Indochina francesa

ISFDyT N 8 - FACUNDO CURUTCHET- GEOPOLTICA COALISIONES DE ASTEROIDES 20

ASTEROIDES: CONCEPTOLos asteroides son cuerpos planetarios que en general orbitan al Sol entre 2,1 y 3,3 unidades astronmicas, formando el llamado cinturn de asteroides situado entre Marte y Jpiter. Sus rbitas son mucho ms excntricas e inclinadas (media, 30) que las de los planetas. El mayor asteroide (Ceres) tiene un dimetro de 1.020 km; lo ms probable es que existan todos los tamaos, hasta milimtricos, porque las colisiones deben ser frecuentes (Fig. 2.49), producindose gran cantidad de material fino; eso explicara tambin que las rbitas sean muy diferentes a las de los planetas. La masa total estimada de los asteroides es 3 x 1024 g, o sea tan slo 4% de la Luna.

Otros asteroides tienen rbitas fuera del cinturn de asteroides, como Quirn, ya citado, los 31 asteroides del grupo Apolo (Fig. 2.50), cuyas rbitas cruzan la terrestre, y los troyanos, situados en puntos lagrangianos de la rbita de Jpiter. Dentro del cinturn, los asteroides tienden a agruparse preferentemente en ciertas rbitas, dejando despobladas otras (Fig. 2.51), que se llaman lagunas de Kirkwood, y que se deben a resonancias con Jpiter. Probablemente es esta misma influencia gravitacional del planeta gigante la que ha impedido la formacin de un planeta en esa rbita, como predeca la regla de Bode.

La composicin de los asteroides se conoce a grandes rasgos gracias a la espectrofotometra de reflexin, mediante la cual se han obtenido desde incipientes mapas de algunos asteroides hasta distintos espectros de reflexin (Fig. 2.52), que han podido compararse con los de diversos meteoritos. La coincidencia permite dos conclusiones:

- Los asteroides estn compuestos de una gran diversidad de materiales; se distinguen siete tipos, por su espectro.

- La mayora de los meteoritos procede del cinturn de asteroides. Probablemente las colisiones en el cinturn colocan fragmentos en rbitas inestables, y la resonancia con

Jpiter los enva a rbitas que cruzan la terrestre, hasta que colisionan con la Tierra, convirtindose en meteoritos.

Los meteoritos han resultado ser objetos de la mxima importancia en Planetologa, porque algunos de ellos han guardado las huellas del origen del Sistema Solar mejor que ninguna roca de ningn planeta. Esto es as porque algunos asteroides no han generado calor suficiente para fundirse, por lo que no se han diferenciado. El tener acceso a materiales no diferenciados supone poder observar objetos que no han sufrido cambios qumicos desde el origen del sistema.

Hay tres tipos principales de meteoritos: los sideritos, compuestos por una aleacin de hierro y nquel; los Iitometeoritos, compuestos de silicatos (sobre todo piroxeno y olivino,

Fig. 2.53); Y los siderolitos, mezcla de los otros dos tipos. A su vez, los litometeoritos pueden ser condritas o acondritas, segn que contengan o no cndrulos, unas estructuras esferoidales de varios milmetros de dimetro.

Los cndrulos se interpretan como gotas fundidas durante las primeras coisiones que se produjeron en la nebulosa que dio origen a los planetas (ver apartado 2.5). En las acondritas, los cndrulos fueron destruidos, probablemente en algn proceso que fundi total o parcialmente el meteorito. Por el contrario, las condritas carbonceas (Fig. 2.54) se interpretan como material que no slo no se ha diferenciado, sino que ni siquiera se ha llegado a calentar: por eso no ha perdido sus abundantes voltiles. Por ello este tipo de meteoritos es el ms valioso para reconstruir la historia inicial del Sistema Solar. Pero adems, algunas condritas carbonceas tienen inclusiones formadas al parecer a alta temperatura, y que presentan unas abundancias de istopos de algunos elementos diferente a la de los restantes materiales del Sistema Solar. Las conclusiones de estos hechos se analizan en el apartado 2.5.

Como se ve en la tabla, ms del 80 % de los meteoritos son condritas ordinarias; sin embargo, hay muchos menos asteroides con espectro como el de estos meteoritos. Por el contrario, la mitad de los asteroides (y tambin Phobos y Deimos) tienen espectros de condritas carbonceas, que son raras (algo menos del 5% de cadas) en la Tierra. Se ha sugerido que las condritas carbonceas son frgiles y se desintegran en su choque con la Tierra; pero una posibilidad ms seria es que los meteoritos de nuestros museos no sean muy representativos del cinturn de asteroides. Quiz los meteoritos que estn cayendo en los ltimos millones de aos provengan exclusivamente de las ltimas grandes colisiones entre asteroides. En la figura 2.55 puede verse cmo los asteroides pueden llegar a tener estructuras muy complejas, de forma que incluso colisiones en diferentes zonas de un mismo asteroide pueden enviar hacia la Tierra distintos tipos de meteoritos.

EL CINTURN DE ASTEROIDES

El cinturn de asteroides es una regin del Sistema Solar comprendida aproximadamente entre las rbitas de Marte y Jpiter. Alberga multitud de objetos irregulares denominados asteroides o planetas menores. Esta regin tambin se denomina cinturn principal con la finalidad de distinguirla de otras agrupaciones de planetas menores dentro del Sistema Solar, como el cinturn de Kuiper o el disco disperso.

Ms de la mitad de la masa total del cinturn est contenida en los cinco objetos de mayor masa: Ceres, Palas, Vesta, Higia y Juno. Ceres, el ms masivo de todos y el nico planeta enano del cinturn, posee un dimetro de 950 km y una masa doble que Palas y Vesta juntos. La mayora de cuerpos que componen el cinturn son mucho ms pequeos. El material del cinturn, apenas un 4% de la masa de la Luna, se encuentra disperso por todo el volumen de la rbita, por lo que sera muy difcil chocar con uno de estos objetos en caso de atravesarlo. No obstante, dos asteroides de gran tamao pueden chocar entre s, formando las que se conocen como familias de asteroides, que poseen composiciones y caractersticas similares. Las colisiones tambin producen un polvo que forma el componente mayoritario de la luz zodiacal. Los asteroides pueden clasificarse, segn su espectro y composicin, en tres tipos principales: carbonceos (tipo-C), de silicato (tipo-S) y metlicos (tipo-M).

