Astronomía

¿Los asteroides tienen un campo gravitacional?

¿Los asteroides tienen un campo gravitacional?


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Sé que los asteroides son enormes trozos de roca que orbitan un sistema solar. ¿Los asteroides tienen un campo gravitacional y se atraen gravitacionalmente entre sí para formar planetas?


Por definición, la gravedad es el resultado de la masa. Cualquier cuerpo con una masa distinta de cero (incluso átomos) tendrá un campo gravitacional asociado. Cuanto mayor sea la masa, más fuerte será el campo. Esto es básico de la mecánica clásica. Hasta que alcancemos la escala cuántica donde la fuerza gravitacional está dominada por otras 3 fuerzas y el campo gravitacional se vuelve irrelevante.

Cuando se trata del campo graitational de asteroides, existe, pero es muy débil. Sin embargo, en el curso de unos pocos millones de años, estos pequeños asteroides se combinan para formar grandes masas de cuerpos que ahora llamamos planetas. Esa es una de las teorías prominentes de la formación del sistema solar, donde la gravedad de las pequeñas partículas de polvo de la primera estrella de nuestra generación se desintegró a lo largo del tiempo y se acumuló para darnos lo que ahora conocemos como nuestro sistema solar. Piénselo de esta manera, cada planeta que ve ahora habría sido un asteroide en algún momento durante su evolución.

Otra prueba que respalda esto es la presencia de numerosos asteroides binarios que orbitan entre sí alrededor de un centro de masa común, lo que requiere atracción gravitacional.


Seguro. Alguna la masa tiene su campo gravitacional. Sin embargo, su tamaño es proporcional a la masa, por lo que como la mayoría de los asteroides tienen poca masa, tienen poco campo gravitacional y, por lo tanto, se tiran solo muy ligeramente entre sí, lo que no produce un efecto suficiente para hacer que se agrupen.

Por lo general, su diferencia de impulso / velocidad es demasiado grande para ser eliminada por el pequeño tirón de la gravitación entre ellos.


¡Definitivamente! Todo lo que ve a su alrededor que tenga masa, su perro, su casa, su automóvil o usted mismo, todos tienen campo gravitacional y ejercen una atracción gravitacional sobre todo lo que los rodea. Y todo lo que los rodea ejerce ese retroceso gravitacional. Sin embargo, este tirón es tan débil que no podemos percibirlo con nuestros sentidos. La gravedad es un resultado directo de la masa y cuanto mayor es la masa que tiene un objeto, mayor es su atracción gravitacional.

¡Puedes extrapolar este paradigma a todo lo que existe en el espacio! Desde las partículas más pequeñas de polvos y cometas hasta las estrellas y galaxias más grandes. Un asteroide que choca contra un planeta, es atraído por la fuerza gravitacional del planeta pero, al mismo tiempo, el asteroide atrae al planeta. Eventualmente, así es como crecen los planetas.

Todos los cuerpos celestes de nuestro cielo no existirían si no tuvieran ningún campo gravitacional. (1) Las pequeñas partículas de polvo chocan entre sí, formando rocas más grandes. (2) Las rocas más grandes chocan más entre sí (o si son lo suficientemente grandes -varias docenas de metros- podrían atraerse entre sí) para formar cometas y asteroides. (3) Los cometas y asteroides, a su vez, se fusionarán con otros asteroides y rocas y formarán planetas enanos y otros planetas terrestres. (4) Si esos planetas ganan más masa, podrán atraer gas y formarán gigantes gaseosos. (5) Y si los gigantes gaseosos ganan aún más masa, se convertirán en estrellas más pequeñas o más grandes.


Hiciste dos preguntas.

¿Los asteroides tienen un campo gravitacional?

Por supuesto. Incluso un grano microscópico de polvo tiene un campo gravitacional.

¿Se atraen gravitacionalmente entre sí para formar planetas?

Ya no. Durante la formación del sistema solar, objetos similares a asteroides y cometas chocaron para construir objetos más grandes, que a su vez chocaron para formar objetos aún más grandes, y así sucesivamente, eventualmente construyendo los núcleos de planetas gigantes y más tarde, los planetas terrestres. Pero esa etapa terminó hace mucho tiempo, poco después de que se formara el sistema solar.

Por supuesto, los asteroides atraen gravitacionalmente a otros objetos, pero esta atracción es tan débil debido a las pequeñas masas de asteroides que es fácilmente abrumada por otras fuerzas perturbadoras. La gran mayoría de los asteroides se encuentran entre Marte y Júpiter, y Júpiter es el principal culpable de explicar por qué no existe ningún planeta en esa brecha.

