INTRODUCCIÓN
Con excepción de los meteoritos lunares y marcianos y una probable contribución cometaria, más del 99% de los meteoritos son de naturaleza asteroidal. Esto es de esperarse dada la cercanía del Cinturón Principal a la Tierra con toda su diversidad de fuentes meteoríticas potenciales, además del sistema de asteroides que cruzan la órbita terrestre. Lo mismo se puede deducir de las órbitas bien determinadas de algunas piezas meteoríticas recuperadas así como de las órbitas de los meteoroides detectados ópticamente en la atmósfera terrestre cuyas propiedades físicas estadísticamente determinadas son típicas de meteoritos de origen asteroidal; Además de lo anterior, los estudios espectroscópicos y fotométricos de los asteroides muestran que éstos, al igual que los meteoritos, van de los cuerpos muy primitivos en la parte externa del Cinturón hasta los ígneos en la parte más interna del mismo.
Los asteroides son cuerpos fundamentalmente rocosos o metálicos de menos de 1000 kilómetros de diámetro por lo que se les considera cuerpos menores. Los asteroides se mueven en torno al Sol en órbitas interiores a la de Neptuno y están constituidos por material remanente de la formación del Sistema Solar. Visualmente, los asteroides presentan una apariencia estelar, lo cual los distingue de los cometas ya que estos últimos se caracterizan por la presencia de una coma cuando se aproximan al Sol. En su mayoría los asteroides son fragmentos resultantes de colisiones entre asteroides de mayor tamaño o de impactismo en estos últimos, lo cual ha tenido lugar a lo largo de la evolución dinámica del Cinturón Principal.
La distribución de los asteroides no es homogénea dentro del espacio en el que tienen presencia. La mayor parte de ellos está concentrada en el espacio entre las órbitas de Marte y Júpiter, en lo que se conoce como el Cinturón Principal. Otras poblaciones asteroidales residen parcialmente en el Cinturón y parcialmente fuera de él; algunos objetos asteroidales residen definitivamente fuera del Cinturón.
Los asteroides se clasifican de acuerdo con su albedo y su espectro óptico e infrarrojo cercano, pues estas propiedades evidencian la composición química de su superficie. la clasificación de mayor aceptación es la de Tholen, la cual fue desarrollada a partir de espectros de banda ancha (0,31 µm y 1,06 µm) obtenidos durante el Muestreo Asteroidal de 8 Colores (Eight-Color Asteroid Survey, ECAS) en la década de los 80's, en combinación con mediciones de albedos. La formulación original se basó en 978 asteroides. Este esquema incluye 14 tipos en que la mayoría de los asteroides cae en una de tres grandes categorías, y el resto, en alguna de las otras 11 categorías minoritarias.
Tipos de asteroides, albedos típicos y mineralogía probable
| Tipo Espectral | Albedo típico | Mineralogía probable |
| A | 0.055 - 0.255 | Olivino |
| D, P, T | 0.03 - 0.06 | Carbón, Orgánicos, Silicatos |
| C, B, F, G | 0.03 - 0.1 | Carbón, Orgánicos, Silicatos hidratados |
| M | 0.1 - 0.2 | Metales, Enstatita |
| S | 0.1 - 0.3 | Silicatos, Metales |
| Q | 0.2 - 0.5 | Silicatos, Metales |
| V | 0.2 - 0.5 | Silicatos (Piroxeno y Feldespato) |
| E | 0.3 - 0.6 | Enstatita y Silicatos pobres de Hierro |
| X | 0.3 - 0.6 | Desconocida |
Tipo A. Este es un tipo raro del cual conocemos pocos asteroides. Son de color rojo y muy brillantes, con albedos que van de 0.13 a 0.35. Se cree que provienen del manto de asteroides completamente diferenciados. Sus espectros indican que estos asteroides contienen grandes concentraciones de olivino. Un ejemplo claro de este tipo es 246 Asporina.
Tipo B. Es un subgrupo de los asteroides tipo C. Se distinguen de éstos por sus absorciones en el ultravioleta. Son obscuros, con albedo comprendido entre 0.04 y 0.08 y representan la mayor parte de los asteroides correspondientes a la clase C; están relacionados con las condritas carbonáceas. El asteroide más conocido de esta clase es 2 Palas.