El cinturn de asteroides se form en la nebulosa protosolar junto con el resto del Sistema Solar. Los fragmentos de material contenidos en la regin del cinturn hubieran formado un planeta, pero las perturbaciones gravitacionales de Jpiter, el planeta ms masivo, produjeron que estos fragmentos colisionaran entre s a grandes velocidades y no pudieran agruparse, resultando en el residuo rocoso que se observa en la actualidad. Una consecuencia de estas perturbaciones son los huecos de Kirkwood; zonas donde no se encuentran asteroides debido a resonancias orbitales con Jpiter, y sus rbitas se tornan inestables. Si algn asteroide pasa a ocupar esta zona es expelido en la mayora de los casos fuera del Sistema Solar, aunque en ocasiones puede ser enviado hacia algn planeta interior, como la Tierra, y colisionar con ella. Desde su formacin se ha expulsado la mayor parte del material.

Vestigios del pasado Entre Marte y Jpiter se encuentra lo que los astrnomos denominan el cinturn de asteroides. Se trata de una especie de anillo formado por un gran nmero de pequeos planetas. El ms grande, Ceres, es una esfera desigual de 952,4 kilmetros de dimetro, y los ms pequeos son restos de contornos irregulares, del tamao de pelotas y guijarros. El trmino anillo, empleado aqu para describir el cinturn de asteroides, no debe hacernos creer que se trata de un medio muy denso en el que las rocas del espacio colisionan a menudo. De media, cada asteroide importante est separado de su vecino por una distancia de cinco millones de kilmetros. Y aunque se producen colisiones, stas se producen de media (en los asteroides importantes) cada 100.000 aos. El cinturn de asteroides corresponde a una zona del sistema solar situada entre 2 y 4 UA, en la que no ha podido formarse ningn planeta a causa de las perturbaciones causadas por Jpiter. Por ese motivo, los astrnomos piensan que buena parte de esos cuerpos datan de los primeros tiempos del sistema solar, es decir, de una poca en la cual los planetas no existan. Hace ms de 4,5 millardos de aos (4500 millones) slo giraban en torno al Sol pequeos bloques. A ms de 3 unidades astrnomicas, esos cuerpos estaban hechos de roca pero sobre todo de hielo, cuya existencia era posible gracias a temperaturas suficientemente bajas. A menos de 3 unidades astronmicas, los hielos no podran sobrevivir y nicamente los silicatos se reagruparon para crear pequeos planetoides. As nacieron los asteroides. La mayora, fueron atrados por cuerpos con mayor masa: los planetas en formacin. Estos desempearon el papel de gigantescos aspiradores que limpiaron el espacio de asteroides, excepto Marte y Jpiter. Por esta razn, una parte de esas rocas espaciales constituyen vestigios capaces de dar testimonio de las condiciones reinantes en las inmediaciones del Sol hace 4,5 millardos de aos. Sin embargo, no todos los asteroides son cuerpos tan primitivos. Los astrnomos han detectado diferencias en su composicin. Alrededor de 6 de cada 10 del tipo C, datan probablemente de la gnesis del sistema solar. Los otros son rocosos (tipo S) o metlicos (tipo M) y son el resultado de la fragmentacin de objetos ms grandes, cuyo dimetro sobrepasara los 200 kilmetros. Este es el tamao mnimo a partir del cual el calor interior generado por la propia gravedad del objeto basta para que se produzca una diferenciacin: en el magma, los elementos pesados como los metales se deslizan hacia el centro para constituir el ncleo, mientras que los elementos ligeros, como las piedras, flotan para formar el manto. Cuando, como consecuencia de una colisin el astro se fragmenta, los trozos del ncleo producen asteroides de tipo M y los del manto dan lugar a asteroides de tipo S. Algunos de estos pequeos planetas siguen su propio camino, alejndose de los otros. Fuera del cinturn de asteroides. Desviados por los principales planetas, algunos cruzan en ocasiones la Tierra, como Eros, el ms grande, un "baln de Rugby" de 14 x 14 x 40 kilmetros, o Adonis, famoso por haber rozado -en la ficcin- el cohete de Tintn. Fobos y Deimos, los dos satlites de Marte, son asteroides capturados durante su escapada del cinturn principal. Lo mismo debi sucederle a Amaltea, uno de los pequeos satlites jovianos.

Historia de su observacinEn 1766, Johann Daniel Titius descubri un supuesto patrn en la distancia de los planetas al Sol. Observ que si a la secuencia numrica: 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 divide por 10, da como resultado una buena aproximacin de la distancia de los distintos planetas al Sol, en unidades astronmicas (UA): 0,4, 0,7, 1,0, 1,6, 2,8, 5,2.

En 1768, el astrnomo Johann Elert Bode hizo referencia a esta relacin en uno de sus escritos, pero no acredit a Titius hasta 1784, por lo que muchos autores se refirieron a ella como la "Ley de Bode". Por esta razn en la actualidad se la conoce como ley de Titius-Bode. Este patrn emprico predeca el semieje mayor de los seis planetas conocidos en aquel momento (Mercurio, Venus, Tierra, Marte, Jpiter y Saturno), con la salvedad de que la serie predeca un planeta a una distancia de 2,8 UA del Sol, correspondiente a una zona entre la rbita de Marte y Jpiter, y sin embargo all no se observaba ninguno. Titius declar: "Pero habra dejado el Creador ese espacio vaco? No, en absoluto".

Cuando William Herschel descubri Urano en 1781, la posicin del planeta coincidi 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 llev a los astrnomos a concluir que poda existir un planeta entre las rbitas de Marte y Jpiter. La siguiente tabla muestra la distancia real de los planetas al Sol en UA en comparacin con la predicha por la ley de Titius-Bode, para los planetas que se conocan hasta entonces:PlanetaTitius-BodeRealidad

Mercurio0,40,39

Venus0,70,72

Tierra11

Marte1,61,52

Ceres2,8

Jpiter5,25,2

Saturno109,54

Urano19,619,2

Ceres y la "polica celestial"El astrnomo Franz Xaver von Zach comenz en 1787 a buscar el planeta predicho por la ley de Titius-Bode. Sin embargo, se dio cuenta de que para lograrlo necesitara la ayuda de otros astrnomos, y en septiembre de 1800 von Zach reuni a un grupo de 24 observadores, los cuales se repartieron la banda del zodiaco en 24 partes, lo que corresponda a 15 cada uno. Este grupo se haca llamar la "polica celestial" (Himmels polizei), y entre sus miembros se encontraban astrnomos tan reputados como William Herschel, Charles Messier, Johann Elert Bode, Barnaba Oriani y Heinrich Olbers.

