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Asteroides
• Ubicación• Características generales• Distribución de elementos orbitales• Fotometría y curvas de luz• Clasificación taxonómica
Elementos orbitales I
a – semieje mayore=a’/a – eccentricidad (e < 1 – elipse; e =0 – círculo)q (distancia P-Sun) – distancia perihélica
Elementos orbitales II Elementos orbitales III
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Near Earth Asteroids (NEAs)• q < 1.3 UA
• 1932 - (1862) Apollo (q < 1 , a >1)- (1221) Amor (1<q<1.3 , a>1)
1976 - (2062) Aten (a < 1 , Q > 1)
Dis
tribu
ción
de
elem
ento
s orb
itale
s
Las brechas (gaps) de Kirkwood(1867)
Ejemplo: resonancia 2:3
a vs e a vs i
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Regiones de asteroides• Interior al anillo
– Apohele - Q < 1.00 AU– NEAs – q < 1.3 UA– Cruzadores de Marte - q = 1.3 - 1.666 UA– Grupo Hungaria - a = 1.75 - 2.09 UA
• Anillo principal - a = 2.0 - 4.03 UA– Parte interior - a = 2 - 2.5 UA – Parte media - a = 2.5 - 2.825 UA – Parte exterior - a = 2.825 - 3.3 UA – Grupo Cybele - a = 3.3 - 3.65 UA– Grupo Hilda - a = 3.71 - 4.03 UA
• Región casi vacía - a = 4.03 – 4.90 UA (solo Thule) • Troyanos - a = 4.90 - 5.41 UA
Familias de Hirayama
Formación de familias
¿Para que la astrometría?• Determinación de las posiciones de objetos recientemente
descubiertos permite hacer una determinación orbital inicial y predecir las ubicaciones futuras.
• En el caso de objetos conocidos es posible mejorar la órbita, refinando los elementos orbitales
• Con los elementos orbitales podes clasificar el objeto en alguno de los grupos conocidos (cinturón principal, NEAs, familias, etc.)
• En el caso de NEAs se puede determinar la probabilidad de colisión con la Tierra
• Se pueden hacer estudios de la evolución dinámica de objetos individuales o conjuntos de asteroides.
• Estudiar el origen de las familias y la evolución colisional
¿Para que la fotometría?• Determinar el brillo absoluto• Obtener una curva de luz• Obtener la función de fase y el efecto de oposición
• Determinar el tamaño y la forma de los asteroides.• Determinar los valores de los parámetros fotométricos H y G.• Estudiar el caso de los rotadores rápidos (períodos menores de 2 hs). • Estudiar el caso de los rotadores lentos (períodos de varios días).• Estudiar el caso de curvas de luz complejas (con 1 solo o mas de 2 picos)• Asteroides binarios• Hallar una correlación entre períodos de rotación y tamaños.• Hallar una correlación entre grupos taxonómicos y períodos de rotación.• Estudiar el efecto de oposición y la rugosidad superficial• Asistir a observaciones de radar de asteroides.
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Propiedades físicas
• Tamaños• Rotacíón• Características superficiales (clasificación
taxonómica)
Magnitudes asteroidales
))(log(5.2)rlog(5m)0,1,1(V ap αΦ+Δ−=
)rlog(5m),1,1(V ap Δ−=α
V(1,1,0) – magnitud absoluta – magnitud aparente a 1 UA de la Tierra y del Sol y ángulo de fase 0map – magnitud aparente (observada)r – distancia heliocéntricaΔ- distancia geocéntricaα - ángulo de faseΦ(α) – función de fase
))(log(5.2)rlog(5m)0,1,1(V ap αΦ+Δ−=
V(1,1,α) – magnitud corregida por distancia
Sección de cortefotométrica Magnitud absoluta
S = π R2 H=V(1,1,0)
Magnitud aparente V del Sol Albedo geométricom = -26.77 pv=0.03 - 0.3
Relación entre tamaño y magnitud absoluta
log(pv S) = 16.85 + 0.4 (m -H)
D = 1329 km × 10−H/5 pV−1/2
Rotación
Kleopatra(reconstrucción apartir del radar)
Ida• Lightcurve: - depends on shape and albedo
- indistinguishable contribution at phase angle = 0° (Russell 1906)
• Lightcurves of figures with uniform surfaces– Sphere and MacLaurin ellipsoid – flat curve– Jacobi Ellipsoid – symmetric curve with two peaks
• Albedo spots could lead to weird patterns
Lightcurves
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La curva de luz de un elipsoide triaxial
Lightcurve of a triaxial ellipsoid
II -- ExpansionExpansion in in FourierFourier series series ofof orderorder 2 2 withwith a a nullnull termterm ofof orderorder 11
ψθθθ 2cos)sin )((21)sin )((
21)cos ( 22222222 cbacbaabA −+++=
22 AI ∝
For an Elipsoid of axis a,b,cθ - aspect angleψ - rotational anglethe projected area A is given by
The observed Intensity (I ) is proportional to the area (A).
Curvas de luz Diferentes formas generan diferentes curvas de luz
Distribución de frecuencias de rotación (inverso del
período) para diferentes tamaños D (expresados en km)
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Curva de faseCurvas de fase (V(1,1,α) vs α) y el efecto de oposición
PolarimetríaP=
Grado dePolarización lineal
Curvas de fase y polarimétricas
Taxonomía de asteroides
Materiales orgánicos
Rojo, sin rasgos≤ 0.065D
Silicatos neutrosChato, sin rasgos> 0.3E
Metal o metal + silicatos neutros
Ligeramente rojizo0.065 – 0.23M
Silicatos + metalRojizo, absorciones del Fe2+0.065 – 0.23S
Silicatos mas minerales ricos en carbón
Plano, débiles rasgos≤ 0.065C
MineralogíaEspectroAlbedoTipo
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Valores de albedos para las diferentes clases
Reflectividaden función de long. de onda
26 Classes
C-Complex X-Complex
S-Complex
Taxonomía según las regiones del cinturón Gaspra (Galileo - ’91)
En color verdadero y color resaltando las variaciones de albedo superficial
Ida y Dactyl (Galileo - ’93)
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Mathilde (NEAR)
Eros (NEAR - ’00) Eros (NEAR - ’00)
Rápidos pasajes
Asteroide Braille
Asteroide 5535 Annefrank
Asteroide 4769 Castalia,modelado de observaciones
con Radar
Asteroide 4179 Toutatis
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MUSES – C / Hayabusa (águila)
Dawn (‘06) a Vesta (‘10) y Ceres (‘14)
Nereus (Muses - C)