceso= 11-12-2009|fecha= 2006|autor= Lakdawalla, Emily|idioma= inglés}}</ref>


==== Cinturón secundario de asteroides ====
== Características ==
{{ap|Asteroide Apolo}}
Contrariamente a lo que se suele pensar, el cinturón de asteroides está en su mayor parte vacío. Los asteroides están diseminados en un volumen tan grande que sería muy difícil atravesar el cinturón y encontrarse con uno de ellos sin pretenderlo. No obstante, y aunque actualmente se conocen cientos de miles de estos cuerpos celestes, se calcula que el cinturón alberga varios millones de asteroides.
La zona identificada con las siglas '''AAA''' (asteroides del tipo Atens-Apollo-Amors), corresponden con los asteroides identificados como '''NEA''' (''Near-Earth Asteroids''; asteroides Cercanos a la Tierra). Los NEA, por el contrario, se clasifican en:
* '''[[Asteroides Atón]]''' ('''Atens'''): asteroides cuyas órbitas se encuentran contenidas por la órbita de la Tierra.
* '''[[Asteroides Amor]]''' ('''Amors'''): asteroides cuyas órbitas se encuentran contenidas entre las órbitas de la Tierra y [[Marte (planeta)|Marte]], pero más cercanos a la Tierra.
* '''[[Asteroides Apolo]]''' ('''Apolos'''): asteroides que cruzan la órbita de la Tierra, pudiendo llegar hasta zonas exteriores de la órbita de Marte.


==== Otros cinturones de asteroides y similares ====
=== Tamaños ===
Existen otras concentraciones de asteroides en el Sistema Solar; se destacan el [[Cinturón de Kuiper]] y los [[asteroide troyano|asteroides Troyanos]].
[[Archivo:Moon and Asteroids 1 to 10.svg|thumb|300px|Tamaño de los diez primeros asteroides, en orden de descubrimiento, en comparación con la [[Luna]].]]
La masa total del cinturón de asteroides se estima entre 3,0×10<sup>21</sup> y 3,6×10<sup>21</sup> kg, lo cual supone solamente un 4% de la masa de la [[Luna]], o lo que es lo mismo, un 0,06% de la masa terrestre. Los objetos celestes más grandes del cinturón son, por tanto, mucho menores y menos masivos que la [[Luna]]. Los cuatro asteroides principales suman la mitad de la masa total del cinturón, y [[1 Ceres]], el más grande de ellos, representa un tercio de la masa total. 1 Ceres posee un [[radio]] de unos 475 km, que equivale a un tercio del radio lunar, y una masa de 10<sup>21</sup> kg, que representa solamente un 1,3% de la masa de la Luna. El segundo objeto más grande del cinturón, [[4 Vesta]], tiene la mitad del tamaño de Ceres. Se conocen en torno a 1.000 asteroides cuyo radio es mayor que 15 km, y se estima que el cinturón podría albergar cerca de medio millón de asteroides con radios mayores que 1,6 km.<ref name="Lang390">Lang 2003, p. 390.</ref>


=== Clasificación por composición ===
Los tamaños de los asteroides pueden determinarse de diversas maneras, sabiendo su distancia. Uno de los métodos es observando su tránsito aparente delante de una estrella, que sucede debido a la [[Movimientos de la Tierra#Movimiento de rotación|rotación terrestre]]. Cuando esto ocurre, la estrella es ocultada detrás del asteroide, y midiendo el tiempo que se prolonga dicha ocultación es posible hallar el diámetro del asteroide. Con este método se ha determinado con buena precisión los tamaños de los asteroides más grandes del cinturón, como [[1 Ceres]] o [[2 Palas]].<ref name="Lang390" />
{{AP|Tipo espectral (asteroides)}}

Otro método para estimar sus tamaños es medir su [[Magnitud aparente|brillo aparente]]. Cuanto más grande sea un asteroide, más luz solar reflejará debido a su mayor superficie. Sin embargo, el brillo aparente también depende del [[albedo]] característico del asteroide, y éste viene determinado por la composición del mismo. A modo de ejemplo, Vesta aparece algo más brillante en el cielo que Ceres, pues el albedo del primero es cuatro veces superior. No obstante, el albedo de los asteroides puede determinarse, ya que cuanto menor albedo posee un cuerpo, más radiación absorbe y por tanto más se calienta; este calor emite radiación en el [[infrarrojo]], y comparando la radiación infrarroja y la visible que llega a superficie terrestre puede determinarse el albedo, y por tanto calcular su tamaño. Con este método se puede incluso averiguar las irregularidades que presenta un determinado asteroide en el caso de que se encuentre en rotación. En ese caso, las irregularidades hacen que la superficie que se observa cambie, modificando también su brillo aparente de forma periódica.<ref>Lang 2003, pp. 390-391.</ref>

=== Composición ===
{{VT|Tipo espectral (asteroides)}}
[[Archivo:(253) mathilde.jpg|thumb|225px|[[253 Matilde]], un [[asteroide de tipo-C]] o carbonáceo.]]
La mayoría de los asteroides del cinturón se encuentran clasificados, según su composición, en tres categorías: [[Asteroide de tipo C|asteroides carbonáceos o tipo-C]], asteroides de [[silicato]]s o tipo-S, y asteroides [[metal|metálicos]] o tipo-M.<ref name="Lang391">Lang 2003, pp. 391-392.</ref> Existen otros tipos de asteroides, pero su población es muy escasa.

Existe una correlación importante entre la composición de los asteroides y su distancia al Sol. Los asteroides más cercanos suelen ser rocosos, compuestos por silicatos y exentos de agua, mientras que los más alejados son en su mayoría carbonáceos, compuestos por minerales [[arcilla|arcillosos]] y con presencia de agua. Por tanto, los asteroides más alejados son también los más oscuros, y los más cercanos reflejan mayor cantidad de radiación. Se cree que este hecho es consecuencia de las características de la [[nebulosa protosolar|nebulosa primitiva]] que dio origen al [[Sistema Solar]]. En las regiones más alejadas la temperatura era mucho menor, y por tanto el agua se podía condensar en los asteroides; todo lo contrario que en las regiones interiores, donde al tener mayor temperatura el agua probablemente se [[vapor (estado)|vaporizaría]].<ref name="Lang391" />

Los asteroides tipo-C o [[carbono|carbonáceos]] son los más abundantes en el cinturón, ya que componen el 75% del total. Reflejan muy poca luz ([[albedo]] entre 0,03 y 0,09<ref name="Blair2">Blair 2002, p. 2.</ref>) y por tanto son muy oscuros, y suelen presentar un tono ligeramente azulado. Estos asteroides absorben bastante radiación infrarroja debido a la presencia de agua retenida en su estructura. Por lo general se encuentran en las regiones exteriores del cinturón. El asteroide de mayor tamaño que pertenece inequívocamente al tipo-C es [[10 Higia]].<ref name="Lang391" />

[[Archivo:433eros.jpg|thumb|left|225px|[[433 Eros]], asteroide de tipo-S, compuesto por [[silicato]]s.]]
Los asteroides tipo-S, compuestos por [[silicato]]s, representan en torno al 15% del total. Están situados en la parte del cinturón más cercana al Sol. Exhiben un color ligeramente rojizo y tienen un [[albedo]] relativamente elevado (entre 0,10 y 0,22<ref name="Blair2" />). [[3 Juno]] constituye un buen ejemplo de este tipo.<ref name="Lang391" />