La "polica celestial" mand una invitacin para que se uniera a su causa el italiano Giuseppe Piazzi, pero antes de que le llegara la invitacin, Piazzi descubri el "planeta" buscado el 1 de enero de 1801, al que llam Ceres en honor a la diosa romana de la agricultura y patrona de Sicilia. Piazzi, que no estaba al corriente de los planes del grupo de astrnomos, trataba de realizar observaciones para completar su catlogo de estrellas, cuando localiz en la constelacin de Tauro un pequeo punto luminoso que no constaba en el catlogo. El italiano lo observ a la noche siguiente y se encontr con que se haba desplazado sobre el fondo de estrellas. Los das subsiguientes continu observando aquel minsculo punto de luz, y pronto se convenci de que aquello se trataba de un nuevo objeto del Sistema Solar. En un primer momento, Piazzi crey que se trataba de un cometa, pero la ausencia de nebulosidad a su alrededor y su movimiento lento y uniforme le convencieron de que podra tratarse de un nuevo planeta. Ceres se encontraba a 2,77 UA, casi exactamente en la posicin predicha por la ley de Titius-Bode de 2,8 UA.

Palas y el concepto de asteroideQuince meses despus, el 28 de marzo de 1802, Heinrich Olbers descubri un segundo objeto en la misma regin, al que llam Palas. Su semieje mayor tambin coincida con la ley de Titius-Bode, actualmente estimado en 2,78 UA, pero su excentricidad e inclinacin eran muy distintas a las de Ceres. Los astrnomos quedaron desconcertados; Ceres se ajustaba perfectamente a las predicciones de la ley de Titius-Bode, pero Palas tambin, y esta ley no permita dos objetos en la misma regin.

Con tal de no violar la ley de Titius-Bode, los astrnomos comenzaron a creer que los dos cuerpos que se haban descubierto eran en realidad fragmentos de un planeta ms grande que haba explotado o que se haba despedazado debido a impactos sucesivos de cometas.4 El 6 de mayo de 1802, y tras estudiar la naturaleza y el tamao de estos dos nuevos objetos, William Herschel propuso denominar "asteroides" a Ceres y Palas, por su parecido con las estrellas al observarlos. En palabras del astrnomo:

Como ni la denominacin de planetas, ni la de cometas, puede aplicarse a estas dos estrellas, debemos distinguirlas por un nuevo nombre... Parecen pequeas estrellas y difcilmente se distinguen de ellas. Por su apariencia asteroidal, si se me permite esta expresin, sugiero tomar este nombre y llamarlas "Asteroides". [...] Los asteroides son cuerpos celestes, los cuales se mueven en rbitas ya sean de excentricidad escasa o considerable alrededor del Sol, y cuya inclinacin sobre la eclptica puede ser de cualquier ngulo. Su movimiento puede ser directo o retrgrado; y pueden tener o no atmsferas, pequeas comas, discos o ncleos.

As, Herschel pretenda 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 definicin es ambigua intencionadamente, para que, en palabras de Herschel, sea suficientemente amplia para abarcar descubrimientos futuros.

Sin embargo, y a pesar de los esfuerzos de Herschel, durante varias dcadas los astrnomos continuaron enmarcando a estos objetos dentro de los planetas. Ceres fue considerado planeta hasta la dcada de 1860, cuando pas a considerarse asteroide, pero esta clasificacin perdur hasta 2006, ya que en la actualidad forma parte de los denominados planetas enanos junto a Plutn y algunos otros ms.

Cinturn de asteroidesEn pocos aos, los astrnomos descubrieron dos nuevos objetos ms, que casaban con el concepto de Herschel. El 1 de septiembre, Karl Harding hall Juno, y el 29 de marzo de 1807 Heinrich Olbers descubri Vesta. Sin embargo, no se descubri un nuevo objeto de esta naturaleza hasta 1845, con el hallazgo de Astrea por Karl Hencke el 8 de diciembre de dicho ao. A partir de entonces, comenzaron a descubrirse multitud de estos objetos a medida que los telescopios se iban haciendo ms potentes, hasta tal punto que a comienzos de la dcada de 1850 ya se haban descubierto ms de una decena de ellos, por lo que el concepto de "asteroides" fue gradualmente sustituyendo al de planetas para clasificar a estos objetos.

Con el descubrimiento del planeta Neptuno en 1846, la ley de Titus-Bode comenz a perder fuerza entre la comunidad de astrnomos, ya que este planeta no la cumpla. De hecho, actualmente dicha ley se toma por una mera casualidad sin ninguna justificacin terica, aunque algunos trabajos muestran que las leyes de Kepler podran tener cierta correlacin con la ley de Titus-Bode.

La cuestin de la nomenclatura comenz a ser un problema para los astrnomos. Cada vez que se descubra uno de estos objetos, se le daba el nombre de algn dios mitolgico y se le designaba con un smbolo para abreviarlo, como ocurre con los planetas. Sin embargo, la multitud de asteroides descubiertos provoc que estos smbolos fueran cada vez ms complejos, hasta tal punto que haba que tener cierta habilidad artstica para dibujarlos. Por este motivo, finalmente en 1867 se acord una nueva nomenclatura para estos objetos, la cual consista en el nombre del asteroide precedido por un nmero entre parntesis, y en orden de descubrimiento: (1) Ceres, (2) Palas, (3) Juno, (4) Vesta, etctera. Actualmente se suelen representar del mismo modo, incluyendo o sustrayendo los parntesis.

El trmino "cinturn de asteroides" comenz a utilizarse a comienzos de la dcada de 1850, aunque se ignora quin fue el primero en hacer referencia al mismo. En el ao 1868 ya se conocan un centenar de asteroides, y en 1891 el descubrimiento de la astrofotografa por Max Wolf aceler este ritmo todava ms. En 1923 el nmero de asteroides sobrepasaba los 1.000, en 1981 los 10.000, en 2000 los 100.000 y en 2010 el nmero de asteroides ronda los 500.000.

FormacinEn 1802, poco despus del descubrimiento de Palas, Heinrich Olbers sugiri a William Herschel que Ceres y Palas podran tratarse de fragmentos de un planeta mucho ms grande que en el pasado podra haber orbitado en aquella regin entre Marte y Jpiter. Segn esta hiptesis, el planeta se descompuso hace millones de aos debido a una explosin interna o a impactos de cometa. Sin embargo, la gran cantidad de energa que hubiera sido necesaria para que tal evento ocurriera, en combinacin con la escasa masa total del cinturn de asteroides (slo un 4% la masa de la Luna), ponen de manifiesto que esta hiptesis no puede ser vlida. Adems, las diferencias en composicin qumica entre los asteroides del cinturn son muy difciles de explicar en el caso de que fueran originados en el mismo planeta. Por tanto, en la actualidad la mayora de cientficos acepta que los asteroides nunca formaron parte de un planeta.