Cuando dos cuerpos astronómicos chocan, uno de los resultados es una colisión puramente inelástica que hace que dos cuerpos formen un solo cuerpo. Esto solo sucede con una colisión bastante leve. Una colisión más enérgica resultará en la expulsión de una masa. Una colisión aún más enérgica resultará en la expulsión de mucha masa; los cuerpos que chocan se convierten en muchos cuerpos más pequeños. Con unas pocas excepciones, esto último es lo que está sucediendo entre los asteroides hoy y durante los últimos cuatro mil millones de años más o menos.

Júpiter es un cuerpo perturbador tan grande que las colisiones en el cinturón de asteroides son generalmente muy enérgicas. En lugar de formar cuerpos cada vez más grandes, el cinturón de asteroides se está dividiendo gradualmente en cuerpos cada vez más pequeños. Algunos de estos cuerpos en colisión son expulsados ​​del sistema solar gracias a las interacciones con Júpiter. Los resultados más pequeños de estas colisiones migran hacia el sol gracias al efecto Poynting-Robertson.


¿Cómo escapan los cometas y asteroides de la atracción gravitacional de las otras entidades del sistema solar?

Los cometas son arrastrados hacia una órbita elíptica por la fuerza gravitacional del sol. Por lo general, los cometas tienen suficiente energía para escapar y regresar al espacio profundo fuera del radio normal del sistema solar. Sin embargo, los cometas son destruidos por el calor y la gravedad del sol. (Se estima que los cometas tienen una vida útil de solo 5-10 000 años, quizás 20 000).

Se cree que un cometa no pudo escapar del campo gravitacional de la tierra y golpeó Siberia a principios del siglo XX. La colisión de cometas podría ser responsable de otras catástrofes en la historia de la Tierra.

Tampoco todos los astroides escapan a la atracción gravitacional de otras entidades. La luna está marcada con los cráteres que se forman a partir de colisiones de astroides. Se cree que el golfo de México es el resultado de una colisión masiva de astroides que provocó la extinción masiva de los dinosaurios.

La alta velocidad de los cometas y astroides generalmente les permite escapar de la atracción gravitacional del sol y otros planetas. Sin embargo, muchos astroides y cometas chocan con otros objetos del sistema solar.


Conociendo los asteroides en ADLIVE 2021

El primer descubrimiento de asteroides en el siglo XIX desató una avalancha de curiosidad sobre su composición y su papel en la formación de nuestro sistema solar. En 1995, los científicos vieron por primera vez de cerca los asteroides cuando la nave espacial Galileo se dirigía hacia Júpiter, lo que atrajo aún más a los astrónomos y científicos planetarios. Pero fue el 17 de febrero de 1996 cuando la investigación de los asteroides cambió realmente para siempre.

La fecha fue cuando la NASA lanzó la misión NEAR-Shoemaker al asteroide Eros. Esta fue la primera misión dedicada a un asteroide y los resultados de esa misión iniciaron la era moderna de la investigación de asteroides.

Imágenes estereoscópicas del asteroide Ryugu. Crédito: Brian May

En este segundo segmento de Asteroid Day LIVE 2021, conoceremos los asteroides mejor que nunca, ya que comenzamos a verlos a través de los ojos científicos modernos.

Escucharemos cómo los astrónomos clasifican los asteroides y sus contrapartes de meteoritos, y nuestra serie Meet the Asteroid, producida en asociación con The Planetary Society, nos presentará mini mundos más fascinantes.

La pieza central de este segmento es una grabación muy especial en la que escuchamos al cofundador de Asteroid Day y guitarrista de Queen, Brian May, sobre su trabajo con Patrick Michel, Director de Investigación en CNRS, Francia, para dar vida a imágenes y simulaciones por computadora de asteroides. utilizando imágenes estereoscópicas en 3D.

También tendremos actualizaciones exclusivas de los investigadores principales de la misión Hayabusa2 de JAXA y la nave espacial OSIRIS-REx de la NASA, las cuales han logrado un éxito extraordinario en los últimos doce meses. OSIRIS-REx logró recolectar muestras del asteroide Bennu, mientras que Hayabusa2 devolvió con éxito sus muestras del asteroide Ryugu a la Tierra para su análisis. Escucharemos lo que sucede a continuación para estas increíbles misiones.

Se recupera la cápsula de retorno Hayabusa2 que contiene muestras del asteroide Ryugu. Crédito: JAXA.

Este segmento culminará con un panel de discusión sobre cómo investigamos los asteroides hoy en día y algunos de los sorprendentes hallazgos que hemos realizado. Gracias a las diversas misiones de asteroides y las campañas terrestres detalladas, ahora sabemos que vienen en una amplia variedad de formas, tamaños, composiciones y estructuras internas. Por extraño que parezca, ahora sabemos que el campo gravitacional débil creado por un asteroide significa que su superficie puede comportarse más como un fluido que como un sólido en ciertas situaciones.