Los asteroides tipo-M, o [[metal|metálicos]], poseen cantidades importantes de [[hierro]] y [[níquel]]. Conforman aproximadamente el 10% del total de asteroides, y poseen un albedo similar a los de tipo-S (0,10 - 0,18<ref name="Blair2" />). Estos objetos pueden ser los núcleos metálicos de objetos anteriores de mayor tamaño, los cuales acabaron fragmentándose debido a colisiones. Se encuentran situados a mitad del cinturón de asteroides, en torno a 2,7 [[Unidad Astronómica|UA]] del Sol.<ref name="Lang391" /> Aunque no es común, se han registrado asteroides, como es el caso de [[22 Kalliope]], que presentan [[densidad]]es muy bajas para ser de tipo-M, lo cual implica que no están compuestos principalmente por metales y presentan altas [[porosidad]]es.<ref>{{cita publicación |autor= Margot, J. L.; Brown, M. E.|año= 2003|título= A Low-Density M-type Asteroid in the Main Belt|publicación= Science|volumen= 300|número= 5627|páginas= 1939-1942|url= http://adsabs.harvard.edu/abs/2003Sci...300.1939M|doi= 10.1126/science.1085844|fechaacceso= 10-12-2009}}</ref> Dentro de este tipo se engloban asteroides que no se ajustan a los tipos C y S, pues no todos los asteroides tipo-M están compuestos por materiales similares ni tienen el mismo albedo.<ref>{{cita publicación |autor= Mueller, M.; Harris, A. W.; Delbo, M.; MIRSI Team|año= 2005|título= 21 Lutetia and other M-types: Their sizes, albedos, and thermal properties from new IRTF measurements|publicación= American Astronomical Society|volumen= 37|páginas= 627|url= http://adsabs.harvard.edu/abs/2005DPS....37.0702M|fechaacceso= 10-12-2009}}</ref>

Una de las incógnitas del cinturón de asteroides es la relativa escasez de asteroides [[basalto|basálticos]], o de tipo-V.<ref name="Duffard2008">{{cita publicación |autor= Duffard, R. D.; Roig, F.|año= 2008|título= Two New Basaltic Asteroids in the Main Belt?|publicación= Asteroids, Comets, Meteors|url= http://adsabs.harvard.edu/abs/2008LPICo1405.8154D|fechaacceso= 10-12-2009}}</ref> Las teorías de formación de asteroides predicen que los objetos del tamaño de [[4 Vesta]] o mayores deberían formar [[corteza]] y [[manto]], los cuales estarían compuestos principalmente por roca basáltica. Las evidencias muestran, sin embargo, que el 99% del material basáltico predicho no se observa. Hasta el año [[2001]] se creía que la mayor parte de los objetos basálticos descubiertos en el cinturón se habían originado a partir de [[4 Vesta]]. Sin embargo, el descubrimiento de [[1459 Magnya]] reveló una composición química diferente a los asteroides basálticos conocidos anteriormente, lo cual sugiere que se originó de forma distinta.<ref name="Than2007">{{cita web |url= http://www.space.com/scienceastronomy/070821_basalt_asteroid.html|título= Strange Asteroids Baffle Scientists |fechaacceso= 10-12-2009|autor= Than, Ker|fecha= 2007|editor= Space.com|idioma= inglés}}</ref> Esta hipótesis se reforzó con el descubrimiento en [[2007]] de dos asteroides en la región exterior del cinturón. Se trata de [[7472 Kumakiri]] y [[(10537) 1991 RY16]], los cuales presentan composiciones basálticas diferentes. Estos dos asteroides son los únicos de tipo-V descubiertos [[2009|hasta la fecha]] en la región exterior del cinturón.<ref name="Duffard2008" />


<center>
<center>
{| {{tablabonita}}
{| {{tablabonita}}
|+'''Clasificación de los asteroides por composición'''
|+'''Clasificación de asteroides por Composición'''
|- bgcolor="#EDEDED"
|- bgcolor="#EDEDED"
!Tipo!!Composición!!Población!!Subclases !!
!Tipo!!Composición!!Población!!Subclases !!
Línea 142: Línea 134:
|rowspan=2| ||rowspan=2| ||rowspan=2| || U || Acondrita basáltica
|rowspan=2| ||rowspan=2| ||rowspan=2| || U || Acondrita basáltica
|-----------------
|-----------------
|R || Condrita ordinaria
|R || Condrita ordinaria
|-----------------
|-----------------
|S || Silicatos || 15% || ||
|M || Metálicos (Níquel-Hierro) || 8% || ||
|-----------------
|-----------------
|M || Metálicos (Níquel-Hierro) || 10% || ||
|S || Silicatos (Magnesio) || 17% || ||
|}
|}
</center>
</center>

== Órbitas ==
[[Archivo:Main belt e vs a.png|thumb|250px|Representación de la [[excentricidad]] de los asteroides respecto de su distancia al Sol. Los puntos rojos y azules forman el cinturón principal. Puede observarse que la excentricidad media se sitúa en torno a 0,15.]]
Los asteroides orbitan en el mismo sentido que los planetas, con períodos orbitales desde 3,5 hasta 6 años, generalmente. La excentricidad media de los asteroides se sitúa sobre 0,15, aunque algunos como [[1862 Apolo]] y [[944 Hidalgo]] poseen excentricidades muy elevadas (en torno a 0,6). Unos pocos asteroides poseen inclinaciones orbitales superiores a 25º, entre ellos el asteroide [[945 Barcelona]], descubierto por Josep Comas Solà en 1921, cuya inclinación es de 32,8º. El asteroide con la órbita más inclinada es [[1580 Betulia]], con 52º.<ref name="Mart138" />

=== Huecos de Kirkwood ===
{{AP|Huecos de Kirkwood}}
[[Archivo:Huecos de Kirkwood.svg|thumb|300px|Distribución de las distancias de las órbitas de los asteroides, donde se pueden observar los diferentes [[huecos de Kirkwood]] para las diferentes resonancias.]]
Al representar en una gráfica la distancia de los asteroides al Sol, pueden observarse regiones vacías donde no hay ninguno. Estos huecos coinciden con las órbitas donde existe [[resonancia orbital]] con Júpiter, es decir, donde el [[período orbital|período]] de la órbita está relacionado mediante una fracción simple con el período de Júpiter. Por ejemplo, cualquier asteroide situado a una distancia de 3,28 UA, tendría una resonancia 2:1 con Júpiter; cuando el asteroide completa dos vueltas alrededor del Sol, Júpiter completa una. Otras resonancias importantes son las correspondientes a 3:1, 5:2, y 7:3, a unas distancias de 2,5 UA, 2,82 UA, y 2,96 UA, respectivamente.<ref name="Britt353">Britt 2007, pp. 353-354.</ref> También existen otras resonancias secundarias, que no se encuentran vacías sino que el número de asteroides es menor, como la resonancia 8:3 (semieje mayor de 2,71 UA). El cinturón principal se puede dividir entonces en tres zonas diferenciadas separadas por estos huecos: Zona I (2,06-2,5 UA), Zona II (2,5-2,82 UA) y Zona III (2,82-3,28 UA).<ref>{{cita publicación |autor= Klacka, Jozef|año= 1992|título= Mass distribution in the asteroid belt|publicación= Earth, Moon, and Planets|volumen= 56|número= 1|páginas= 47-52|url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1992EM%26P...56...47K|doi= 10.1007/BF00054599|fechaacceso= 13-12-2009}}</ref>

Estos huecos vacíos reciben el nombre de su descubridor, [[Daniel Kirkwood]], quien los descubrió en el año [[1886]]. Cualquier asteroide situado en estas posiciones sería acelerado por Júpiter y su órbita se alargaría (aumenta la [[excentricidad]]), por lo que el [[perihelio]] de su órbita podría acercarse a la órbita de algún planeta y colisionar con él o con el Sol, o ser eyectado fuera del Sistema Solar. Al contrario que sucede con los huecos en los [[anillos de Saturno]], los huecos de Kirkwood no pueden ser observados directamente, ya que los asteroides poseen [[excentricidad]]es muy variadas y por tanto están contínuamente cruzando a través de ellos.<ref name="Britt353" />

