Astronomia

Existem asteróides conhecidos com densidade média semelhante à da Terra?

Existem asteróides conhecidos com densidade média semelhante à da Terra?


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Nesta resposta, menciono que para órbitas muito baixas em torno de corpos esféricos, o período tende a escala apenas como a raiz quadrada inversa da densidade, e não o diâmetro.

Para órbitas baixas onde o semieixo maior está próximo ao raio do corpo central, o período está relacionado à densidade média do corpo e não relacionado ao seu tamanho.

Portanto, uma órbita baixa em torno de um asteróide esférico (que normalmente não existe) feito de uma mistura de rocha e ferro (o que normalmente não existe) levará cerca de 90 minutos, assim como LEO (órbita baixa da Terra), mesmo que seja apenas 1 km de diâmetro.

Gostaria de dar um exemplo, mas não sei onde encontrar uma tabela de densidade de asteróides, nem mesmo um histograma, que inclua algo próximo a 5 g / cm ^ 3.

Pergunta: Existem asteróides conhecidos com densidade média semelhante à da Terra?

Alguns exemplos significam densidades da Wikipedia (alguns planetas rochosos incluídos para uma boa medida):

densidade média do corpo (g / cm ^ 3) Terra 5,5 Mercúrio 5,4 Vênus 5,2 Marte 3,9 Io 3,5 Vesta 3,4 Lua 3,3 Hygiea 2,8 Pallas 2,7 Ceres 2,1

Aparentemente, 21 Lutetia (~ 80x120 km) é um dos asteróides mais densos conhecidos em cerca de 3,4 g / cm$^3$. Infelizmente, isso é pouco mais de 60% da densidade da Terra. 21 Lutetia é o único que os cientistas acreditam que ele possui um núcleo primordial, ou seja, possui um núcleo da formação do sistema solar (e não foi destruído após todos esses anos). Acreditamos que esteja escondido sob a superfície. Seria rico em metais, explicando a densidade, e por estar escondido sob a superfície 21 Lutetia não seria diferente de qualquer outro asteróide, que é o caso. Este asteróide é o principal alvo para mineração por causa de seu núcleo de metal. Suponho que a resposta à sua pergunta seja não, a menos que 3.4 seja suficiente para sua definição de "fechar".


Capítulo 9

-A maioria permanece inalterada desde sua formação na nebulosa solar.

-Têm densidades semelhantes.

-Têm uma gama semelhante de inclinações orbitais.

-Têm raios orbitais semelhantes.

-Asteróides e cometas se formaram em momentos diferentes.

-Os esteróides são muito maiores que os cometas.

-Cometas são muito maiores que asteróides.

-As esteróides se formaram dentro da linha de gelo, enquanto os cometas se formaram fora

-Os esteróides se aglomeram devido à sua gravidade mútua e isso cria lacunas em sua distribuição.

-Há uma grande população de asteróides tênue demais para ser vista, chamados de asteróides & quotgap & quot.

-A gravidade de Júpiter causa ressonâncias orbitais que empurram os asteróides para fora dessas áreas.

-Há asteróides de metal puro ou de rocha pura, mas nenhuma mistura.

-Assim, há uma "lacuna" na composição dos asteróides.

- ao longo da órbita de Júpiter, 60 ° à frente e atrás de Júpiter

-em órbitas que cruzam a órbita da Terra

-a densidade dos asteróides é alta o suficiente para que uma grande colisão pulverize vários asteróides.

-o período de um asteróide em órbita seria uma fração simples (como 1/3 ou 1/4) do período orbital de Júpiter.

-o período de um asteróide em órbita seria o mesmo que o período orbital de Júpiter.

-o período de um asteróide em órbita seria o mesmo que o período orbital de Marte.

Os grandes asteróides tornaram-se esféricos porque muitas pequenas colisões se fragmentaram até que apenas uma esfera foi deixada, o que não ocorreu com os pequenos asteróides.

Os asteróides grandes já foram fundidos e, portanto, tornaram-se esféricos, mas os asteróides pequenos nunca fundiram.

Os asteróides pequenos têm formas estranhas porque foram todos arrancados de objetos maiores.

- um raio de luz causado por uma estrela se movendo no céu

-um cometa que queima na atmosfera da Terra

-uma pequena lua que orbita um dos planetas gigantes

- um fragmento de material do sistema solar que caiu na superfície da Terra

as crostas e mantos de asteróides.
Marte.

- cerca de metade do diâmetro da Lua da Terra.

-sobre o tamanho da Lua da Terra.

-com massa suficiente para reunir hidrogênio e hélio e se tornar um gigante gasoso.

-É feito de planetesimais que se formaram além da órbita de Netuno e nunca se agregaram para formar um planeta.

-É feito de planetesimais entre as órbitas de Marte e Júpiter que nunca se formaram em planeta.

-É feito de planetesimais formados no sistema solar externo que foram lançados em órbitas distantes por encontros com os planetas jovianos.

- Consiste em objetos que se fragmentaram do protosun durante uma colisão catastrófica no início da formação do sistema solar.