No importa cómo lo veamos, los asteroides jugarán un papel importante en nuestra futura exploración del espacio. Así que no te quedes atrás, asegúrate de ver Asteroid Day LIVE 2021 el 30 de junio. Haga clic aquí para ver cuándo se está reproduciendo en su ubicación.

¿Cómo conocemos un asteroide? Julia de Leon, científica planetaria, Instituto de Astrofísica de Canarias
Reflexiones NEAR-Shoemaker Andy Cheng, codirector del equipo de investigación de DART, APL
¿Cuáles son los diferentes tipos de asteroides? Julia de Leon, científica planetaria, Instituto de Astrofísica de Canarias
¿Puedes caminar sobre un asteroide? Leland Melvin, astronauta
Conozca al asteroide Bennu con The Planetary Society
Imágenes estereoscópicas y asteroides Brian May, astrofísico, cofundador del Día de los asteroides Patrick Michel, director de investigación, CNRS, Observatorio de la Costa Azul
Un mensaje de Broadcasting Center Europe (BCE) Xavier Thillen, director de producción y operaciones de medios digitales de amplificador, BCE
(japonés) Actualización de la misión Hayabusa2
Anfitrión: Toshihisa Nikaido, administrador, JAXA Makoto Yoshikawa, director de proyectos, misión Hayabusa2
Actualización de la misión OSIRIS-REx Dante Lauretta, investigador principal, misión OSIRIS-REx
¿Qué nos pueden decir los meteoritos sobre los asteroides? Sara Russel, científica planetaria, Museo de Historia Natural de Londres
Conozca al asteroide Vesta con The Planetary Society
Qué & # 8217s dentro de un panel de discusión de asteroides
Anfitrión: Lucie Green, Física solar, University College London Christopher Snead, Procesador avanzado de partículas pequeñas, Centro espacial Johnson Julie Castillo-Rogez, Geofísica planetaria, Laboratorio de propulsión a chorro Naomi Murdoch, Científica planetaria, ISAE-SUPAERO Patrick Michel, Director de investigación, CNRS, Côte d 'Observatorio Azur
¿Cómo puedo trabajar con asteroides? Leland Melvin, astronauta


Órbitas como ventanas al pasado

Cuando miras a Hektor, algo que es bastante difícil de hacer, porque es pequeño y está lejos, lo primero que puedes notar es su forma. Como ocurre con la mayoría de los asteroides, no es redondo, porque no es lo suficientemente masivo como para estar en equilibrio hidrostático. Sin embargo, incluso para un asteroide, Hektor es inusual. Las variaciones en su brillo muestran que debe ser alargado. Hay algunas formas que podrían explicar sus curvas de luz: una mancha convexa simple, un objeto bilobulado como 67P / Churyumov – Gerasimenko, o incluso un binario de contacto.

Para el propósito de estudiar la órbita de Skamandrios, conocer la forma de Hektor es realmente importante. La luna orbita a solo 7.8 radios de Hektor de distancia, lo que significa que una fuente importante de perturbaciones orbitales es el asteroide mismo. El modelado orbital preciso, por supuesto, es imposible si no conocemos la distribución de masa del primario. Afortunadamente, los datos de la óptica adaptativa respaldaron el modelo bilobulado y el equipo eligió esa como la configuración más probable.

Después de recopilar las observaciones de Keck de Skamandrios, los astrónomos utilizaron un algoritmo llamado Geniode-ANIS para ajustar una serie de cantidades: los parámetros orbitales de la luna, la forma del primario y los llamados armónicos gravitatorios de grado dos, que son parte del expansión de las desviaciones del campo gravitacional de una esfera. La astrometría de Keck, además de proporcionar los tamaños y masas de los objetos en el sistema, llevó al equipo a algunas conclusiones interesantes:

  • El sistema es estable en las mareas en escalas de tiempo de miles de millones de años, lo que indica que la órbita de Skamandrios puede no haber cambiado mucho desde que se formó.
  • La excentricidad orbital de la luna es de 0,31, sorprendentemente grande, y su inclinación orbital es de 50,1 °. Estos valores son estables porque las perturbaciones debidas a la forma de Hektor no conducen a una transferencia de momento angular que podría provocar oscilaciones en la excentricidad o la inclinación.
  • La órbita está cerca de dos resonancias inestables de giro de la órbita, 1:10 y 2:21. Si se hubiera desviado hacia cualquiera de los dos, la luna probablemente chocaría con Hektor o sería expulsada del sistema.