En general, se cree que el Sistema Solar se form a partir de una nebulosa primitiva, compuesta por gas y polvo, que colaps bajo influencia gravitatoria formando un disco de material en rotacin. Mientras que en el centro, donde se formara el Sol, la densidad aumentaba con rapidez, en las regiones externas del disco se formaron granos slidos de pequeo tamao que, con el tiempo, fueron agrupndose mediante procesos de acrecin y colisin para formar los planetas. Los planetesimales que se encontraban en la regin donde actualmente se encuentra el cinturn fueron perturbados gravitacionalmente por Jpiter. El planeta provoc que una determinada parte de los planetesimales adquiriera excentricidades e inclinaciones muy elevadas, acelerndose a altas velocidades, lo que caus que colisionaran entre ellos, y por tanto en vez de agruparse para formar un planeta se disgregaron en multitud de residuos rocosos; los asteroides. Una gran parte fueron eyectados fuera del Sistema Solar, sobreviviendo solamente menos del 1% de los asteroides iniciales. Evolucin

Desde su formacin en la nebulosa primitiva que dio origen al Sistema Solar, los asteroides han sufrido diversos cambios. Entre stos se encuentran el calor interno durante los primeros millones de aos, el derretimiento de su superficie debido a impactos, la erosin espacial a causa de la radiacin y el viento solar, y el bombardeo de micrometeoritos. Algunos cientficos se refieren a los asteroides como los planetesimales residuales, mientras que otros los consideran distintos debido a estos procesos. Se cree que el cinturn de asteroides actual contiene solamente una fraccin de la masa del cinturn primitivo. Las simulaciones por computadora sugieren que el cinturn de asteroides original podra haber contenido una masa equiparable a la de la Tierra. Debido principalmente a perturbaciones gravitatorias, la mayora del material fue expelido del cinturn durante los primeros millones de aos de formacin, dejando solamente un 0,1% de la masa original. Se cree que parte del material expulsado podra encontrarse en la nube de Oort, en los confines del Sistema Solar. Desde su formacin, el tamao tpico de los asteroides ha permanecido relativamente estable; no ha habido aumentos o disminuciones significativas. La resonancia orbital 4:1 con Jpiter, situada en torno a 2,06 UA del Sol, puede considerarse el lmite interior del cinturn principal. Las perturbaciones causadas por Jpiter enviaron los asteroides que all se encontraban hacia rbitas inestables, creando una zona desierta a dicha distancia. La mayora de los cuerpos que se encontraban a menor distancia fueron lanzados hacia Marte (cuyo afelio es de 1,67 UA) o eyectados por perturbaciones gravitacionales en los primeros episodios de la formacin del Sistema Solar. Los asteroides que conforman la familia Hungaria se encuentran ms prximos al Sol que la zona mencionada anteriormente, pero poseen rbitas estables debido a su elevada inclinacin orbital.

Cuando el cinturn de asteroides todava estaba en formacin, a una distancia de 2,7 UA del Sol se encontraba la lnea de separacin de temperaturas del punto de condensacin del agua. A los planetesimales que se encontraban a una distancia mayor les fue posible acumular hielo. En 2006 se postul que una poblacin de cometas situados ms all del lmite de dicha separacin pudo haber contribuido a la formacin de los ocanos de la Tierra.

Caractersticas

Contrariamente a lo que se suele pensar, el cinturn de asteroides est en su mayor parte vaco. Los asteroides estn diseminados en un volumen tan grande que sera muy difcil atravesar el cinturn 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 cinturn alberga varios millones de asteroides.

La masa total del cinturn de asteroides se estima entre 3,01021 y 3,61021 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 ms grandes del cinturn son, por tanto, mucho menores y menos masivos que la Luna. Los cuatro cuerpos principales suman la mitad de la masa total del cinturn, y Ceres, el ms grande de ellos, representa un tercio de la masa total. Ceres posee un radio de unos 475 km, que equivale a un tercio del radio lunar, y una masa de 1021 kg, que representa solamente un 1,3% de la masa de la Luna. El segundo objeto ms grande del cinturn, Vesta, tiene la mitad del tamao de Ceres. Se conocen en torno a 1.000 asteroides cuyo radio es mayor que 15 km, y se estima que el cinturn podra albergar cerca de medio milln de asteroides con radios mayores a 1,6 km.

Los tamaos de los asteroides pueden determinarse de diversas maneras, sabiendo su distancia. Uno de los mtodos es observando su trnsito aparente delante de una estrella, que sucede debido a la rotacin terrestre. Cuando esto ocurre, la estrella es ocultada detrs del asteroide, y midiendo el tiempo que se prolonga dicha ocultacin es posible hallar el dimetro del asteroide. Con este mtodo se ha determinado con buena precisin los tamaos de los asteroides ms grandes del cinturn, como Ceres o Palas.

Otro mtodo para estimar sus tamaos es medir su brillo aparente. Cuanto ms grande sea un asteroide, ms luz solar reflejar debido a su mayor superficie. Sin embargo, el brillo aparente tambin depende del albedo caracterstico del asteroide, y ste viene determinado por la composicin del mismo. A modo de ejemplo, Vesta aparece algo ms 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, ms radiacin absorbe y por tanto ms se calienta; este calor emite radiacin en el infrarrojo, y comparando la radiacin infrarroja y la visible que llega a superficie terrestre puede determinarse el albedo, y por tanto calcular su tamao. Con este mtodo se puede incluso averiguar las irregularidades que presenta un determinado asteroide en el caso de que se encuentre en rotacin. En ese caso, las irregularidades hacen que la superficie que se observa cambie, modificando tambin su brillo aparente de forma peridica.

Composicin

La mayora de los asteroides del cinturn se encuentran clasificados, segn su composicin, en tres categoras: asteroides carbonceos o tipo-C, asteroides de silicatos o tipo-S, y asteroides metlicos o tipo-M. Existen otros tipos de asteroides, pero su poblacin es muy escasa.

Existe una correlacin importante entre la composicin de los asteroides y su distancia al Sol. Los asteroides ms cercanos suelen ser rocosos, compuestos por silicatos y exentos de agua, mientras que los ms alejados son en su mayora carbonceos, compuestos por minerales arcillosos y con presencia de agua. Por tanto, los asteroides ms alejados son tambin los ms oscuros, y los ms cercanos reflejan mayor cantidad de radiacin. Se cree que este hecho es consecuencia de las caractersticas de la nebulosa primitiva que dio origen al Sistema Solar. En las regiones ms alejadas la temperatura era mucho menor, y por tanto el agua se poda condensar en los asteroides; todo lo contrario que en las regiones interiores, donde al tener mayor temperatura el agua probablemente se vaporizara.