Desde la formación del Sistema Solar, los planetas han sufrido variaciones en su órbita, y en concreto han ido modificando lentamente su distancia al Sol. La modificación de la órbita de Júpiter, y por tanto la alteración con el tiempo de la posición de los huecos de Kirkwood, podría explicar el escaso número de asteroides que albergan determinadas regiones del cinturón.<ref>{{cita publicación |autor= Liou, Jer-Chyi; Malhotra, Renu|año= 1997|título= Depletion of the Outer Asteroid Belt|publicación= Science|volumen= 275|número= 5298|páginas= 375-377|doi= 10.1126/science.275.5298.375|fechaacceso= 13-12-2009}}</ref>

=== Cambios en las órbitas ===
{{AP|Efecto Yarkovsky}}
Aunque las resonancias orbitales de los planetas son el modo más efectivo de modificar las órbitas de los asteroides, existen otros medios por los cuales esto sucede. Algunas evidencias, como el número de NEAs o [[meteorito]]s cerca de la Tierra, sugieren que las resonancias no son capaces por sí solas de producirlas.<ref name="Britt356">Britt 2007, p. 356.</ref>

En un primer momento se postuló que las colisiones aleatorias entre asteroides podrían provocar que cayeran dentro de los huecos de Kirkwood, y por tanto ser eyectados por las perturbaciones de los planetas. Sin embargo, los modelos computacionales han mostrado que los efectos que esto produce se encuentran varios órdenes de magnitud por debajo de lo observado. Por tanto, deben ser más importantes otros efectos.<ref name="Britt356" />

[[Archivo:YarkovskyEffect.svg|thumb|225px|Esquema del [[efecto Yarkovsky]], mostrando la asimetría de la emisión de radiación infrarroja en un asteroide.]]
[[Ivan Osipovich Yarkovsky|I.O. Yarkovsky]] propuso a finales del [[siglo XIX]] que la luz solar podría provocar alteraciones en las órbitas de los asteroides. Este efecto se conoce como [[efecto Yarkovsky]], y es posible debido a que la luz transporta [[momento lineal]]. La luz solar directa que llega al asteroide no modifica su órbita, ya que la luz le llega en la misma dirección que la fuerza de atracción gravitatoria del Sol, y a efectos prácticos es como si estuviera siendo atraído por un objeto ligeramente menos masivo que el Sol. La idea clave de Yarkovsky es que un asteroide posee temperaturas diferentes en su superficie según su orientación al Sol. Los cuerpos emiten [[radiación infrarroja]], tanto mayor cuanto a más temperatura se encuentren, y estos [[fotón|fotones]] emitidos le imprimen al asteroide una cantidad de movimiento en sentido contrario de hacia donde fueron radiados. De este modo, habrá una emisión asimétrica de fotones y el asteroide se moverá. Este efecto es mayor si existen diferencias de temperatura entre el [[afelio]] y el [[perihelio]] del asteroide.<ref name="Britt356" /> Mediante el efecto Yarkovsky se pueden determinar sus [[densidad]]es,<ref>{{cita publicación |autor= Chesley, Steven R.|año= 2003 |título= Direct Detection of the Yarkovsky Effect by Radar Ranging to Asteroid 6489 Golevka |publicación= Science|volumen= 302|número= 5651|páginas= 1739-1742|url= http://trs-new.jpl.nasa.gov/dspace/bitstream/2014/7900/1/03-2506.pdf|doi= 10.1126/science.1091452|fechaacceso= 12-12-2009}}</ref> y se pueden explicar determinadas características orbitales y morfológicas que poseen algunas familias de asteroides.<ref name="Bottke2001">{{cita publicación |autor= Bottke, William T. ''et al.''|año= 2001|título= Dynamical Spreading of Asteroid Families by the Yarkovsky Effect|publicación= Science|volumen= 294|número= 5547|páginas= 21693-1696|doi= 10.1126/science.1066760|fechaacceso= 14-12-2009}}</ref>

Algunos científicos desarrollaron una variación de los trabajos de Yarkovsky, denominada [[efecto YORP]]. Este efecto predice cambios en las rotaciones y velocidades de los asteroides debido al efecto Yarkovsky, y hasta ahora las observaciones realizadas concuerdan plenamente con las predicciones.<ref name="Britt356" />

== Objetos principales ==
=== Ceres ===
[[Archivo:Ceres Cutaway-es.svg|thumb|225px|Composición interna de [[1 Ceres]], de tipo-C (carbonáceo). Puede observarse la capa de [[hielo]] en su interior.]]
{{AP|Ceres (planeta enano)}}
[[1 Ceres]] es el cuerpo celeste más grande del cinturón, y el único clasificado como [[planeta enano]], desde la [[redefinición de planeta de 2006]].<ref name="IAU" /> Esta clasificación se debe a que su gravedad lo ha moldeado con una forma casi esférica (con un diámetro de 940 km aprox.), y por tanto se dice que posee [[equilibrio hidrostatico]]. Con anterioridad a 2006 era considerado el asteroide más grande, pero en la actualidad es el planeta enano más pequeño, ya que los otros objetos que comparten esa misma clasificación, como [[Plutón (planeta enano)|Plutón]] o [[Eris (planeta enano)|Eris]], son mayores.

Su [[magnitud absoluta]] es de 3,32, mayor que la de cualquier otro cuerpo del cinturón.<ref>{{cita publicación |autor= Parker, J.W. ''et al.''|año= 2002|título= Analysis of the First Disk-resolved Images of Ceres from Ultraviolet Observations with the Hubble Space Telescope|publicación= The Astronomical Journal|volumen= 123|número= 1|páginas= 549-557|doi= 10.1086/338093|fechaacceso= 15-12-2009}}</ref> Sin embargo, no deja de ser un cuerpo muy oscuro, ya que su [[albedo]] es de tan sólo un 5%. Su estructura interna está formada por un núcleo compuesto de [[silicato]]s, y una capa de agua en forma de hielo rodeada por una fina corteza. Una parte muy pequeña del hielo se convierte en [[vapor de agua]] debido a la radiación solar, lo que le confiere una tenue atmósfera. Su masa es casi un tercio de la del total de cinturón.<ref name="Norton2008">{{cita libro |autor= Norton, O. Richard; Chitwood, Lawrence A.|título= Field Guide to Meteors and Meteorites|url= http://books.google.es/books?id=OMgDhc8d7v4C&printsec=frontcover&source=gbs_navlinks_s|fechaacceso= 15-12-2009|fecha= 2008|editorial= Springer-Verlag|idioma= inglés|isbn= 978-1-84800-156-5|páginas= 23-43|capítulo= Meteorites: Fragments of Asteroids}}</ref> Orbita a una distancia de entre 2,5 y 3 UA, y su excentricidad es de sólo 0,08, por lo que su órbita es bastante circular.

=== Vesta ===
{{AP|(4) Vesta}}
[[4 Vesta]], descubierto por [[Heinrich Olbers|Olbers]] en 1807, es el segundo asteroide de mayor masa, el tercero en tamaño, y el más brillante de todos. Esto es debido a que posee un albedo del 42%, mayor incluso que el albedo de la Tierra (37%). Constituye el 9% de la masa total del cinturón, y su diámetro medio es de 530 km. Orbita a una distancia del Sol muy similar a la de Ceres. Vesta posee un núcleo metálico bastante denso (de hierro y níquel), un manto compuesto de [[olivino]], y una corteza muy fina de apenas unos kilómetros de grosor.