Principais marcos na pesquisa de asteróides

O primeiro asteróide foi descoberto em 1º de janeiro de 1801, pelo astrônomo Giuseppe Piazzi em Palermo, Itália. A princípio, Piazzi pensou ter descoberto um cometa, entretanto, depois que os elementos orbitais do objeto foram calculados, ficou claro que o objeto se movia em uma órbita planetária entre as órbitas de Marte e Júpiter. Por causa da doença, Piazzi foi capaz de observar o objeto apenas até 11 de fevereiro. Embora a descoberta tenha sido relatada na imprensa, Piazzi apenas compartilhou detalhes de suas observações com alguns astrônomos e não publicou um conjunto completo de suas observações até meses depois. Com a matemática então disponível, o curto arco de observações não permitiu o cálculo de uma órbita com precisão suficiente para prever onde o objeto reapareceria quando voltasse para o céu noturno, então alguns astrônomos não acreditaram na descoberta.

As coisas poderiam ter ficado se não fosse pelo fato de que esse objeto estava localizado na distância heliocêntrica prevista pela lei de distâncias planetárias de Bode, proposta em 1766 pelo astrônomo alemão Johann D. Titius e popularizada por seu compatriota Johann E. Bode, que usou o esquema para avançar a noção de um planeta “desaparecido” entre Marte e Júpiter. A descoberta do planeta Urano em 1781 pelo astrônomo britânico William Herschel a uma distância que se aproximava da distância prevista pela lei de Bode foi tida como forte evidência de sua correção. Alguns astrônomos estavam tão convencidos que concordaram durante uma conferência astronômica em 1800 em empreender uma pesquisa sistemática. Ironicamente, Piazzi não participou dessa tentativa de localizar o planeta desaparecido. No entanto, Bode e outros, com base na órbita preliminar, acreditaram que Piazzi o havia encontrado e depois o perdido. Isso levou o matemático alemão Carl Friedrich Gauss a desenvolver em 1801 um método para calcular a órbita de planetas menores a partir de apenas algumas observações, uma técnica que não foi significativamente melhorada desde então. Os elementos orbitais calculados por Gauss mostraram que, de fato, o objeto se movia em uma órbita planetária entre as órbitas de Marte e Júpiter. Usando as previsões de Gauss, o astrônomo alemão húngaro Franz von Zach (ironicamente, aquele que propôs fazer uma busca sistemática pelo planeta "desaparecido") redescobriu o objeto de Piazzi em 7 de dezembro de 1801. (Também foi redescoberto independentemente pelo astrônomo alemão Wilhelm Olbers em 2 de janeiro de 1802.) Piazzi nomeou esse objeto de Ceres em homenagem à antiga deusa romana dos grãos e deusa padroeira da Sicília, iniciando assim uma tradição que continua até os dias atuais: asteróides são nomeados por seus descobridores (em contraste com os cometas, que recebem o nome de seus descobridores).

A descoberta de mais três objetos tênues em órbitas semelhantes ao longo dos seis anos seguintes - Pallas, Juno e Vesta - complicou essa solução elegante para o problema do planeta desaparecido e deu origem à ideia surpreendentemente longa, embora não mais aceita, de que os asteróides eram os restos de um planeta que explodiu.

Depois dessa onda de atividades, a busca pelo planeta parece ter sido abandonada até 1830, quando Karl L. Hencke a renovou. Em 1845, ele descobriu um quinto asteróide, que chamou de Astraea.

O nome asteróide (Grego para "estrela") foi sugerido a Herschel pelo classicista Charles Burney, Jr., por meio de seu pai, o historiador da música Charles Burney, Sr., que era um amigo próximo de Herschel. Herschel propôs o termo em 1802 em uma reunião da Royal Society. No entanto, não foi aceito até meados do século 19, quando ficou claro que Ceres e os outros asteróides não eram planetas.

Havia 88 asteróides conhecidos em 1866, quando a próxima grande descoberta foi feita: Daniel Kirkwood, um astrônomo americano, notou que havia lacunas (agora conhecidas como lacunas de Kirkwood) na distribuição das distâncias de asteróides do Sol (Veja abaixo Distribuição e lacunas de Kirkwood). A introdução da fotografia na busca por novos asteróides em 1891, quando já haviam sido identificados 322 asteróides, acelerou a taxa de descoberta. O asteróide designado (323) Brucia, detectado em 1891, foi o primeiro a ser descoberto por meio de fotografia. No final do século 19, 464 foram encontrados, e esse número cresceu para 108.066 no final do século 20 e era quase 1.000.000 na terceira década do século 21. O crescimento explosivo foi resultado de uma pesquisa projetada para encontrar 90 por cento dos asteróides com diâmetros superiores a um quilômetro que podem cruzar a órbita da Terra e, portanto, ter o potencial de colidir com o planeta (Veja abaixo Asteróides próximos da Terra).


Asteróides são pequenos objetos rochosos que orbitam o sol. Embora os asteróides orbitem o Sol como planetas, eles são muito menores do que os planetas.

Existem muitos asteróides em nosso sistema solar. A maioria deles vive no cinturão de asteróides principal e região de mdasha entre as órbitas de Marte e Júpiter.

Alguns asteróides vão à frente e atrás de Júpiter. Eles são chamados de Trojans. Asteróides que se aproximam da Terra são chamados de Objetos Próximos à Terra, NEOs para abreviar. A NASA acompanha de perto esses asteróides.