Los asteroides tipo-C o carbonceos son los ms abundantes en el cinturn, ya que componen el 75% del total. Reflejan muy poca luz (albedo entre 0,03 y 0,09 ) y por tanto son muy oscuros, y suelen presentar un tono ligeramente azulado. Estos asteroides absorben bastante radiacin infrarroja debido a la presencia de agua retenida en su estructura. Por lo general se encuentran en las regiones exteriores del cinturn. El asteroide de mayor tamao que pertenece inequvocamente al tipo-C es Higia.

Los asteroides tipo-S, compuestos por silicatos, representan en torno al 15% del total. Estn situados en la parte del cinturn ms cercana al Sol. Exhiben un color ligeramente rojizo y tienen un albedo relativamente elevado (entre 0,10 y 0,22). (3) Juno constituye un buen ejemplo de este tipo.

Los asteroides tipo-M, o metlicos, poseen cantidades importantes de hierro y nquel. Conforman aproximadamente el 10% del total de asteroides, y poseen un albedo similar a los de tipo-S (0,10 - 0,1837 ). Estos objetos pueden ser los ncleos metlicos de objetos anteriores de mayor tamao, los cuales acabaron fragmentndose debido a colisiones. Se encuentran situados a mitad del cinturn de asteroides, en torno a 2,7 UA del Sol. Aunque no es comn, se han registrado asteroides, como es el caso de Kalliope, que presentan densidades muy bajas para ser de tipo-M, lo cual implica que no estn compuestos principalmente por metales y presentan altas porosidades. Dentro de este tipo se engloban asteroides que no se ajustan a los tipos C y S, pues no todos los asteroides tipo-M estn compuestos por materiales similares ni tienen el mismo albedo.

Una de las incgnitas del cinturn de asteroides es la relativa escasez de asteroides baslticos, o de tipo-V. Las teoras de formacin de asteroides predicen que los objetos del tamao de Vesta o mayores deberan formar corteza y manto, los cuales estaran compuestos principalmente por roca basltica. Las evidencias muestran, sin embargo, que el 99% del material basltico predicho no se observa. Hasta el ao 2001 se crea que la mayor parte de los objetos baslticos descubiertos en el cinturn se haban originado a partir de Vesta. Sin embargo, el descubrimiento de Magnya revel una composicin qumica diferente a los asteroides baslticos conocidos anteriormente, lo cual sugiere que se origin de forma distinta. Esta hiptesis se reforz con el descubrimiento en 2007 de dos asteroides en la regin exterior del cinturn. Se trata de Kumakiri y RY16, los cuales presentan composiciones baslticas diferentes. Estos dos asteroides son los nicos de tipo-V descubiertos hasta la fecha en la regin exterior del cinturn.Huecos de Kirkwood

Al representar en una grfica la distancia de los asteroides al Sol, pueden observarse regiones vacas donde no hay ninguno. Estos huecos coinciden con las rbitas donde existe resonancia orbital con Jpiter, es decir, donde el perodo de la rbita est relacionado mediante una fraccin simple con el perodo de Jpiter. Por ejemplo, cualquier asteroide situado a una distancia de 3,28 UA, tendra una resonancia 2:1 con Jpiter; cuando el asteroide completa dos vueltas alrededor del Sol, Jpiter 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. Tambin existen otras resonancias secundarias, que no se encuentran vacas sino que el nmero de asteroides es menor, como la resonancia 8:3 (semieje mayor de 2,71 UA). El cinturn 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).

Estos huecos vacos reciben el nombre de su descubridor, Daniel Kirkwood, quien los descubri en el ao 1886. Cualquier asteroide situado en estas posiciones sera acelerado por Jpiter y su rbita se alargara (aumenta la excentricidad), por lo que el perihelio de su rbita podra acercarse a la rbita de algn planeta y colisionar con l 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 excentricidades muy variadas y por tanto estn continuamente cruzando a travs de ellos.

Desde la formacin del Sistema Solar, los planetas han sufrido variaciones en su rbita, y en concreto han ido modificando lentamente su distancia al Sol. La modificacin de la rbita de Jpiter, y por tanto la alteracin con el tiempo de la posicin de los huecos de Kirkwood, podra explicar el escaso nmero de asteroides que albergan determinadas regiones del cinturn.

Cambios en las rbitas

Aunque las resonancias orbitales de los planetas son el modo ms efectivo de modificar las rbitas de los asteroides, existen otros medios por los cuales esto sucede. Algunas evidencias, como el nmero de NEAs o meteoritos cerca de la Tierra, sugieren que las resonancias no son capaces por s solas de producirlas.

En un primer momento se postul que las colisiones aleatorias entre asteroides podran 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 rdenes de magnitud por debajo de lo observado. Por tanto, deben ser ms importantes otros efectos.

I. O. Yarkovsky propuso a finales del siglo XIX que la luz solar podra provocar alteraciones en las rbitas 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 rbita, ya que la luz le llega en la misma direccin que la fuerza de atraccin gravitatoria del Sol, y a efectos prcticos es como si estuviera siendo atrado por un objeto ligeramente menos masivo que el Sol. La idea clave de Yarkovsky es que un asteroide posee temperaturas diferentes en su superficie segn su orientacin al Sol. Los cuerpos emiten radiacin infrarroja, tanto mayor cuanto a ms temperatura se encuentren, y estos fotones emitidos le imprimen al asteroide una cantidad de movimiento en sentido contrario de hacia donde fueron radiados. De este modo, habr una emisin asimtrica de fotones y el asteroide se mover. Este efecto es mayor si existen diferencias de temperatura entre el afelio y el perihelio del asteroide. Mediante el efecto Yarkovsky se pueden determinar sus densidades, y se pueden explicar determinadas caractersticas orbitales y morfolgicas que poseen algunas familias de asteroides.

Algunos cientficos desarrollaron una variacin 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.

CeresEs el cuerpo celeste ms grande del cinturn, y el nico clasificado como planeta enano, desde la redefinicin de planeta de 2006. Esta clasificacin se debe a que su gravedad lo ha moldeado con una forma casi esfrica (con un dimetro de 940 km aprox.), y por tanto se dice que posee equilibrio hidrosttico. Con anterioridad a 2006 era considerado el asteroide ms grande, pero en la actualidad es el planeta enano ms pequeo, ya que los otros objetos que comparten esa misma clasificacin, como Plutn o Eris, son mayores.