Tipo C. Representa aproximadamente el 75% del total de asteroides y, por lo tanto, son los más numerosos. Sus superficies son oscuras ya que su albedo es bajo, entre 0.03 y 0.09. probablemente contienen grandes concentraciones de carbono y sustancias orgánicas como los hidrocarburos y algunos silicatos. Algunos de estos asteroides están hidratados. Este tipo de asteroides se divide en tres grupos que son las clases B, F y G; es la clase dominante en el centro y a parte externa del Cinturón de Asteroides y están relacionados con los meteoritos conocidos como condritas carbonáceas; 235 Mathilde es uno de éstos.
Tipo D. Son aproximadamente el 4% del total de asteroides. Son rojizos y muy oscuros, con albedos entre 0.02 y 0.05. Se cree que están constituidos por concentraciones de carbono y silicatos orgánicos, es posible que también estén hidratados. Se observan ocasionalmente en el centro del Cinturón, aunque se localiza en la parte externa de éste, más allá de 3.3 UA;se les asocia con las condritas carbonáceas. El asteroide más conocido de este tipo es 624 Hektor.
Tipo E. Un tipo raro de asteroide que es ligeramente rojo y extremadamente brillante, con albedo comprendido entre 0.25 y 0.60, siendo los asteroides más brillantes de todos. Se concentran en la parte interior del Cinturón y se relacionan con los meteoritos conocidos como condritas de enstatita. Su composición es similar a la de los grupos M y Pero difieren de éstos en su albedo; aparentemente están formados por hierro metálico, níquel y bajas concentraciones de cobalto. Debido a su alto albedo se supone que están formados de enstatita, sin embargo, la enstatita es de origen ígneo y algunos asteroides del tipo E no muestran signos de una historia ígnea en su superficie. El asteroide más importante de este tipo es 44 Nysa.
Tipo F. Es un subgrupo de los asteroides tipo C. Estos son oscuros, con albedo entre 0.03 y 0.07 y se diferencian de las demás subcategorías de la clase C debido a la débil absorción de radiación ultravioleta en su espectro. Carecen de la banda de absorción de agua en 3 µm. Sin embargo, se cree que alguna vez hubo hidratación en superficie. Estos asteroides están relacionados con los meteoritos conocidos como condritas carbonáceas, compuestos principalmente de carbono.
Tipo G. Es un subgrupo de los asteroides tipo C. Son oscuros con albedo comprendido entre 0.05 y 0.09 y se diferencian de estos debido a la gran absorción ultravioleta observada en su espectro. Se componen principalmente de carbono y están relacionados con los meteoritos conocidos como condritas carbonáceas. El asteroide más conocido de esta clase es 1 Ceres.
Tipo K. Asteroides identificados con los meteoritos mixtos. Sus albedos son moderados y se cree que se componen principalmente de silicatos y metales, incluyendo minerales como olivinos y piroxenos. Un ejemplo de este tipo de asteroide es el 273 Atropos.
Tipo M. Representan aproximadamente el 8% del total. Son de color rojo y brillantes, con albedos entre 0.10 y 0.18 y están formados principalmente por aleaciones de hierro metálico y níquel y un poco de cobalto. Son similares a los de las clases E y P pero se diferencían de estos en su albedo. Se cree que son fragmentos de los núcleos de asteroides diferenciados. Se han detectado asteroides de esta clase con silicatos en su superficie. Estos asteroides están relacionados con los meteoritos metálicos y su presencia en el Cinturón es más notable en la parte central de éste. El asteroide más raro de este tipo es 216 Kleopatra.
Tipo P. Aproximadamente son el 4% del total. Son asteroides muy oscuros con albedo comprendido entre 0.02 y 0.06 y con espectros rojizos. Se cree que contienen silicatos orgánicos y carbono; no se descarta la presencia de hidratación en su interior. Están relacionados con los asteroides D y T. La mayor parte de estos asteroides se concentran en la parte externa del Cinturón de Asteroides y más lejos aún. No se han encontrado meteoritos de esta clase. Un ejemplo de este tipo de asteroides es 87 Sylvia.