[[Archivo:Vesta elevation HST1996.jpg|thumb|200px|Imagen de la elevación en la superficie de [[4 Vesta]], donde puede observarse el enorme cráter de la colisión que formó los fragmentos de la [[familia Vesta]].]]
Vesta recibió el impacto de otro asteroide, dejando un enorme cráter sobre su superficie y enviando al cinturón multitud de fragmentos correpondientes al 1% de la masa del asteroide. De este modo se formó la [[familia Vesta]], de tipo-V (basálticos), pero actualmente sólo una pequeña parte de estos fragmentos continúa orbitando el cinturón, pues se cree que el resto fue disipado al alcanzar la resonancia 3:1 con Júpiter, en uno de los huecos de Kirkwood. Algunos meteoritos caídos sobre la Tierra tienen su origen en esta colisión.

=== Palas ===
{{AP|(2) Palas}}
[[(2) Palas]] es el segundo objeto de mayor tamaño del cinturón, aunque 4 Vesta es más masivo. Representa un 7% de la masa del cinturón y su albedo es del 12%, ya que es de tipo-C. Posee la órbita más excéntrica de los cuatro, con un valor de 0,23, lo cual hace que su distancia más cercana al Sol (2,1 UA) diste mucho de la más alejada (3,4 UA). También su [[inclinación orbital]] es superior, con 34º (las de los otros tres son menores que 10º). Se cree que un impacto sobre su superficie formó la [[familia Palas]], aunque el número de miembros es escaso.

En 1803, un año después de su descubrimiento y debido a su repercusión, [[William Wollaston]] bautizó a un nuevo elemento con el nombre de [[paladio (elemento)|paladio]].

=== Higia ===
{{AP|(10) Higia}}
[[10 Higia]] es el cuarto mayor objeto del cinturón de asteroides, con un diámetro medio de 431 km, aunque presenta una forma bastante alargada, y constituye un 3% de la masa total del cinturón. Fue descubierto por [[Annibale de Gasparis]] en [[1849]]. En cuanto a su composición, es un asteroide carbonáceo (tipo-C) con un albedo del 7%. Es el miembro principal de la [[familia Higia|familia homónima]] a la que da nombre. Se trata, de los cuatro, del asteroide más externo, cuyo [[afelio]] alcanza las 3,5 UA, y tarda 5,5 años en completar su órbita.

== Localización ==
[[Archivo:Cinturon 2.gif|thumb|250px|Diferentes regiones de asteroides: en azul el cinturón principal, en rojo los NEAs (cercanos a la Tierra), y en azul celeste los [[asteroides troyanos|troyanos]].]]
Aunque la mayor parte de los asteroides se encuentran en el cinturón principal, también existen otros grupos de asteroides. Se pueden diferenciar tres regiones de asteroides, según su distancia al Sol: <ref>Blair 2002, p. 3.</ref>
* Cinturón principal: se encuentra situado entre 2,06 y 3,65<ref>Lewis 2004, p. 386.</ref> [[Unidad Astronómica|UA]], en una región entre [[Marte (planeta)|Marte]] y [[Júpiter (planeta)|Júpiter]]. A su vez pueden clasificarse familias de asteroides, como [[Familia Hungaria|Hungaria]], [[Familia Hilda|Hilda]], [[Familia Eos|Eos]], [[Familia Themis|Themis]], [[Familia Cibeles|Cibeles]], [[Familia Koronis|Koronis]], entre otras.
* [[Objeto próximo a la Tierra|Asteroides próximos a la Tierra]] (o NEAs, del [[idioma inglés|inglés]] ''Near-Earth Asteroids''): son asteroides muy próximos a la órbita terrestre, situados a menos de 1,3 UA del Sol. Se pueden subdividir en tres grupos:
** [[Asteroides Atón]]: poseen [[semieje mayor|semiejes mayores]] menores que 1 UA, y [[afelio]]s mayores que 0,983 UA.
** [[Asteroides Apolo]]: poseen semiejes mayores más distantes que 1 UA, y [[perihelio]]s menores que 1,017 UA.
** [[Asteroides Amor]]: poseen perihelios entre 1,017 UA y 1,3 UA. El asteroide [[1036 Ganymed]] es el NEA descubierto de mayor tamaño.
* [[Asteroides troyanos|Troyanos]]: se encuentran situados cerca de los [[puntos de Lagrange]] de Júpiter (situados a 60º de la línea que une el Sol y Júpiter). Se conocen alrededor de 4.000.<ref name="IAU_troyanos">{{cita web |url= http://www.cfa.harvard.edu/iau/lists/Trojans.html|título= IAU Minor Planet Center|fechaacceso= 18-12-2009|autor= International Astronomical Union (IAU)}}</ref> En ocasiones también se clasifican dentro de este grupo algunos asteroides situados en los puntos de Lagrange de la Tierra, [[Venus (planeta)|Venus]], o Marte, como es el caso de [[5261 Eureka]]. Recibe este nombre debido al primer asteroide de este grupo descubierto, [[588 Aquiles]], [[Aquiles|héroe]] de la [[Guerra de Troya]].<ref name="Britt355">Britt 2007, p. 355.</ref>

=== Familias de asteroides ===
[[Archivo:Asteroid proper elements i vs e.png|thumb|250px|Gráfico que representa la [[inclinación orbital]] respecto de la [[excentricidad]]. Pueden observarse regiones donde existe una mayor acumulación de asteroides; se trata de las llamadas familias.]]
Cuando el número de asteroides descubiertos comenzó a ser elevado, los astrónomos observaron que algunos de ellos compartían ciertas características, como la [[excentricidad]] o la [[inclinación orbital]]. Así fue como el japonés [[Kiyotsugu Hirayama]] propuso en [[1918]] la existencia de cinco familias de asteroides, lista que con el paso del tiempo se ha ido dilatando.<ref name="Britt356" />

Aproximadamente un tercio de los asteroides del cinturón forma parte de una familia. Las familias poseen elementos orbitales y espectros similares, lo cual indica que tienen su origen en la fragmentación de un objeto más grande. Existen 20-30 asociaciones que con certeza pueden considerarse familias de asteroides, aunque hay muchas otras cuya denominación de familia no está tan clara. Las asociaciones con menos miembros que las familias se denominan cúmulos de asteroides.<ref>{{cita publicación |autor= Lemaitre, Anne|año= 2004|título= Asteroid family classification from very large catalogues|publicación= Proceedings of the International Astronomical Union|páginas= 135-144|url= http://adsabs.harvard.edu/abs/2005dpps.conf..135L|doi= 10.1017/S1743921304008592|fechaacceso= 13-12-2009}}</ref>

Algunas de las familias más importantes son (en orden de distancia): [[Familia Flora|Flora]], [[Familia Eunoma|Eunoma]], [[Familia Koronis|Koronis]], [[Familia Eos|Eos]], y [[Familia Themis|Themis]].<ref>{{cita web |url= http://ase.tufts.edu/cosmos/print_images.asp?id=15|título= Asteroids and meteorites|fechaacceso= 13-12-2009|autor= Lang, Kenneth R.|fecha= 2003|editor= NASA's Cosmos|idioma= inglés}}</ref> La familia Flora, una de las más numerosas, podría tener su origen en una colisión acontecida hace menos de mil millones de años.<ref>{{cita web |url= http://www.psrd.hawaii.edu/Mar04/fossilMeteorites.html|título= Tiny Traces of a Big Asteroid Breakup|fechaacceso= 13-12-2009|autor= Martel, Linda M.V.|fecha= 2004|editor= Planetary Science Research Discoveries|idioma= inglés}}</ref> El asteroide más grande que forma parte de una familia es [[4 Vesta]]. Se cree que la [[familia Vesta]] se originó debido a una colisión sufrida sobre su superficie. Como resultado de la misma colisión también se formaron los llamados [[Acondrita#HED|meteoritos HED]].<ref>{{cita publicación |autor= Drake, Michael J.|año= 2001|título= The eucrite/Vesta story|publicación= Meteoritics & Planetary Science|volumen = 36|número = 4|páginas= 501-513|url= http://adsabs.harvard.edu/abs/2001M%26PS...36..501D|fechaacceso= 13-12-2009}}</ref>