Conteúdo

Em 1772, o matemático italiano Joseph-Louis Lagrange, ao estudar o problema restrito dos três corpos, previu que um pequeno corpo que compartilha uma órbita com um planeta, mas situado 60 ° à frente ou atrás dele, ficará preso perto desses pontos. [2] O corpo preso irá librar lentamente em torno do ponto de equilíbrio em uma órbita de girino ou ferradura. [9] Esses pontos iniciais e finais são chamados de L4 e eu5 Pontos de Lagrange. [10] [Nota 1] Os primeiros asteróides presos nos pontos de Lagrange foram observados mais de um século após a hipótese de Lagrange. Aqueles associados a Júpiter foram os primeiros a serem descobertos. [2]

E. E. Barnard fez a primeira observação registrada de um trojan, (12126) 1999 RM 11 (identificado como A904 RD na época), em 1904, mas nem ele nem outros avaliaram seu significado na época. [11] Barnard acreditava ter visto o satélite saturnino recentemente descoberto Phoebe, que estava a apenas dois minutos de arco de distância no céu na época, ou possivelmente um asteróide. A identidade do objeto não foi compreendida até que sua órbita foi calculada em 1999. [11]

A primeira descoberta aceita de um trojan ocorreu em fevereiro de 1906, quando o astrônomo Max Wolf do Observatório Estadual de Heidelberg-Königstuhl descobriu um asteróide no L4 Ponto Lagrangiano do sistema Sol-Júpiter, mais tarde denominado 588 Aquiles. [2] Em 1906–1907, mais dois trojans de Júpiter foram encontrados pelo colega astrônomo alemão August Kopff (624 Hektor e 617 Patroclus). [2] Hektor, como Aquiles, pertencia ao L4 enxame ("à frente" do planeta em sua órbita), enquanto Pátroclo foi o primeiro asteróide conhecido a residir no L5 Ponto Lagrangiano ("atrás" do planeta). [12] Em 1938, 11 trojans de Júpiter foram detectados. [13] Este número aumentou para 14 apenas em 1961. [2] À medida que os instrumentos melhoraram, a taxa de descoberta cresceu rapidamente: em janeiro de 2000, um total de 257 foram descobertos [10] em maio de 2003, o número cresceu para 1.600 . [14] Em outubro de 2018 [atualização], havia 4.601 cavalos de Tróia Júpiter conhecidos em L4 e 2.439 em L5. [15]

O costume de nomear todos os asteróides no L de Júpiter4 e eu5 pontos após heróis famosos da Guerra de Tróia foram sugeridos por Johann Palisa de Viena, que foi o primeiro a calcular com precisão suas órbitas. [2]

Asteróides na liderança (L4) órbita são nomeados após heróis gregos (o "nó ou acampamento grego" ou "grupo de Aquiles"), e aqueles na direita (L5) órbita são nomeados após os heróis de Tróia (o "nó ou acampamento de Trojan"). [2] Os asteróides 617 Patroclus e 624 Hektor foram nomeados antes da regra Grécia / Tróia ser criada, resultando em um espião grego no nó de Tróia e um espião de Tróia no nó grego. [13] [16]

As estimativas do número total de trojans de Júpiter são baseadas em pesquisas profundas de áreas limitadas do céu. [1] O L4 Acredita-se que o enxame contenha entre 160.000–240.000 asteróides com diâmetros maiores que 2 km e cerca de 600.000 com diâmetros maiores que 1 km. [1] [10] Se o L5 O enxame contém um número comparável de objetos, há mais de 1 milhão de trojans de Júpiter com 1 km ou mais. Para os objetos mais brilhantes do que magnitude absoluta 9,0, a população provavelmente está completa. [14] Esses números são semelhantes aos de asteróides comparáveis ​​no cinturão de asteróides. [1] A massa total dos trojans de Júpiter é estimada em 0,0001 da massa da Terra ou um quinto da massa do cinturão de asteróides. [10]

Dois estudos mais recentes indicam que os números acima podem superestimar o número de trojans de Júpiter em várias vezes. Esta superestimativa é causada por (1) a suposição de que todos os trojans de Júpiter têm um albedo baixo de cerca de 0,04, enquanto os pequenos corpos podem ter um albedo médio tão alto quanto 0,12 [17] (2) uma suposição incorreta sobre a distribuição dos trojans de Júpiter em o céu. [18] De acordo com as novas estimativas, o número total de trojans de Júpiter com um diâmetro maior que 2 km é 6.300 ± 1.000 e 3.400 ± 500 nos enxames L4 e L5, respectivamente. [18] Esses números seriam reduzidos por um fator de 2 se os pequenos trojans de Júpiter fossem mais reflexivos do que os grandes. [17]

O número de trojans de Júpiter observados no L4 enxame é ligeiramente maior do que o observado em L5. Como os cavalos de Tróia mais brilhantes de Júpiter apresentam pouca variação em números entre as duas populações, essa disparidade provavelmente se deve ao viés de observação. [4] Alguns modelos indicam que o L4 enxame pode ser ligeiramente mais estável do que o L5 enxame. [9]