Tipo Q. Un tipo raro de asteroides de los cuáles se conocen muy pocos. Su espectro indica la presencia de metales en su superficie y grandes concentraciones de olivino y piroxeno. Son similares a los de las condritas ordinarias y se localizan en la región interna del Cinturón de Asteroides. Un ejemplo de este tipo de asteroides es 1862 Apolo.
Tipo R. Es una clase de asteroides extremadamente rara de la cuál solo se conoce un asteroide. Es rojo y brillante, intermedio entre los tipos A y V. Su espectro muestra las absorciones de olivino y piroxeno en 1 y 2 µm con posibilidades de plagioclasa. Se ubica en la región interna del Cinturón y se le relaciona con las acondritas de olivino-piroxeno. El único ejemplo de este tipo es 349 Dembowska.
Tipo S. Son aproximadamente el 15-17% del total de los asteroides. Son rojizos y muy brillantes, con albedo entre 0.10 y 0.22. Se componen de cerca de 90% de hierro metálico y en menor cantidad de níquel, olivino y piroxeno. Este tipo de asteroides domina la región interna del Cinturón de Asteroides y se les asocia con los meteoritos mixtos, con algunas acondritas y con las condritas ordinarias. Un asteroide de este tipo es 243 Ida.
Tipo T. Grupo raro de asteroides de composición desconocida. Son oscuros con espectros moderadamente rojos sin estructura y con albedo entre 0.04 y 0.11. Se cree que están constituido de carbono y silicatos orgánicos; no se descarta la presencia de minerales hidratados en su interior. Están relacionados con los asteroides tipo D y P y se concentran en la parte interna del Cinturón. Hasta ahora no se conocen meteoritos asociados con ellos. Un ejemplo de este tipo de asteroides es 114 Kassandra.
Tipo V. Un grupo de asteroides raro pero importante ya que el asteroide Vesta es de este tipo. Son muy brillantes, con albedo cerca de 0.4. Su composición es similar a la del tipo S pues se compone de hierro, níquel, olivino y piroxeno, aunque se diferencían de los tipos S por tener una mayor concentración de piroxeno. Se cree que la mayoría de los asteroides de esta clase provienen de la fragmentación de 4 Vesta. Se relacionan estrechamente con las acondritas basálticas Howarditas - Eucritas - Diogenitas o HEDs. El mejor ejemplo de este grupo es el asteroide 4 Vesta.
Cinturón Principal de Asteroides
La fuente suprema de meteoritos y Asteroides Cercanos a la Tierra es el Cinturón de Asteroides. Las características que lo definen como tal son: 1) Es la región del Sistema Solar que concentra la mayoría de los asteroides del sistema; 2) es un sistema intrínsecamente colisional y 3) está relativamente cerca de cualquier punto de la órbita de la Tierra. La eficacia del Cinturón como fuente suprema de meteoritos radica en que cada uno de los asteroides, de los cientos de miles que lo conforman, por estar sujetos a impactos periódicos y a colisiones, se convierten en fuentes tributarias de fragmentos de diversos tamaños, cada uno de éstos con el potencial de convertirse en meteorito.
Actualmente se conocen más de doscientos mil asteroides que orbitan el Sol en el Cinturón Principal y se estima que existen cerca de 2 millones de ellos con diámetro de más de 1 km. El objeto más grande es 1 Ceres con cerca de 1000 km de diámetro, le siguen 2 Palas y 4 Vesta con cerca de 500 km de diámetro cada uno; 10 Haygea es el cuarto más grande y tiene un diámetro de cerca de 400 km. A pesar de la gran cantidad de asteroides, más del 50% de la masa total del Cinturón se concentra en los tres asteroides mayores: Ceres, Palas y Vesta.
Asteroides Cercanos a la Tierra o NEas
Los Asteroides Cercanos a la Tierra son el subconjunto más importante de los Objetos Cercanos a la Tierra o NEOs, por sus siglas en inglés. Estos incluyen asteroides, cometas activos e inactivos así como a los meteoroides, que son los precursores inmediatos de los meteoritos. Los NEOs estám definidos como os cuerpos menores que tienen perihelios q < 1.3 y afelios Q > 0,0983 UA.