Se han encontrado tres bandas de polvo dentro del cinturón principal. Es posible que estén asociadas a las familias Eos, Koronis y Themis, debido a que sus órbitas son similares a las de estas bandas.<ref>{{cita publicación |autor= Love, Stanley G.; Brownlee, Donald E.|año= 1992|título= The IRAS dust band contribution to the interplanetary dust complex - Evidence seen at 60 and 100 microns|publicación= Astronomical Journal|volumen = 104|número = 6|páginas= 2236-2242|url= http://adsabs.harvard.edu/abs/1992AJ....104.2236L|doi = 10.1086/116399|fechaacceso= 13-12-2009}}</ref>

==== Periferia ====
Bordeando el límite interior del cinturón de asteroides se encuentra la [[familia Hungaria|familia de asteroides Hungaria]], entre 1,78 y 2,0 UA, y con semiejes mayores en torno a 1,9 UA. El asteroide que da nombre a esta familia compuesta por 52 asteroides conocidos es [[434 Hungaria]]. Esta agrupación de asteroides se encuentra separada del cinturón principal por el hueco de Kirkwood correspondiente a la resonancia 4:1, y sus miembros poseen [[inclinación orbital|inclinaciones]] muy elevadas. Algunos cruzan la órbita de [[Marte (planeta)|Marte]], cuyas perturbaciones gravitacionales son probablemente la causa más notable en la reducción de la población de este grupo.<ref name="Spratt1990" />

Otro grupo de asteroides con órbitas inclinadas en la parte interior del cinturón es la [[familia Focea]]. La gran mayoría de sus miembros son de tipo-S, a diferencia de la familia Hungaria posee algunos de tipo-E (con superficies de [[enstatita]]). La familia Focea orbita entre 2,25 UA y 2,5 UA del Sol.<ref>{{cita publicación |autor= Carvano, J. M. ''et al.''|año= 2001|título= Spectroscopic Survey of the Hungaria and Phocaea Dynamical Groups|publicación= Icarus|volumen= 149|número= 1|páginas= 172-189|url = http://adsabs.harvard.edu/abs/2001Icar..149..173C|doi= 10.1006/icar.2000.6512|fechaacceso= 13-12-2009}}</ref>

En el límite exterior del cinturón se encuentra la [[(65) Cibeles|familia Cibeles]], orbitando entre 3,3 y 3,5 UA, en la resonancia 7:4 con Júpiter. La [[familia Hilda]] orbita entre 3,5 y 4,2 UA, con órbitas bastante circulares y estables en la resonancia 3:2 de Júpiter. Más allá de 4,2 UA se encuentran muy pocos asteroides, hasta la órbita de Júpiter (5,2 UA), donde se encuentran los [[asteroides troyanos]]. Los troyanos pueden dividirse en dos grupos, según el punto de Lagrange de Júpiter que ocupen: los que se encuentran en el punto L<sub>4</sub> y los que se sitúan en el lado contrario L<sub>5</sub>.<ref>{{cita web |url= http://www.dtm.ciw.edu/users/sheppard/satellites/trojan.html|título= The Trojan Page|fechaacceso= 13-12-2009|autor= Sheppard, Scott|editor= Carniege Institution (Department of Terrestrial Magnetism)|idioma= inglés}}</ref> Se desconoce la razón de que el punto L<sub>4</sub> se encuentre mucho más poblado.<ref name="Britt355" />

==== Nuevas familias ====
Algunas familias se han formado recientemente, en tiempos astronómicos. El [[cúmulo Karin]] se formó hace 5,8 millones de años como consecuencia de una colisión sufrida por un asteroide de 16 km de radio.<ref>{{cita publicación |autor= Nesvorny, David ''et al.''|año= 2006|título= Karin cluster formation by asteroid impact |publicación= Icarus|volumen= 183|número= 2|páginas= 296-311|doi= 10.1016/j.icarus.2006.03.008|fechaacceso= 13-12-2009}}</ref> La [[familia Veritas]] se formó hace 8,7 millones de años;<ref>{{cita publicación |autor= Tsiganis, K.; Knežević, Z.; Varvoglis, H.|año= 2007|título= Reconstructing the orbital history of the Veritas family|publicación= Icarus|volumen= 186|número= 2|páginas= 484-497|doi= 10.1016/j.icarus.2006.09.017|fechaacceso= 13-12-2009}}</ref> entre las evidencias se incluye polvo interplanetario recogido de los sedimentos océanicos.<ref>{{cita publicación |autor= Farley, K.A.|año= 2009|título= Late Eocene and late Miocene cosmic dust events: Comet showers, asteroid collisions, or lunar impacts?|publicación= Geological Society of America Special Papers|volumen= 452|páginas= 27-35|url = http://books.google.com/books?id=dKVyllEMmGcC&lpg=PA27&ots=7A8UTCC7N4&dq=veritas%20ocean%20sediments&lr=&pg=PA27#v=onepage&q=&f=false|doi= 10.1130/2009.2452(03)|fechaacceso= 13-12-2009}}</ref>

Algo más antiguo es el [[1270 Datura|cúmulo Datura]], que se formó hace 450 millones de años a partir de un asteroide del cinturón principal. La estimación de su antigüedad está basada en la probabilidad estadística de que sus miembros tengan las órbitas actuales, y no en evidencias físicas sólidas. Se cree que el cúmulo Datura podría haber sido una fuente de polvo y material zodiacal.<ref>{{cita publicación |autor= Nesvorný, D.; Vokrouhlický, D.; Bottke, W.F.|año= 2006|título= The Breakup of a Main-Belt Asteroid 450 Thousand Years Ago|publicación= Science|volumen= 312|número= 5779|páginas= 1490|doi= 10.1126/science.1126175|fechaacceso= 13-12-2009}}</ref> Otras formaciones recientes, como el [[4652 Iannini|cúmulo Iannini]] (hace ''circa'' 5 millones de años) o el [[1521 Seinäjoki|cúmulo Seinäjoki]], también podrían haber contribuido a la formación de este polvo.<ref>{{cita publicación |autor= Nesvorný, D.; Bottke, W.F.; Levison, H.F.; Dones, L.|año= 2003|título= Recent Origin of the Solar System Dust Bands|publicación= The Astrophysical Journal|volumen= 591|páginas= 486-497|doi= 10.1086/374807|fechaacceso= 13-12-2009}}</ref>

== Colisiones ==
[[Archivo:Zodiakallicht.jpg|thumb|left|150px|[[Luz zodiacal]], creada en parte por polvo originado en colisiones entre asteroides.]]
Debido a la elevada población del cinturón principal las colisiones entre asteroides suceden de manera frecuente, en escalas de tiempo astronómicas. Se estima que cada 10 millones de años se produce una colisión entre asteroides cuyos radios exceden de los 10 km.<ref>{{cita web |url= http://astrobiology.arc.nasa.gov/workshops/zodiac/backman/IIIb.html|título= Fluctuations in the General Zodiacal Cloud Density (Backman report)|fechaacceso= 14-12-2009|autor= Backman, D.E.|fecha= 1998|editor= NASA|idioma= inglés}}</ref> Las colisiones en ocasiones provocan la fragmentación del asteroide en objetos más pequeños, formando una nueva familia de asteroides. También puede ocurrir que dos asteroides colisionen a velocidades muy bajas, en cuyo caso quedan unidos. Debido a estos procesos de colisión, los objetos que formaron el cinturón de asteroides primitivo apenas guardan relación con los actuales.

