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

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

trib

ució

n de

ele

men

tos

orbi

tale

sLas brechas (gaps) de Kirkwood (1867)

Ejemplo: resonancia 2:3

a vs e

a vs i

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.

Propiedades físicas

• Tamaños

• Rotacíón

• Características superficiales (clasificación taxonómica)

Magnitudes asteroidales

))(log(5.2)rlog(5m)0,1,1(V ap

)rlog(5m),1,1(V ap

V(1,1,0) – magnitud absoluta – magnitud aparente a 1 UA de la Tierra y del Sol y ángulo de fase 0

map – magnitud aparente (observada)r – distancia heliocéntrica- distancia geocéntrica - ángulo de fase() – función de fase

))(log(5.2)rlog(5m)0,1,1(V ap

V(1,1,α) – magnitud corregida por distancia

Sección de cortefotométrica Magnitud absoluta

S = R2 H=V(1,1,0)

Magnitud aparente V del Sol Albedo geométrico

m= -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

La curva de luz de un elipsoide triaxial

Lightcurve of a triaxial ellipsoid

II - Expansion in Fourier series of order 2 - Expansion in Fourier series of order 2 with a null term of order 1with a null term of order 1

2cos)sin )((21

)sin )((21

)cos ( 22222222 cbacbaabA

22 AI

For an Elipsoid of axis a,b,c - aspect angle

- 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)

Curva de fase

Curvas de fase (V(1,1,α) vs α) y el efecto de oposición

Polarimetría

P=Grado dePolarización lineal

Curvas de fase y polarimétricas

Taxonomía de asteroides

Tipo Albedo Espectro Mineralogía

C 0.065 Plano, débiles rasgos

Silicatos mas minerales ricos en carbón

S 0.065 – 0.23 Rojizo, absorciones del Fe2+

Silicatos + metal

M 0.065 – 0.23 Ligeramente rojizo Metal o metal + silicatos neutros

E > 0.3 Chato, sin rasgos Silicatos neutros

D 0.065 Rojo, sin rasgos Materiales orgánicos

Valores de albedos para las diferentes clases

Reflectividad en 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)

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

MUSES – C / Hayabusa (águila)

Dawn (‘06) a Vesta (‘10) y Ceres (‘14)

Nereus (Muses - C)