Con respecto a los Asteroides Cercanos a la Tierra, NEAs, (por su siglas en inglés), están compuestos por tres familias orbitales de asteroides que son los Apolo, con ɑ > 1 UA y q < 1,0167 UA; los Atón, con ɑ < 1 UA y Q > 0,983 UA y los Amor, con 1,0167 < q < 1,3 UA, es decir, estos últimos casi cruzan la órbita terrestre.
Los NEAs son objetos fundamentalmente pequeños. El objeto más grande es 1036 Ganímedes cuyo diámetro esférico equivalente es de 39 km. El segundo NEA más grande y más conocido es 433 Eros, sus dimensiones son 13 x 13 x 33 km. Las propiedades físicas NEAs abarcan un rango amplio de valores, compatibles éstos con los observados en el Cinturón Principal, lo cual es consistente con la suposición de que el Cinturón de Asteroides es la fuente principal de NEAs.
El escenario simplificado de cómo los NEAs son enviados del Cinturón a la parte interna del Sistema Solar es como sigue:
Cuando un asteroide sufre destrucción catastrófica o erosión debidas a impactos, lanza numerosos fragmentos. Los fragmentos con diámetro menores a 20 km que son lanzados directamente a las resonancias, empiezan a modificar su semieje mayor baje el Efecto Yarkovsky. Eventualmente estos objetos ingresan a las resonancias y después de algunos encuentros repetidos con el campo gravitacional de Júpiter en el mismo lugar de su órbita, éstos modificarán sus excentricidades y/o sus inclinaciones. lo cual los llevará a cruzar la órbita de la Tierra convirtiéndose así en miembros de la población de Asteroides Cercanos a la Tierra. Alternativamente, estos objetos son atrapados como cruzadores de la órbita de Marte y, eventualmente, en un encuentro cercano con el planeta, éste modifica sus órbitas obligándolos a cruzar la órbita terrestre, convirtiéndose de todas maneras en NEAs. De cualquier forma, en general, se espera que la vida media de los NEAs sea relativamente corta. Los cálculos dinámicos muestran que ésta es del orden de diez millones de años cuyo final puede ser estrellarse con el Sol, ser lanzado del Sistema Solar, o colisionar con alguno de los planetas terrestres.
Actualmente existen unos 4000 objetos catalogados como NEAs. Si un NEA se aproxima a menos de 0.05 unidades astronómicas, o sea, a menos de 7 millones y medio de kilómetros de la tierra se le denomina PHA, siglas en inglés que significan Asteroide Altamente Riesgoso. Actualmente algunos 800 NEAs están clasificados como PHAs.
Asteroides Troyanos
Se denomina Asteroides Troyanos a un grupo de asteroides que se mueven en la órbita de Júpiter. Están situados en los dos puntos de Lagrange triangulares: en el L4, a 60 grados por delante de Júpiter y en el L5 a 60 grados por detrás del planeta.
El planeta Marte también tiene, por lo menos, un asteroide troyano que es 5261 Eureka y que ocupa el punto L5 del Sistema Sol - Marte.
El planeta Neptuno también tiene dos asteroides troyanos. Uno es 2001 QR322, descubierto en 2001 y el otro es 2004 UP10, que orbita delante de Neptuno en su punto lagrangiano L4. En junio del 2006 se descubrieron tres nuevos asteroides troyanos de Neptuno.
Asteroides Centauros
Se denominan Asteroides Centauros a los que se encuentran orbitando entre los grandes planetas tales como 2060 Quirón, que orbita entre Saturno y Urano y 5335 Domocles, que orbita entre Marte y Urano.
Asteroides Coorbitantes de la TIerra
Son asteroides que al acercarse a la tierra permanecen capturados por la gravedad terrestre por algunos años y luego se alejan nuevamente. Actualmente se conocen dos cuerpos de este tipo 2003 YN 107 y 2004 GU 9.