O maior trojan de Júpiter é 624 Hektor, que tem um diâmetro médio de 203 ± 3,6 km. [14] Existem poucos cavalos de Troia grandes de Júpiter em comparação com a população geral. Com o tamanho decrescente, o número de trojans de Júpiter cresce muito rapidamente para 84 km, muito mais do que no cinturão de asteróides. Um diâmetro de 84 km corresponde a uma magnitude absoluta de 9,5, assumindo um albedo de 0,04. Dentro da faixa de 4,4-40 km, a distribuição de tamanho dos trojans de Júpiter se assemelha à dos asteróides do cinturão principal. Nada se sabe sobre as massas dos cavalos de Tróia menores de Júpiter. [9] A distribuição de tamanho sugere que os cavalos de Tróia menores podem ser produtos de colisões de cavalos de Tróia maiores de Júpiter. [4]

Os maiores trojans de Júpiter
Trojan Diâmetro (km)
624 Hektor 225
617 Patroclus 140
911 Agamenon 131
588 Aquiles 130
3451 Mentor 126
3317 Paris 119
1867 Deiphobus 118
1172 Äneas 118
1437 Diomedes 118
1143 Odysseus 115
Fonte: JPL Small-Body Database, dados NEOWISE

Os trojans de Júpiter têm órbitas com raios entre 5,05 e 5,35 UA (o semieixo maior médio é 5,2 ± 0,15 UA), e são distribuídos ao longo de regiões curvas e alongadas em torno dos dois pontos Lagrangeanos [1] cada enxame se estende por cerca de 26 ° ao longo do órbita de Júpiter, totalizando uma distância total de cerca de 2,5 UA. [10] A largura dos enxames é aproximadamente igual a dois raios de Hill, que no caso de Júpiter equivale a cerca de 0,6 UA. [9] Muitos dos trojans de Júpiter têm grandes inclinações orbitais em relação ao plano orbital de Júpiter - até 40 °. [10]

Os cavalos de troia de Júpiter não mantêm uma separação fixa de Júpiter. Eles libram lentamente em torno de seus respectivos pontos de equilíbrio, movendo-se periodicamente para perto de Júpiter ou para longe dele. [9] Os cavalos de Tróia de Júpiter geralmente seguem caminhos chamados órbitas de girinos em torno dos pontos de Lagrange, o período médio de sua liberação é de cerca de 150 anos. [10] A amplitude da libração (ao longo da órbita de Júpiter) varia de 0,6 ° a 88 °, com a média sendo cerca de 33 °. [9] Simulações mostram que os trojans de Júpiter podem seguir trajetórias ainda mais complicadas ao se moverem de um ponto Lagrangiano para outro - são chamadas de órbitas em ferradura (atualmente nenhum Trojan de Júpiter com essa órbita é conhecido). [9]

Famílias dinâmicas e binários Editar

Discernir famílias dinâmicas dentro da população de cavalos de troia de Júpiter é mais difícil do que no cinturão de asteróides, porque os cavalos de troia de Júpiter estão presos em uma faixa muito mais estreita de posições possíveis. Isso significa que os clusters tendem a se sobrepor e se fundir com o enxame geral. Em 2003, cerca de uma dúzia de famílias dinâmicas foram identificadas. As famílias Júpiter-troianos são muito menores em tamanho do que as famílias no cinturão de asteróides. A maior família identificada, o grupo Menelau, consiste de apenas oito membros. [4]

Em 2001, 617 Patroclus foi o primeiro trojan de Júpiter a ser identificado como um asteróide binário. [19] A órbita do binário é extremamente próxima, a 650 km, em comparação com 35.000 km da esfera de Hill do primário. [20] O maior trojan de Júpiter - 624 Hektor - é provavelmente um binário de contato com um moonlet. [4] [21] [22]

Os trojans de Júpiter são corpos escuros de forma irregular. Seus albedos geométricos geralmente variam entre 3 e 10%. [14] O valor médio é 0,056 ± 0,003 para os objetos maiores que 57 km, [4] e 0,121 ± 0,003 (banda R) para aqueles menores que 25 km. [17] O asteróide 4709 Ennomos tem o albedo mais alto (0,18) de todos os trojans de Júpiter conhecidos. [14] Pouco se sabe sobre as massas, composição química, rotação ou outras propriedades físicas dos trojans de Júpiter. [4]

Edição de rotação

As propriedades rotacionais dos cavalos de troia de Júpiter não são bem conhecidas. A análise das curvas de luz rotacional de 72 cavalos de Tróia Júpiter deu um período de rotação médio de cerca de 11,2 horas, enquanto o período médio da amostra de controle de asteróides no cinturão de asteróides foi de 10,6 horas. [23] A distribuição dos períodos de rotação dos cavalos de troia de Júpiter parecia ser bem aproximada por uma função Maxwelliana, [Nota 2] enquanto a distribuição dos asteróides do cinturão principal não era Maxwelliana, com um déficit de períodos na faixa 8–10 horas. [23] A distribuição maxwelliana dos períodos de rotação dos trojans de Júpiter pode indicar que eles sofreram uma evolução colisional mais forte em comparação com o cinturão de asteróides. [23]

Em 2008, uma equipe do Calvin College examinou as curvas de luz de uma amostra distorcida de dez cavalos de Troia de Júpiter e encontrou um período de rotação médio de 18,9 horas. Este valor foi significativamente maior do que para asteroides da cintura principal de tamanho semelhante (11,5 horas). A diferença pode significar que os trojans de Júpiter possuem uma densidade média mais baixa, o que pode implicar que eles se formaram no cinturão de Kuiper (veja abaixo). [24]