[[Archivo:Tycho crater on the Moon.jpg|thumb|150px|[[Tycho (cráter lunar)|Tycho]], un cráter lunar originado por un meteorito del cinturón de asteroides.]]
Además de asteroides, el cinturón también contiene bandas de polvo formados de partículas con radios de unos pocos cientos de [[Micrómetro (unidad de longitud)|micrómetro]]s. Este material se produce, al menos en parte, por colisiones entre asteroides, y por el impacto de micrometeoritos en los asteroides. Además, el [[efecto Poynting-Robertson]] provoca que debido a la [[radiación solar]] este polvo gire lentamente en espiral hacia del Sol.<ref name="Reach1992">{{cita publicación |autor= Reach, William T.|año= 1992|título= Zodiacal emission. III - Dust near the asteroid belt|publicación= Astrophysical Journal|volumen= 392|número= 1|páginas= 289-299|doi= 10.1086/171428|fechaacceso= 14-12-2009}}</ref>

La combinación de este polvo con el material eyectado de los [[cometa]]s produce la [[luz zodiacal]]. El brillo que produce, aunque débil, puede observarse por la noche en dirección hacia el Sol a lo largo de la [[eclíptica]]. Las partículas que producen la luz zodiacal visible presentan de media radios de 40 micrómetros. El tiempo de vida característico de estas partículas es del orden de 700.000 años. Por lo tanto, para mantener las bandas de polvo deben crearse nuevas partículas a un ritmo constante en el cinturón de asteroides.<ref name="Reach1992" />

=== Meteoritos ===
Los escombros que se originan en las colisiones pueden formar [[meteoroide]]s que finalmente alcancen la [[atmósfera terrestre]]. Un porcentaje mayor que el 99,8% de los 30.000 [[meteorito]]s hallados hasta la fecha en la Tierra se cree que se ha originado en el cinturón de asteroides. En septiembre de 2007 se publicó un estudio que sugería que el asteroide [[298 Baptistina]] sufrió una colisión que provocó el envío de una cantidad considerable de fragmentos al interior del Sistema Solar. Se cree que los impactos de estos fragmentos crearon los cráteres [[Tycho (cráter lunar)|Tycho]] y [[Cráter de Chicxulub|Chicxulub]], situados en la [[Luna]] y en [[México]] repectivamente, y éste último pudo provocar la [[Extinción masiva del Cretácico-Terciario|extinción de los dinosaurios]] hace 65 millones de años.<ref>{{cita web |url= http://www.physorg.com/news108218928.html|título= Breakup event in the main asteroid belt likely caused dinosaur extinction 65 million years ago|fechaacceso= 14-12-2009|autor = Southwest Research Institute|fecha= 2007|editor= Physorg.com|idioma= inglés}}</ref>

== Exploración ==
[[Archivo:Dawn Flight Configuration 2.jpg|thumb|275px|Representación artística de la nave espacial de la [[misión Dawn]], con [[4 Vesta|Vesta]] a la izquierda y [[1 Ceres|Ceres]] a la derecha.]]
La primera [[nave espacial]] que atravesó el cinturón de asteroides fue [[Pioneer 10]], el [[16 de julio]] de [[1972]]. Por aquel entonces existía cierta preocupación sobre si los escombros que allí había supondrían un peligro para la nave, pero hasta ahora han atravesado el cinturón sin incidentes una decena de naves distintas. Las sondas [[Pioneer 11]], [[Programa Voyager|Voyager 1 y 2]], y [[Ulysses (sonda)|Ulysses]], pasaron por el cinturón sin tomar imágenes. La [[Galileo (misión espacial)|misión Galileo]] tomó imágenes de [[951 Gaspra]] en 1991 y de [[243 Ida]] (y su satélite [[Dactyl]]) en 1993, [[NEAR Shoemaker]] de [[253 Matilde]] en 1997 y [[433 Eros]] en 2000, [[Cassini-Huygens]] de [[2685 Masursky]] en 2000, [[Stardust (sonda espacial)|Stardust]] de [[5535 Annefrank]] en 2002, y [[New Horizons]] de [[132524 APL]] en 2006. <ref name="Spacecraft">{{cita web |url= http://solarsystem.nasa.gov/missions/profile.cfm?Sort=Target&Target=Asteroids&Era=Past|título= Missions to Asteroids|fechaacceso= 13-12-2009|autor= NASA|fecha= 2009|idioma= inglés}}</ref>

La misión [[Sonda Hayabusa|Hayabusa]], cuyo regreso a la Tierra está programado para enero de 2010, fotografió y aterrizó sobre la superficie de [[25143 Itokawa]] en 2005, durante dos meses. La [[misión Dawn]] fue lanzada en 2007, y se espera que orbite alrededor de Vesta y Ceres en 2011 y 2015, respectivamente. La misión [[Wide-Field Infrared Survey Explorer|WISE]] será lanzada el 14 de diciembre de 2009 y buscará mediante detección de radiación infrarroja todos los asteroides cuyo diámetro sea mayor a 3 km. El lanzamiento de otra misión, [[OSIRIS]], está previsto que tenga lugar en 2015, y trerá a la Tierra muestras de material de la superficie de un asteroide.<ref name="Spacecraft" />

La mayoría de las fotografías tomadas de los asteroides fueron realizadas durante el breve paso por el cinturón de las sondas espaciales que se dirigían hacia otros objetivos, a excepción del NEAR y de la sonda Hayabusa, que exploraron determinados asteroides cercanos (NEAs). Solamente la misión Down tiene como objetivo primario el estudio de objetos del cinturón principal de asteroides, y si éstos se cumplen con éxito es posible que se desarrolle una extensión de la misión que permita exploraciones adicionales.<ref>{{cita web |url= http://dawn.jpl.nasa.gov/|título= Dawn Mission Home Page|fechaacceso= 13-12-2009|autor= JPL-NASA|fecha= 2009|idioma= inglés}}</ref>

=== Fuente futura de recursos ===
Los asteroides son los cuerpos más accesibles del Sistema Solar. Se ha sugerido que en un futuro su material podría ser aprovechable, en concreto los asteroides cercanos a la Tierra (NEAs). Los materiales más importantes económicamente son: [[agua]] (los poseen los asteroides tipo-C, generalmente en forma de hielo) y diversos [[metal]]es, como [[hierro]], [[níquel]], [[cobalto]], o [[platino]] (tipos S y M). Estos componentes podrían ser suficientes para desarrollar las estructuras necesarias en futuras exploraciones espaciales. Ya se ha especulado con los métodos para hacerlo y con los costes económicos implicados, y se cree que en un futuro por cada tonelada de metal empleado podrán obtenerse alrededor de 1 000 toneladas.<ref>Lewis 2004, p. 416.</ref><ref>Lang 2003, p. 392.</ref>


== Véase también ==
== Véase también ==
* [[Anexo:Asteroides|Lista de asteroides]]
* [[Anexo:Asteroides|Lista de asteroides]]
* [[Asteroide]]
* [[Asteroide troyano]]
* [[Asteroides Atón]]
* [[Asteroides Amor]]
* [[Asteroides Apolo]]
* [[Cinturón de Kuiper]]
* [[Cinturón de Kuiper]]
* [[Disco disperso]]
* [[Nube de Oort]]
* [[Nube de Oort]]