Su magnitud absoluta es de 3,32, mayor que la de cualquier otro cuerpo del cinturn. Sin embargo, no deja de ser un cuerpo muy oscuro, ya que su albedo es de tan solo un 5%. Su estructura interna est formada por un ncleo compuesto de silicatos y una capa de agua en forma de hielo rodeada por una fina corteza. Una parte muy pequea del hielo se convierte en vapor de agua debido a la radiacin solar, lo que le confiere una tenue atmsfera. Su masa es casi un tercio de la del total de cinturn. Orbita a una distancia de entre 2,5 y 3 UA, y su excentricidad es de solo 0,08, por lo que su rbita es bastante circular.

Vesta

Fue descubierto por Olbers en 1807, es el segundo asteroide de mayor masa, el tercero en tamao, y el ms 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 cinturn, y su dimetro medio es de 530 km. Orbita a una distancia del Sol muy similar a la de Ceres. Vesta posee un ncleo metlico bastante denso (de hierro y nquel), un manto compuesto de olivino, y una corteza muy fina de apenas unos kilmetros de grosor.

Vesta recibi el impacto de otro asteroide, dejando un enorme crter sobre su superficie y enviando al cinturn multitud de fragmentos correspondientes al 1% de la masa del asteroide. De este modo se form la familia Vesta, de tipo-V (baslticos), pero actualmente slo una pequea parte de estos fragmentos contina orbitando el cinturn, pues se cree que el resto fue disipado al alcanzar la resonancia 3:1 con Jpiter, en uno de los huecos de Kirkwood. Algunos meteoritos cados sobre la Tierra tienen su origen en esta colisin.

Palas

Es el segundo objeto de mayor tamao del cinturn, aunque (4) Vesta es ms masivo. Representa un 7% de la masa del cinturn y su albedo es del 12%, ya que es de tipo-C. Posee la rbita ms excntrica de los cuatro, con un valor de 0,23, lo cual hace que su distancia ms cercana al Sol (2,1 UA) diste mucho de la ms alejada (3,4 UA). Tambin su inclinacin orbital es superior, con 34 (las de los otros tres son menores que 10). Se cree que un impacto sobre su superficie form la familia Palas, aunque el nmero de miembros es escaso.

En 1803, un ao despus de su descubrimiento y debido a su repercusin, William Hyde Wollaston bautiz a un nuevo elemento con el nombre de paladio.

Higia

Es el cuarto mayor objeto del cinturn de asteroides, con un dimetro medio de 431 km, aunque presenta una forma bastante alargada, y constituye un 3% de la masa total del cinturn. Fue descubierto por Annibale de Gasparis en 1849. En cuanto a su composicin, es un asteroide carbonceo (tipo-C) con un albedo del 7%. Es el miembro principal de la familia homnima a la que da nombre. Se trata, de los cuatro, del asteroide ms externo, cuyo afelio alcanza las 3,5 UA, y tarda 5,5 aos en completar su rbita.

Juno

Fue el tercer asteroide en ser descubierto y es uno de los ms grandes del cinturn principal de asteroides, siendo el segundo ms pesado dentro de los de tipo S. Fue descubierto el 1 de septiembre de 1804 por el astrnomo alemn Karl Ludwig Harding y bautizado con este nombre en honor a la diosa Juno. Al principio fue considerado un planeta, como Ceres, Palas, y Vesta. Fue clasificado de nuevo como asteroide, junto con los otros tres, cuando muchos asteroides ms fueron descubiertos. El pequeo tamao de Juno y su forma irregular lo excluyeron de haber sido considerado planeta enano conforme a la clasificacin de la UAI. (Hay 0.1 de probabilidad que vuelva ser un candidato a ser un planeta enano)

Localizacin

Aunque la mayor parte de los asteroides se encuentran en el cinturn principal, tambin existen otros grupos de asteroides. Se pueden diferenciar tres regiones de asteroides, segn su distancia al Sol:

Cinturn principal: se encuentra situado entre 2,06 y 3,65 UA, en una regin entre Marte y Jpiter. A su vez pueden clasificarse familias de asteroides, como Hungaria, Hilda, Eos, Themis, Cibeles, Koronis, entre otras.

Asteroides prximos a la Tierra (o NEAs, del ingls Near-Earth Asteroids): son asteroides muy prximos a la rbita terrestre, situados a menos de 1,3 UA del Sol. Se pueden subdividir en tres grupos:

Asteroides Atn: poseen semiejes mayores menores que 1 UA, y afelios mayores que 0,983 UA.

Asteroides Apolo: poseen semiejes mayores ms distantes que 1 UA, y perihelios 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 tamao.

Troyanos: se encuentran situados cerca de los puntos de Lagrange de Jpiter (situados a 60 de la lnea que une el Sol y Jpiter). Se conocen alrededor de 4.000. En ocasiones tambin se clasifican dentro de este grupo algunos asteroides situados en los puntos de Lagrange de Neptuno o Marte, como es el caso de (5261) Eureka. Reciben este nombre debido al primer asteroide de este grupo descubierto, (588) Aquiles, hroe de la Guerra de Troya.

Familias de asteroides

Cuando el nmero de asteroides descubiertos comenz a ser elevado, los astrnomos observaron que algunos de ellos compartan ciertas caractersticas, como la excentricidad o la inclinacin orbital. As fue como el japons Kiyotsugu Hirayama propuso en 1918 la existencia de cinco familias de asteroides, lista que con el paso del tiempo se ha ido dilatando.

Aproximadamente un tercio de los asteroides del cinturn forma parte de una familia. Las familias poseen elementos orbitales y espectros similares, lo cual indica que tienen su origen en la fragmentacin de un objeto ms grande. Existen 20-30 asociaciones que con certeza pueden considerarse familias de asteroides, aunque hay muchas otras cuya denominacin de familia no est tan clara. Las asociaciones con menos miembros que las familias se denominan cmulos de asteroides.

Algunas de las familias ms importantes son (en orden de distancia): Flora, Eunoma, Koronis, Eos y Themis. La familia Flora, una de las ms numerosas, podra tener su origen en una colisin acontecida hace menos de mil millones de aos. El asteroide ms grande que forma parte de una familia es Vesta. Se cree que la familia Vesta se origin debido a una colisin sufrida sobre su superficie. Como resultado de la misma colisin tambin se formaron los llamados meteoritos HED.

Se han encontrado tres bandas de polvo dentro del cinturn principal. Es posible que estn asociadas a las familias Eos, Koronis y Themis, debido a que sus rbitas son similares a las de estas bandas.