Edição de composição

Espectroscopicamente, os trojans de Júpiter, em sua maioria, são asteróides do tipo D, que predominam nas regiões externas do cinturão de asteróides. [4] Um pequeno número é classificado como asteroides do tipo P ou C. [23] Seus espectros são vermelhos (o que significa que eles refletem mais luz em comprimentos de onda mais longos) ou neutros e sem características. [14] Nenhuma evidência firme de água, produtos orgânicos ou outros compostos químicos foi obtida até 2007 [atualização]. 4709 Ennomos tem um albedo ligeiramente superior à média de Júpiter-trojan, o que pode indicar a presença de gelo de água. Alguns outros Trojans de Júpiter, como 911 Agamenon e 617 Patroclus, mostraram absorções muito fracas em 1,7 e 2,3 μm, o que pode indicar a presença de compostos orgânicos. [25] Os espectros dos trojans de Júpiter são semelhantes aos das luas irregulares de Júpiter e, até certo ponto, dos núcleos dos cometas, embora os trojans de Júpiter sejam espectralmente muito diferentes dos objetos mais vermelhos do cinturão de Kuiper. [1] [4] O espectro de um trojan de Júpiter pode ser combinado a uma mistura de gelo de água, uma grande quantidade de material rico em carbono (carvão), [4] e possivelmente silicatos ricos em magnésio. [23] A composição da população de cavalos de troia de Júpiter parece ser marcadamente uniforme, com pouca ou nenhuma diferenciação entre os dois enxames. [26]

Uma equipe do Observatório Keck no Havaí anunciou em 2006 que havia medido a densidade do trojan binário Júpiter 617 Patroclus como sendo menor do que a do gelo de água (0,8 g / cm 3), sugerindo que o par, e possivelmente muitos outros cavalos de Tróia objetos, se assemelham mais a cometas ou objetos do cinturão de Kuiper em composição - gelo de água com uma camada de poeira - do que os asteróides do cinturão principal. [20] Contrariando este argumento, a densidade de Hektor determinada a partir de sua curva de luz rotacional (2.480 g / cm 3) é significativamente maior do que a de 617 Pátroclo. [22] Essa diferença nas densidades sugere que a densidade pode não ser um bom indicador da origem do asteróide. [22]

Duas teorias principais surgiram para explicar a formação e evolução dos trojans de Júpiter. O primeiro sugere que os trojans de Júpiter se formaram na mesma parte do Sistema Solar que Júpiter e entraram em suas órbitas enquanto ele se formava. [9] O último estágio da formação de Júpiter envolveu o crescimento descontrolado de sua massa através do acúmulo de grandes quantidades de hidrogênio e hélio do disco protoplanetário durante este crescimento, que durou apenas cerca de 10.000 anos, a massa de Júpiter aumentou por um fator de dez. Os planetesimais que tinham aproximadamente as mesmas órbitas de Júpiter foram capturados pelo aumento da gravidade do planeta. [9] O mecanismo de captura foi muito eficiente - cerca de 50% de todos os planetesimais restantes foram capturados. Esta hipótese tem dois problemas principais: o número de corpos presos excede a população observada de trojans de Júpiter em quatro ordens de magnitude, e os atuais asteróides de trojan de Júpiter têm inclinações orbitais maiores do que as previstas pelo modelo de captura. [9] Simulações deste cenário mostram que tal modo de formação também inibiria a criação de trojans semelhantes para Saturno, e isso foi confirmado pela observação: até o momento, nenhum trojans foi encontrado perto de Saturno. [27] Em uma variação desta teoria, Júpiter captura cavalos de Tróia durante seu crescimento inicial, em seguida, migra à medida que continua a crescer. Durante a migração de Júpiter, as órbitas de objetos em órbitas em ferradura são distorcidas, fazendo com que o lado L4 dessas órbitas seja superocupado. Como resultado, um excesso de trojans fica preso no lado L4 quando as órbitas em ferradura mudam para órbitas de girinos conforme Júpiter cresce. Este modelo também deixa a população de trojan de Júpiter com 3-4 ordens de magnitude muito grande. [28]

A segunda teoria propõe que os trojans de Júpiter foram capturados durante a migração dos planetas gigantes descritos no modelo de Nice. No modelo de Nice, as órbitas dos planetas gigantes tornaram-se instáveis ​​500-600 milhões de anos após a formação do Sistema Solar, quando Júpiter e Saturno cruzaram sua ressonância de movimento médio 1: 2. Encontros entre planetas resultaram em Urano e Netuno sendo espalhados para fora do cinturão de Kuiper primordial, rompendo-o e jogando milhões de objetos para dentro. [29] Quando Júpiter e Saturno estavam perto de sua ressonância 1: 2, as órbitas dos trojans de Júpiter pré-existentes tornaram-se instáveis ​​durante uma ressonância secundária com Júpiter e Saturno. Isso ocorreu quando o período de libração dos trojans sobre seu ponto Lagrangiano tinha uma proporção de 3: 1 para o período em que a posição onde Júpiter passa por Saturno circulou em relação ao seu periélio. Este processo também foi reversível, permitindo que uma fração dos numerosos objetos espalhados por Urano e Netuno entrassem nesta região e fossem capturados enquanto as órbitas de Júpiter e Saturno se separavam. Esses novos trojans tinham uma ampla gama de inclinações, resultado de vários encontros com planetas gigantes antes de serem capturados. [30] Este processo também pode ocorrer mais tarde, quando Júpiter e Saturno cruzam ressonâncias mais fracas. [31]