== Referencias ==
{{listaref|2}}

=== Bibliografía utilizada ===
* {{cita libro |autor= Blair, Edward C.|título= Asteroids: overview, abstracts, and bibliography|url= http://books.google.es/books?id=oa289IxCvAAC&printsec=frontcover&source=gbs_navlinks_s|fecha= 2002|editorial= Nova Publishers|idioma= inglés|isbn= 978-1590334829}}
* {{cita libro |autor= Britt, Daniel T.; Colsolmagno, Guy; Lebofsky, Larry|editor= McFadden, L.A.; Weissman, P.R.; Johnson, T.V.|título= Encyclopedia of the solar system|url= http://books.google.es/books?id=G7UtYkLQoYoC&lpg=PA351&dq=asteroids%20number&lr=&as_brr=3&pg=PA349#v=onepage&q=asteroids%20number&f=false|fechaacceso= 07-12-2009|edición= 2ª|fecha= 2007|editorial= Academic Press|idioma= inglés |isbn= 978-0120885893|capítulo= Main-Belt Asteroids}}
* {{cita libro |autor = Kovács, József|editor= Balázs, L.G. ''et al.''|título= The European scientist: symposium on the era and work of Franz Xaver von Zach (1754-1832)|url= http://books.google.com/books?id=zy9Q82g8BYgC&printsec=frontcover&hl=es&source=gbs_navlinks_s|volumen= 24, Acta Historica Astronomiae|fecha= 2004|editorial= Harri Deutsch Verlag|idioma= inglés|isbn= 978-3817117482|capítulo = The discovery of the first minor planets|urlcapítulo = http://books.google.com/books?id=zy9Q82g8BYgC&pg=PA70&hl=es&source=gbs_toc_r&cad=4}}
* {{cita libro |autor= Lang, Kenneth R.|título= The Cambridge Guide to the Solar System|fecha= 2003|editorial= Cambridge University Press|isbn = 978-0521813068|idioma = inglés|capítulo = 13. Asteroids and meteorits |urlcapítulo = http://books.google.es/books?id=RdCUsMy3l7EC&pg=PA384&dq=asteroid+belt+formation&lr=&as_drrb_is=q&as_minm_is=0&as_miny_is=&as_maxm_is=0&as_maxy_is=&as_brr=3&source=gbs_toc_r&cad=9}}
* {{cita libro |autor= Lewis, John S.|título= Physics and chemistry of the solar system|url= http://books.google.es/books?id=uY79k7Nx-egC&printsec=frontcover&source=gbs_navlinks_s|edición= 2ª|fecha= 2004|editorial= Academic Press|idioma= inglés|isbn= 978-0124467446|capítulo = Meteorites and Asteroids |urlcapítulo = http://books.google.es/books?id=uY79k7Nx-egC&pg=PA350&dq=asteroid+belt&lr=&as_drrb_is=b&as_minm_is=0&as_miny_is=2000&as_maxm_is=0&as_maxy_is=&as_brr=3&source=gbs_toc_r&cad=9}}
* {{cita libro |autor= Martínez, V.J.; Miralles, J.A.; Marco, E.; Galadí-Enríquez, D.|título= Astronomía fundamental|fecha= 2005|url = http://books.google.com/books?id=n6VvcTAODNQC&printsec=frontcover&client=firefox-a&source=gbs_navlinks_s|editorial= Universitat de Valencia|isbn = 978-84-370-6104-7|edición = 1ª|idioma = español}}
* {{cita libro |autor = Marvin, Ursula B.|editor= McCall, G.J.H. ''et al.''|título= The history of meteoritics and key meteorite collections: fireballs, falls and finds|url= http://books.google.es/books?id=7SvtVoa1W-cC&printsec=frontcover&client=firefox-a&source=gbs_navlinks_s|fecha= 2006 |editorial= Geological Society|idioma= inglés|isbn= 978-1862391949 |capítulo = Meteorites in history: an overview from the Renaissance to the 20th century |urlcapítulo = http://books.google.es/books?id=7SvtVoa1W-cC&pg=PA15&client=firefox-a&source=gbs_toc_r&cad=5}}

== Bibliografía adicional ==
* {{cita libro |autor= Gibilisco, Stan|título= Cometas, meteoros y asteroides: cómo afectan a la Tierra|fecha= 1991|editorial= McGraw-Hill / Interamericana de España, S.A.|isbn = 978-84-7615-727-5|edición = 1ª}}


== Enlaces externos ==
== Enlaces externos ==
{{commonscat|Asteroids|Asteroides}}
{{commonscat|Asteroids|Asteroides}}
* [http://www.tayabeixo.org/sist_solar/asteroides/asteroides.htm www.tayabeixo.org/sist_solar/asteroides Cinturón de asteroides]
* {{cita web |url= http://personales.ya.com/casanchi/ast/asteroides01.pdf|título= El complejo cinturón de asteroides|fecha= 2008|autor = López de Lacalle, Silbia|editorial= Revista ''Información y Actualidad Astronómica'', Nº 24|idioma= español|formato = pdf}}
* {{cita web |url= http://www.elmundo.es/elmundo/2009/05/25/ciencia/1243266873.html|título= 1801. El descubrimiento de los 'planetas' diminutos|autor= Bachiller, Rafael|fecha= 2009|editor= elmundo.es|idioma= español}}
* {{cita web |url= http://www.tayabeixo.org/sist_solar/asteroides/asteroides.htm|título= Asteroides|fecha= 2009|editor= ALDA|idioma= español}}



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Imagen esquemática de los asteroides troyanos delante y detrás de Júpiter a lo largo de su camino orbital. También se muestra el cinturón principal de asteroides entre las órbitas de Marte y Júpiter.

Se denomina cinturón de asteroides a la zona del Sistema Solar situada entre Marte y Júpiter en la que se encuentran gran cantidad de asteroides, aunque es una visión simplificada del Sistema Solar. En esta amplia zona se mezclan todos los asteroides del cinturón principal de asteroides, formado por asteroides que siempre orbitan entre Marte y Júpiter, y parte de los asteroides del cinturón secundario de asteroides, en particular los asteroides que orbitan cruzando la órbita de la Tierra.

El cinturón de asteroides comenzó a conocerse cuando Giuseppe Piazzi descubrió al planeta enano Ceres, el 1 de enero de 1801. Se encuentra ocupando una banda entre las 2 y 4 Unidades Astronómicas (1 UA= 149,6 millones de kilómetros) del Sol, pero adquiriendo mayor concentración de objetos entre los 2,1 y 3,3 UA.

Descripción

En el universo es posible encontrar varios tipos de cuerpos. Unos tienen luz propia y otros no. Entre todos ellos se pueden destacar el Sol, los planetas, los planetas enanos, los satélites y los asteroides.

Los asteroides son cuerpos rocosos que vagan por el Sistema Solar. De momento se conocen más de 40.000 asteroides con un diámetro de más de 800 metros. Sólo los más grandes tienen una forma esférica; la gran mayoría son mucho más pequeños e irregulares, presentando abundantes fracturas estructurales e incluso pudiéndose considerar en ocasiones como cuerpos compuestos, como es el caso de (4179) Tutatis, aunque no es miembro del cinturón de asteroides. En su conjunto, forman un anillo alrededor del Sol. Sus órbitas están caracterizadas por una gran excentricidad y una fuerte inclinación sobre la eclíptica. Ningún asteroide de los conocidos tiene movimiento retrógrado y sus densidades medias se encuentran entre los 2,7 y 3,3 g/cm3 (agua=1g/cm3). La masa de todos no supera la masa de nuestro satélite natural, la Luna.

El mayor cuerpo situado en este cinturón es Ceres, que mide 950 km de diámetro. Aunque fue el primer cuerpo del grupo en ser descubierto debido a su mayor tamaño, ha dejado de ser considerado asteroide para pasar a la nueva categoría de planeta enano, ya que, además de gozar de una forma esferoide, Ceres tiene un denso núcleo dentro de un manto, que a su vez, está rodeado por un armazón externo similar al resto de los planetas interiores rocosos.