Periferia

Bordeando el lmite interior del cinturn de asteroides se encuentra la 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 Hungaria. Esta agrupacin de asteroides se encuentra separada del cinturn principal por el hueco de Kirkwood correspondiente a la resonancia 4:1, y sus miembros poseen inclinaciones muy elevadas. Algunos cruzan la rbita de Marte, cuyas perturbaciones gravitacionales son probablemente la causa ms notable en la reduccin de la poblacin de este grupo.

Otro grupo de asteroides con rbitas inclinadas en la parte interior del cinturn es la familia Focea. La gran mayora 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.

En el lmite exterior del cinturn se encuentra la familia Cibeles, orbitando entre 3,3 y 3,5 UA, en la resonancia 7:4 con Jpiter. La familia Hilda orbita entre 3,5 y 4,2 UA, con rbitas bastante circulares y estables en la resonancia 3:2 de Jpiter. Ms all de 4,2 UA se encuentran muy pocos asteroides, hasta la rbita de Jpiter (5,2 UA), donde se encuentran los asteroides troyanos. Los troyanos pueden dividirse en dos grupos, segn el punto de Lagrange de Jpiter que ocupen: los que se encuentran en el punto L4 y los que se sitan en el lado contrario L5. Se desconoce la razn de que el punto L4 se encuentre mucho ms poblado.

Nuevas familias

Algunas familias se han formado recientemente, en tiempos astronmicos. El cmulo Karin se form hace 5,8 millones de aos como consecuencia de una colisin sufrida por un asteroide de 16 km de radio.La familia Veritas se form hace 8,7 millones de aos; entre las evidencias se incluye polvo interplanetario recogido de los sedimentos ocanicos.

Mucho ms reciente es el cmulo Datura que se form hace 450 mil aos a partir de un asteroide del cinturn principal. La estimacin de su antigedad est basada en la probabilidad estadstica de que sus miembros tengan las rbitas actuales, y no en evidencias fsicas slidas. Se cree que el cmulo Datura podra haber sido una fuente de polvo y material zodiacal.Otras formaciones recientes, como el cmulo Iannini (hace circa 5 millones de aos) o el cmulo Seinjoki, tambin podran haber contribuido a la formacin de este polvo.

Colisiones

Debido a la elevada poblacin del cinturn principal las colisiones entre asteroides suceden de manera frecuente, en escalas de tiempo astronmicas. Se estima que cada 10 millones de aos se produce una colisin entre asteroides cuyos radios exceden de los 10 km. Las colisiones en ocasiones provocan la fragmentacin del asteroide en objetos ms pequeos, formando una nueva familia de asteroides. Tambin puede ocurrir que dos asteroides colisionen a velocidades muy bajas, en cuyo caso quedan unidos. Debido a estos procesos de colisin, los objetos que formaron el cinturn de asteroides primitivo apenas guardan relacin con los actuales.

Adems de asteroides, el cinturn tambin contiene bandas de polvo formados de partculas con radios de unos pocos cientos de micrmetros. Este material se produce, al menos en parte, por colisiones entre asteroides, y por el impacto de micrometeoritos en los asteroides. Adems, el efecto Poynting-Robertson provoca que debido a la radiacin solar este polvo gire lentamente en espiral hacia del Sol.

La combinacin de este polvo con el material eyectado de los cometas produce la luz zodiacal. El brillo que produce, aunque dbil, puede observarse por la noche en direccin hacia el Sol a lo largo de la eclptica. Las partculas que producen la luz zodiacal visible presentan de media radios de 40 micrmetros. El tiempo de vida caracterstico de estas partculas es del orden de 700.000 aos. Por lo tanto, para mantener las bandas de polvo deben crearse nuevas partculas a un ritmo constante en el cinturn de asteroides.

Meteoritos

Los escombros que se originan en las colisiones pueden formar meteoroides que finalmente alcancen la atmsfera terrestre. Un porcentaje mayor que el 99,8% de los 30.000 meteoritos hallados hasta la fecha en la Tierra se cree que se ha originado en el cinturn de asteroides. En septiembre de 2007 se public un estudio que sugera que el asteroide Baptistina sufri una colisin que provoc el envo de una cantidad considerable de fragmentos al interior del Sistema Solar. Se cree que los impactos de estos fragmentos crearon los crteres Tycho y Chicxulub, situados en la Luna y en Mxico respectivamente, y ste ltimo pudo provocar la extincin de los dinosaurios hace 65 millones de aos.

Exploracin

La primera nave espacial que atraves el cinturn de asteroides fue la Pioneer 10, el 16 de julio de 1972. Por aquel entonces exista cierta preocupacin sobre si los escombros que all haba supondran un peligro para la nave, pero hasta ahora han atravesado el cinturn sin incidentes una decena de naves distintas. Las sondas Pioneer 11, Voyager 1 y 2 y Ulysses, pasaron por el cinturn sin tomar imgenes. La misin Galileo tom imgenes de (951) Gaspra en 1991 y de (243) Ida (y su satlite Dactyl) en 1993, NEAR Shoemaker de (253) Matilde en 1997 y (433) Eros en 2000, Cassini-Huygens de (2685) Masursky en 2000, Stardust de (5535) Annefrank en 2002 y New Horizons de (132524) APL en 2006.

La misin Hayabusa, que retorn a la Tierra en junio de 2010, fotografi y aterriz sobre la superficie de (25143) Itokawa en 2005, durante dos meses. La misin Dawn fue lanzada en 2007, el da 18 de julio de 2011 se confirm que la sonda entr en la rbita de Vesta, y se espera que orbite alrededor de Ceres en 2015. La misin WISE fue lanzada el 14 de diciembre de 2009 y buscar mediante deteccin de radiacin infrarroja todos los asteroides cuyo dimetro sea mayor a 3 km. El lanzamiento de otra misin, OSIRIS, est previsto que tenga lugar en 2015, y traer a la Tierra muestras de material de la superficie de un asteroide.

La mayora de las fotografas tomadas de los asteroides fueron realizadas durante el breve paso por el cinturn de las sondas espaciales que se dirigan hacia otros objetivos, a excepcin del NEAR y de la sonda Hayabusa, que exploraron determinados asteroides cercanos (NEAs). Solamente la misin Dawn tiene como objetivo primario el estudio de objetos del cinturn principal de asteroides, y si stos se cumplen con xito es posible que se desarrolle una extensin de la misin que permita exploraciones adicionales.