Em uma versão revisada do modelo de Nice, trojans de Júpiter são capturados quando Júpiter encontra um gigante de gelo durante a instabilidade. Nesta versão do modelo de Nice, um dos gigantes de gelo (Urano, Netuno ou um quinto planeta perdido) é espalhado para dentro em uma órbita que cruza Júpiter e é espalhado para fora por Júpiter, fazendo com que as órbitas de Júpiter e Saturno se separem rapidamente. Quando o semi-eixo maior de Júpiter salta durante esses encontros, os trojans de Júpiter existentes podem escapar e novos objetos com semi-eixos maiores semelhantes ao novo semi-eixo maior de Júpiter são capturados. Seguindo seu último encontro, o gigante de gelo pode passar por um dos pontos de libração e perturbar suas órbitas deixando este ponto de libração esgotado em relação ao outro. Após o fim dos encontros, alguns desses trojans de Júpiter são perdidos e outros capturados quando Júpiter e Saturno estão perto de ressonâncias de movimento médio fracas, como a ressonância 3: 7 através do mecanismo do modelo original de Nice. [31]

O futuro a longo prazo dos trojans de Júpiter está em aberto, porque múltiplas ressonâncias fracas com Júpiter e Saturno fazem com que eles se comportem de forma caótica ao longo do tempo. [32] A quebra colisional lentamente esgota a população de trojan de Júpiter à medida que os fragmentos são ejetados. Os trojans de Júpiter ejetados podem se tornar satélites temporários de Júpiter ou cometas da família de Júpiter. [4] Simulações mostram que as órbitas de até 17% dos trojans de Júpiter são instáveis ​​com a idade do Sistema Solar. [33] Levison et al. acreditam que cerca de 200 trojans de Júpiter ejetados com mais de 1 km de diâmetro podem estar viajando pelo Sistema Solar, com alguns possivelmente em órbitas que cruzam a Terra. [34] Alguns dos trojans de Júpiter escapados podem se tornar cometas da família de Júpiter à medida que se aproximam do Sol e sua superfície de gelo começa a evaporar. [34]

Em 4 de janeiro de 2017, a NASA anunciou que Lucy foi selecionada como uma de suas próximas duas missões do Programa de Descoberta. [35] Lucy está pronta para explorar seis trojans de Júpiter. O lançamento está previsto para 2021 e chegará ao L4 Nuvem de Trojan em 2027 após a passagem de um asteróide do cinturão principal. Em seguida, ele retornará à vizinhança da Terra para uma assistência da gravidade para levá-lo ao L de Júpiter5 Nuvem de Trojan onde visitará 617 Patroclus. [36]

A agência espacial japonesa propôs a vela solar OKEANOS para o final da década de 2020 para analisar um asteróide Trojan no local ou para realizar uma missão de retorno de amostra.


O maior asteróide pode conter mais água doce do que a terra

O maior asteróide conhecido pode conter mais água doce do que a Terra e se parece com o nosso planeta de outras maneiras, de acordo com um novo estudo que confunde ainda mais a linha entre os planetas e as grandes rochas espaciais.

Os astrônomos obtiveram 267 imagens do asteróide Ceres usando o Telescópio Espacial Hubble. A partir dessas imagens e simulações de computador subsequentes, eles sugerem que Ceres pode ter um núcleo interno rochoso e uma crosta externa fina e empoeirada.

Uma equipe liderada por Peter Thomas, da Cornell University, disse hoje que Ceres é quase esférica, o que sugere que a gravidade controla sua forma. Além disso, a forma não uniforme do asteróide indica que o material não está distribuído uniformemente em seu interior.

Essas e outras novas pistas, incluindo a baixa densidade de Ceres, apontam para um interior carregado de água congelada, disseram os astrônomos.

Os resultados são detalhados na edição de 8 de setembro da revista. Natureza.

Ceres há muito é considerada uma das dezenas de milhares de asteróides que constituem o cinturão de asteróides entre Marte e Júpiter. Com 580 milhas (930 km) de diâmetro & ndash sobre o tamanho do Texas & ndash é o maior asteróide do cinturão, respondendo por cerca de 25 por cento da massa total do cinturão.

Os astrônomos pensaram que Ceres poderia nunca ter sido aquecido o suficiente para criar camadas de material.

Mas os modelos de computador agora sugerem que Ceres tem um material denso interno e denso diferenciado no núcleo e um material mais leve próximo à superfície. As configurações possíveis incluem um manto rico em água gelada ao redor do núcleo rochoso.

Se esse manto for composto de pelo menos 25% de água, o Ceres teria mais água doce do que a Terra, de acordo com um comunicado divulgado pelo Space Telescope Science Institute, que opera o Hubble para a NASA e a Agência Espacial Europeia.