Imagen de Ceres desde el telescopio Hubble
Imagen de Vesta desde el telescopio Hubble
Comparación entre Vesta, Ceres y la Luna
Imagen obtenida por el Radiotelescopio de Arecibo en Mayo del 2000 de Kleopatra
Archivo:216 Kleopatra.gif
Detalle de imagen de Kleopatra obtenida por el Radiotelescopio de Arecibo en Mayo del 2000
Archivo:Asteroide 1999jm8 imagen radar arecibo.jpg
Imagen del asteroide 1999 JM8, lograda con el radiotelescopio de Arecibo, Puerto Rico
Archivo:Asteroide 1999jm8 imagen radar arecibo2.jpg
Detalle de imagen del asteroide 1999 JM8, lograda con el radiotelescopio de Arecibo, Puerto Rico

Distribución

Los siguientes gráficos muestran la distribución de los asteroides existentes dentro del radio de órbita de Júpiter. También representan en el centro la disposición del Sol y las órbitas que alrededor de este realizan los planetas Tierra, Marte y Júpiter.

Distribución de los asteroides del Cinturón de asteroides
Archivo:Cinturon 1.gif Vista de perfil
Archivo:Cinturon 2.gif Vista desde arriba

A primera vista se aprecia un conglomerado denso de asteroides representados en azul que ocupan una banda situada entre las 2 y 4 Unidades Astronómicas, situadas entre Marte y Júpiter. Este es el conocido como cinturón principal de asteroides. Los asteroides que componen el cinturón principal de asteroides reciben la denominación genérica de Cisjovianos (de este lado de Júpiter).

Asimismo, se aprecia otro segundo conjunto de asteroides representados en rojo, que están situados preferencialmente alrededor de la órbita de la Tierra y que forman el cinturón de asteroides identificados como NEA (Near-Earth Asteroids, "asteroides cercanos a la Tierra"). En este conjunto se diferencian claramente los que se disponen permanentemente en órbitas inferiores a Marte y los que, disponiendo de trayectorias elípticas descentradas, atraviesan la órbita de la Tierra y en algún caso de Marte, con lo que eventualmente se sitúan en parte de su trayectoria superpuestos a los asteroides del cinturón principal de asteroides. Este es el conocido como cinturón secundario de asteroides. Algunos de estos asteroides en rojo reciben la denominación de NEOs (Near-Earth Objects, "Objetos Cercanos a la Tierra").

En verde se representan los asteroides conocidos como asteroide troyanos, que en su mayoría acompañan a Júpiter en su movimiento de traslación. La gran parte de los asteroides troyanos se ubican 60° por delante y detrás del eje que úne el planeta Júpiter con el Sol, en los conocidos puntos de Lagrange L4 Y L5 de la relación Sol-Júpiter.

Adicionalmente cabría situar los Hildas, o asteroides que acompañan a Júpiter en órbita resonante, al otro lado del Sol.

Clasificación

Los asteroides del cinturón pueden clasificarse por tamaño, distribución dentro del cinturón y su espectro o composición.

Clasificación por tamaño

En este cinturón existen miles de asteroides, pero la gran mayoría no excede los 10 km de tamaño (sólo 110 sobrepasan los 100 km de diámetro y 26 son mayores de 200 km). Se estiman en más de un millón los asteroides con diámetro cercano al kilómetro de tamaño.

Clasificación de asteroides por Tamaño
Ceres Pallas Vesta Hygiea Davida Juno Kleopatra
959 km 538 km 470 km 414 km 318 km 267 km el tercer asteroide en descubrirse (Karl Harding, en 1804) 217 km de largo por 94 de ancho

Clasificación por distribución

Dependiendo de su composición y distribución en el espacio, los asteroides han sido clasificados en familias. Según disposición los asteroides se clasifican en:

Clasificación de asteroides por Disposición
Zona Familia Población Distancia (AU)
AAA Asteroides Apolo (Apolo-Amors-Atens) 36 1,8
HU Hungarias 30 1,9
FL Familia Flora 421 2,23
MC Orbita Marte 29 2,28
PH Phocaeas 62 2,36
I Cinturón Principal 316 2,39
NY Nysas 44 2,45
PAL Familia Palas 4 2,75
II Cinturón Principal 763 2,76
KOR Koronis 86 2,87
EOS Eos 144 3,02
III Cinturón Principal 669 3,14
THE Themis 165 3,145
CYB Cybeles 51 3,43
HIL Hildas 34 3,95
T Troyanos 35 5,2

Estas denominaciones de familias y zonas adoptan el nombre del primer asteroide descubierto con esas características.

Cinturón principal de asteroides

En cinturón de asteroides se encuentra dividido en tres partes con distribuciones importantes en 2,39; 2,76 y 3,14 UA. Esto es así debido a que los asteroides no se distribuyen uniformemente con la distancia al Sol.

A determinadas distancias que se corresponden con periodos de revolución que forman una relación sencilla con el periodo de Júpiter hay una drástica reducción de asteroides, lo que se conoce como Huecos de Kirkwood y está en estrecha relación con la resonancia orbital con Júpiter. La causa es la influencia de la marea gravitatoria de Júpiter repetida periódicamente sobre los asteroides del cinturón, que les obliga a salir de determinadas relaciones simples de periodo de revolución.

Hay varias teorías sobre su origen. La más aceptada estima que se trata de restos del disco protoplanetario que, debido a la influencia gravitatoria de Júpiter en esta zona, nunca llegaron a formar un planeta. Otra teoría (propuesta por Heinrich Olbers en el siglo XIX, pero sin gran aceptación actual) propone un origen relacionado con la desintegración de un antiguo planeta hace miles de años. El científico ruso Yevgeny Leonidovich Krinov sugeriría el nombre de Faetón para tal astro hipotético. En la mitología griega, Faetón[1] era el hijo del dios Helios, el Sol. Un día, a pesar de las órdenes de su padre, tomó el carro de Helios, con el que éste recorría el cielo, pero lo condujo tan imprudentemente que perdió el control, cayendo hacia la Tierra. Para evitar que provocara una tragedia los dioses decidieron destruirlo y de ahí surgió la idea para el nombre de ese décimo planeta.

Cinturón secundario de asteroides

Artículo principal: Asteroide Apolo

La zona identificada con las siglas AAA (asteroides del tipo Atens-Apollo-Amors), corresponden con los asteroides identificados como NEA (Near-Earth Asteroids; asteroides Cercanos a la Tierra). Los NEA, por el contrario, se clasifican en:

  • Asteroides Atón (Atens): asteroides cuyas órbitas se encuentran contenidas por la órbita de la Tierra.
  • Asteroides Amor (Amors): asteroides cuyas órbitas se encuentran contenidas entre las órbitas de la Tierra y Marte, pero más cercanos a la Tierra.
  • Asteroides Apolo (Apolos): asteroides que cruzan la órbita de la Tierra, pudiendo llegar hasta zonas exteriores de la órbita de Marte.

Otros cinturones de asteroides y similares

Existen otras concentraciones de asteroides en el Sistema Solar; se destacan el Cinturón de Kuiper y los asteroides Troyanos.

Clasificación por composición

Artículo principal: Tipo espectral (asteroides)
Clasificación de asteroides por Composición
Tipo Composición Población Subclases
C Condrita carbonácea 75% E Acondrita enstática
U Acondrita basáltica
R Condrita ordinaria
M Metálicos (Níquel-Hierro) 8%
S Silicatos (Magnesio) 17%

Véase también

Enlaces externos

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