Fuente futura de recursos

Los asteroides son los cuerpos ms accesibles del Sistema Solar. Se ha sugerido que en un futuro el material de los asteroides cercanos a la Tierra (NEAs) podra ser aprovechable. Los materiales ms importantes econmicamente son el agua (la poseen los asteroides tipo-C, generalmente en forma de hielo) y diversos metales, como hierro, nquel, cobalto o platino (asteroides tipos S y M). Ya se ha especulado con los mtodos posibles para hacerlo y los costes econmicos implicados, y se cree que por cada tonelada de material terrestre utilizado para la construccin de naves podrn obtenerse hasta mil toneladas de material en los asteroides. Esto abaratara el coste de los materiales en cuestin, y podran utilizarse para la construccin de estructuras necesarias en futuras exploraciones espaciales.

LA CADA DE UN GRAN ASTEROIDE

Las consecuencias del impacto de un asteroide de unos 10Km de dimetro seran devastadoras. Se liberaran 100.000 megatones de energa, o lo que sera igual, cinco millones de bombas atmicas como las de Hiroshima. Adems de un gran terremoto de magnitud 12 de la escala de Richter, vientos de hasta 500Km/h y temperaturas en el punto de impacto 100000 C.

Si tuviramos la oportunidad de presenciarlo, el asteroide nos parecera una estrella brillante treinta minutos antes del impacto, y ms grande que la Luna medio minuto antes. Naturalmente, si se tuviera una buena perspectiva, no se sobrevivira para poder contarlo, pero al menos disfrutaramos durante unos segundos de la visin de una montaa incandescente azulada cayendo a 30 o 40 veces la velocidad del sonido y hacindose trizas violentamente al tocar tierra. Es fcil hablar de magnitudes en kilmetros, pero no es fcil imaginarse que en el primer instante en que la proa del asteroide tocara el suelo, su popa todava estara a la altura a la que vuelan los aviones transocenicos.

Si el asteroide cayese en tierra formara un crter de unos 150 Km de dimetro, con una protuberancia en el centro causada por rebote elstico, produciendo movimientos en las mrgenes continentales. Si la cada sucediera en el ocano, enormes volmenes de agua herviran y aparecera una gran pluma de vapor con un radio de 350 Km. En ste ltimo caso el crter generado sera un poco ms extenso y ms plano que el de tierra con la posibilidad de romper la corteza ocenica lo que conllevara una marca morfolgica, gravitatoria y magntica importante. Otro efecto inmediato seran los grandes tsunamis que barreran los ocanos hasta llegar a las costas. Si el asteroide tuviera unos 10Km de dimetro e impactara en un ocano de 5 Km de profundidad, formara una gran ola de 5 Km de altura inicial. En 27 horas habra Impactos de asteroides y extinciones en masa el todo el planeta, erosionando las plataformas externas e inundando extensas reas continentales.

Sea donde fuera que cayera, la onda expansiva llegara en pocos minutos hasta los dos mil o tres mil kilmetros de distancia, haciendo reventar los pulmones de cualquier espectador. Tras producirse el impacto, materiales slidos de pequeos tamaos quedaran en suspensin por el ambiente, siendo repartidos por las corrientes de aire. Llegaran a oscurecer la atmsfera y adems produciran graves incendios en reas muy alejadas del punto de impacto debido a las altas temperaturas de las cenizas.

Estos incendios podran terminar de forma directa con un 20% de la vegetacin mundial, y como consecuencia se creara un holln oscuro que ayudara a incrementar la oscuridad total en la que estara sumida la Tierra, por lo que la flora que no hubiera desaparecido por los incendios, lo hara por la falta de luz solar en varios meses o incluso aos.

La noche permanente no llegara de forma sbita, sino que vendra precedida durante unas semanas de crepsculos y amaneceres de cielo anaranjado cada vez ms prolongados, hasta que un buen da no se vera la luz en absoluto.

La energa procedente del Sol no sera absorbida por la atmsfera, aumentara el albedo y el planeta se encaminara hacia una rpida glaciacin. Si el objeto cayese sobre el ocano, las consecuencias seran ligeramente diferentes y menos catastrficas. Las aguas entraran en ebullicin y el vapor de agua sera transferido a la atmsfera. Con el tiempo se condensara cayendo en forma de lluvia o bien de nieve pero seran precipitaciones sucias debido a los slidos que se encontraran en el camino de descenso.

En resumen, la Tierra tras el impacto se calienta alcanzando temperaturas elevadas, pero acto seguido, las cenizas y el polvo que se han concentrado en la atmsfera dejan al planeta en la ms absoluta oscuridad, provocando un invierno global.

En las zonas interiores de los continentes se podran llegar a temperaturas inferiores a los 10 C bajo cero produciendo nevadas de varios metros de altura. Por el contrario en las zonas de la costa las aguas no se congelaran debido a su alta capacidad calorfica. El incremento de las zonas cubiertas de hielo hara aumentar el albedo, disminuyendo otra vez como consecuencia la temperatura general. El planeta entrara en una glaciacin. Adems, la permanente oscuridad en la que la Tierra estara sumida, provocara la muerte de plantas, es decir, la desaparicin de la fotosntesis y por tanto la destruccin de las cadenas alimentarias ya que los herbvoros se quedaran sin alimento, cosa que sucedera poco despus a los carnvoros que tambin desapareceran y as sucesivamente. Es necesario destacar que la disminucin de la luz solar no sera igual en todo el globo terrestre y adems cabra la posibilidad de que pequeos animales carroeros o comedores de semillas y capaces de aislarse en madrigueras o bajo tierra sobreviviran a semejantes cambios climticos.

Por paradjico que parezca, despus de la glaciacin ocurrira un terrible efecto invernadero provocado por las grandes cantidades de CO2 acumuladas en la atmsfera durante el periodo de oscuridad. Todo el que no habran podido fijar las plantas por falta de luz. La temperatura aumentara unos 10 C debido al calentamiento y tendran que pasar entre 10.000 y 30.000 aos para que la vida en la tierra volviese a recuperar algo de su viejo esplendor.

Por ltimo, grandes cantidades de SO2 y NO X habran contaminado el aire y se precipitaran hacia la superficie de la Tierra en forma de lluvia cida, terminando con el plancton marino. Y por si quedaba todava algn ser vivo en la corteza terrestre, la capa de ozono se habra reducido en un 90% debido al incremento de NO X en el aire, pero este hecho no afecta a la vida marina, ya que en el agua la radiacin ultravioleta se reduce.

La flora terrestre resistira mejor a la extincin en masa porque sus esporas y semillas podran permanecer enterradas, sumergidas en agua e incluso circulando por capas altas de la atmsfera durante largos de tiempo en estado latente, y germinar cuando las cosas se fueran serenando.