"O cenário mais provável, a partir do conhecimento que temos sobre como outros objetos se formam, provavelmente tem um núcleo rochoso e um manto. Esse manto é provavelmente uma mistura aquosa e gelada com outra sujeira e constituintes. Esse manto pode ser tanto quanto? Do todo objeto ", disse o co-autor do estudo Joel Parker, do Southwest Research Institute SPACE.com. "Mesmo sendo um objeto pequeno em comparação com a Terra, pode haver muita água."

Na Terra, a água doce constitui apenas uma camada fina com apenas alguns quilômetros de profundidade em alguns lugares, menos em outros. A camada de água proposta para Ceres, embora menor em circunferência, é muitos quilômetros mais espessa.

O volume total de água na Terra é de cerca de 1,4 bilhão de cubiquilômetros, dos quais cerca de 41 milhões são de água doce. Se o manto de Ceres representa 25% da massa do asteróide, isso seria traduzido para um limite superior de 200 milhões de quilômetros cúbicos de água, disse Parker.

Uma vez que todos os nove planetas "regulares" têm interiores diferenciados, esta nova visão de Ceres tem alguns astrônomos chamando Ceres de "mini-planeta", adicionando combustível a um debate contínuo sobre exatamente o que se qualifica como um planeta.

Outros pesquisadores anunciaram recentemente a descoberta do 2003 UB313, um objeto redondo em nosso sistema solar 1-1 / 2 vezes maior que Plutão e cerca de três vezes mais distante do sol. Mas mesmo um objeto deste tamanho & ndahat 2.100 milhas de diâmetro aproximadamente quatro vezes o tamanho de Ceres & ndash não recebe endosso universal como sendo um planeta.

Um astrônomo, Brian Marsden, que inspeciona o Centro do Planeta Menor, onde são coletados dados sobre pequenos corpos, diz que, se Plutão for considerado um planeta, quaisquer outros mundos redondos também deveriam ser considerados planetas. Segundo essa definição, que alguns outros astrônomos assinam, o Ceres 2003 UB313 e um punhado de outros objetos grandes seriam chamados de planetas. A alternativa, Marsden e outros dizem, é parar de chamar Plutão de planeta.

Outra explicação é que Ceres é uma espécie de planeta 'bebê' e ndash uma versão subdesenvolvida da Terra e outros planetas rochosos. Visto desta forma, Ceres se parece com outros planetas incipientes, há mais de 4 bilhões de anos.

A principal teoria para a formação de planetas afirma que pequenas rochas colidiram, emperraram e cresceram gradualmente. Dependendo da localização e da órbita, um mundo em desenvolvimento pode ou não ter encontrado matéria-prima suficiente para se tornar tão grande quanto os quatro planetas rochosos tradicionais.

"Ceres é um planeta embrionário", disse a membro da equipe de observação Lucy McFadden, do Departamento de Astronomia da Universidade de Maryland. "As perturbações gravitacionais de Júpiter bilhões de anos impediram Ceres de acumular mais material para se tornar um planeta completo."

Em 2015, os cientistas terão uma visão de perto de Ceres, quando a missão NASA Dawn orbitar o asteróide. Um olhar mais atento deve fornecer mais pistas sobre a composição do asteróide.


SISTEMA SOLAR | Asteróides, cometas e poeira espacial

Introdução

Asteróides e cometas devem ser considerados membros menores do Sistema Solar. Comparados com os planetas, eles têm uma massa muito baixa e até mesmo foram chamados de detritos cósmicos. Os asteróides, mundos anões a maioria dos quais estão bem abaixo de 1000 km de diâmetro, são encontrados principalmente entre as órbitas de Marte e Júpiter, embora alguns cometas extraviados deste 'cinturão principal' tenham sido descritos como 'bolas de neve sujas', e embora possam tornam-se muito visíveis no céu, são muito insubstanciais. This article reviews the asteroids and comets, together with the large amount of thinly-spread material lying in the Solar System.


Asteroid Deflection

The Asteroid Deflection Research Center will develop ways to neutralize threatening asteroids.

Transcript

Practicing asteroid deflection. I'm Bob Hirshon and this is Science Update.

On any given day, the odds of a large asteroid hitting the Earth are, well, astronomically low. But if it happened, it could wipe out an entire city, or worse. That's why Iowa State University has created an Asteroid Deflection Research Center, led by aerospace engineer Bong Wie.

Wie:
We are not going to propose some science-fictional scheme. We will be very realistic in selecting many options already available to us.

Possible strategies include blowing up the asteroid in space with a nuclear weapon, smacking it with a projectile, or using a spacecraft's gravity to slowly drag it off course. Wie will be working with scientists around the world they'll not only model these approaches on computers, but also practice on small, non-threatening asteroids in space. I'm Bob Hirshon for AAAS, the Science Society.

Making Sense of the Research

You probably haven't been up nights worrying about an asteroid hitting the earth, but that's okay. A handful of scientists like Dr. Wie are doing the job for you&mdashand they actually might be able to do something to prevent it.

Although there are no known asteroids on a collision course with earth right now, in the (very) long run, it's only a matter of time before one hits. It's happened many times in the past. The most famous impact happened about 65 million years ago, when an asteroid 6 to 10 kilometers in diameter slammed into Mexico's Yucatan Peninsula, setting off an explosion equivalent to 100 trillion tons of TNT&mdashover 6 billion times as powerful as the nuclear bomb that leveled Hiroshima at the end of World War II. Among other things, the impact incinerated everything within hundreds of miles, set off gigantic tidal waves, earthquakes, and volcanic eruptions, and ejected dust and debris into the sky that blocked the sun for years. The majority of species on earth at the time, including the dinosaurs, were killed off by this catastrophic event. Luckily, humans weren't around yet.

However, the human race dodged a bullet in the form of another impact just a century ago. On June 30, 1908, a massive explosion in the sky obliterated some 80 million trees in the remote forests of Siberia, Russia. Scientists believe the explosion was a meteor or comet, much smaller than the asteroid that killed the dinosaurs, which burned up several miles above the earth's surface. Because the earth rotates, had the object struck about five hours later, it may have completely destroyed St. Petersburg, Russia's capital at the time.

Since then, scientists have learned that meteors and comets burn up in the atmosphere surprisingly often, but most of the time the fireworks are too small and distant to notice. Recent estimates suggest that the object that exploded over Siberia may have been as little as 40 meters (131 feet) in diameter, and that objects that size may strike the earth, on average, once every few hundred years. In the past, similar impacts may have gone unnoticed because they happened over the oceans or unpopulated areas. However, just one impact on a populated area could be devastating, and the spread of the human population across the earth's land mass grows with each passing year.

As you heard, there are several possible strategies for deflecting an asteroid. One is to blow it up in space with a nuclear weapon. This may be the most effective approach, since it could completely vaporize the asteroid&mdashbut it might merely shatter the asteroid into hundreds or thousands of fragments, some of which could still be large enough to cause damage. Another possible strategy is to strike the asteroid with an object like an unmanned satellite, and knock it off course like a billiard ball. Finally, a large, heavy spacecraft could be sent to use its own gravitational pull to tow the asteroid slowly out of earth's path. This strategy would require a long time to execute, but it could potentially work on clusters of space rubble that couldn't be deflected by other means.

Of course, nobody wants to test these ideas for the first time on a potential doomsday asteroid. Computer models provide the easiest means to test hypotheses, but practical experiments are in the works as well: the European Space Agency, for example, is preparing an experimental asteroid deflector mission called Don Quijote. The mission will involve two spacecraft: one to fly up to an asteroid and assess its mass, shape, and gravity field, and another to strike the rock at just the right place and time to set it off course.

Now try and answer these questions:

  1. What are possible consequences of an asteroid impact?
  2. What are some possible strategies for asteroid deflection? What are their pros and cons?
  3. What challenges do scientists face in trying to prepare for something this rare and large-scale?

You may want to check out the July 11, 2008, Science Update Podcast to hear further information about this Science Update and the other programs for that week. This podcast's topics include: news from space (deflecting asteroids, catching a supernova in the act, capturing the sun in 3-D, and new names for old planets).

Going Further

Read more about the Don Quijote mission on the official European Space Agency site.

The National Geographic News article Are Asteroids History's Greatest Killers? links mass extinctions to asteroid impacts throughout Earth's history, while Undetectable Asteroids Could Destroy Cities describes a potential future risk from small, less obvious asteroids.

The National Geographic Interactive feature Asteroids: Deadly Impact explores asteroids, meteors, and their impact on Earth.


Magnetosfera

Earth’s outer core is made from liquid metal which conducts electricity. The liquid convects, and this motion generates magnetic fields. Earth’s rotation helps organize this motion into huge cylindrical roles that align with the Earth’s axis.

This generates a magnetic field similar to a bar magnet, with a magnetic north pole and south pole. This field surrounds the Earth and deflects most of the charged particles from the solar wind. Without this geomagnetic field, the solar wind would directly hit Earth’s atmosphere eroding the air away.

Mars doesn’t have a strong magnetic field, and it is believed that because of this its atmosphere is mostly vanquished.

Some solar wind particles are trapped by Earth’s magnetic field and are channeled down into the atmosphere. There, they are slammed into air molecules about 150 km / 93.2 mi up. This energizes the molecules, which respond by emitting light in different colors. This glow is called aurora.

The auroras happen near the geomagnetic poles, far north and south. They form ribbons and sheets, depending on the shape of the magnetic field.

Analysis revealed that a magnetic reversal takes place once every 40.000 years on average. When it will happen, compass needles would likely point in many different directions for a few centuries while the switch is being made. After this, the south will become north and vice versa.


The Dangers Of Asteroids To Earth

Since the early days of the Earth, asteroids have been hitting our planet, and they continue to be a major threat to life on Earth. A section of scientists claims that asteroids wiped out the dinosaurs around 66 million years ago and are a constant yet distant threat to humans. Most asteroids are too small to do any damage to the planet or do not have an orbit that crosses paths with Earth. However, the asteroids that are big enough could be able to do damage that ranges from wiping out a city to causing a global mass extinction events. Scientists and government programs have been set up around the world that are dedicated to detecting and tracking near-Earth asteroids that would be large enough to cause major damage to the planet. While the odds of a major asteroid impacting Earth are low, we must be vigilant in finding them because if a major asteroid did hit Earth is would be devastating for humanity and the planet.