Juntando las piezas, los astrónomos concluyeron que la órbita de Skamandrios era primordial, originada por el mismo evento que formó a Hektor. La alta inclinación descartó un escenario de formación que implicaba la acumulación de escombros sueltos de un cuerpo interrumpido por las mareas, que se había considerado como un posible modelo para la creación de sistemas de múltiples asteroides. En cambio, Marchis et al. sugirió que la estructura bilobulada de Hektor surgió de una colisión lenta entre dos objetos pequeños, que se unieron como un binario de contacto. A medida que aumentaba la rotación del objeto combinado, la eyección se habría desprendido, fusionándose gradualmente en una pequeña luna.

Esto recuerda bastante a la hipótesis del impacto gigante que mencioné anteriormente, que sostiene que un protoplaneta chocó con una Tierra joven, arrojando material en un disco alrededor del planeta que se unió al cuerpo que ahora conocemos como la Luna. La analogía no es perfecta, pero la evidencia de que los impactos de la formación de la luna pueden ocurrir en muchas escalas diferentes.

El descubrimiento de Skamandrios es solo un ejemplo más de cómo la óptica adaptativa continúa posibilitando desarrollos revolucionarios en astronomía. AO ha sido una fuerza impulsora detrás de nuestra comprensión de las poblaciones de asteroides y otros cuerpos menores del Sistema Solar. Nos ha ayudado a descubrir lunas alrededor de cientos de asteroides y, a medida que avanzan los avances en óptica, es seguro que seguiremos encontrando más.


¿Qué son los asteroides?

Representación del artista del cinturón de asteroides entre Marte y Júpiter. Crédito: David Minton y Renu Malhotra

Hace 4.600 millones de años, nuestro sistema solar se formó a partir de una colección de gas y polvo que rodeaba nuestro sol naciente. Si bien gran parte del gas y el polvo de este disco protoplanetario se fusionaron para formar los planetas, quedaron algunos de los escombros.

Algunos de los escombros eran restos destrozados de planetesimales, cuerpos dentro de la nebulosa solar del joven sol que nunca crecieron lo suficiente como para convertirse en planetas, y los científicos teorizan que grandes colisiones en el temprano y caótico sistema solar pulverizaron a estos planetesimales en pedazos más pequeños. Otros escombros nunca se juntaron debido a la enorme atracción gravitacional de Júpiter.

Estos restos rocosos son ahora los asteroides que viajan por nuestro sistema solar. Dado que estas "sobras" contienen pistas sobre los primeros días de nuestro sistema solar, los científicos están ansiosos por estudiarlas.

Definición de un asteroide

Los asteroides son cuerpos metálicos rocosos que orbitan alrededor del sol. Están hechos de diferentes tipos de rocas y metales, siendo los metales principalmente níquel y hierro. A veces se les llama "planetas menores" pero son mucho, mucho más pequeños que los planetas o las lunas. No tienen atmósferas, pero se sabe que alrededor de 150 asteroides tienen pequeñas "lunas" orbitando, y algunos incluso tienen dos lunas. También hay asteroides binarios (dobles), donde dos cuerpos rocosos de aproximadamente el mismo tamaño se orbitan entre sí, así como sistemas de asteroides triples.

Al menos un asteroide tiene anillos. Este sorprendente descubrimiento se realizó en 2013 cuando un científico observó al asteroide Chariklo pasar frente a una estrella. El asteroide hizo que la estrella de fondo "parpadeara" varias veces, lo que llevó al descubrimiento de que dos anillos rodean al asteroide.

La mayoría de los asteroides conocidos se encuentran en el cinturón de asteroides, un gran anillo en forma de rosquilla ubicado entre las órbitas de Marte y Júpiter, y orbitan aproximadamente de 2 a 4 AU (186 millones a 370 millones de millas / 300 millones a 600 millones de kilómetros) del planeta. sol.

A veces, las órbitas de algunos asteroides se ven perturbadas o alteradas por interacciones gravitacionales con planetas u otros asteroides y terminan acercándose al sol y, por tanto, a la Tierra. Estos asteroides se conocen como asteroides cercanos a la Tierra y se clasifican como NEA si sus órbitas los colocan dentro de 1,3 AU (121 millones de millas / 195 millones de kilómetros) de la Tierra.

Los asteroides que realmente cruzan la trayectoria orbital de la Tierra se conocen como cruzadores de la Tierra y un asteroide se llama asteroide potencialmente peligroso (PHA) si viene a menos de .05 AU de la Tierra.

Además del cinturón de asteroides, sin embargo, ha habido discusiones recientes entre los astrónomos sobre la posible existencia de un gran número de asteroides en los confines de nuestro sistema solar en el cinturón de Kuiper y la nube de Oort.

Hay millones de asteroides en nuestro sistema solar. Algunos científicos estiman que el cinturón de asteroides tiene entre 1,1 y 1,9 millones de asteroides de más de 1 kilómetro (0,6 millas) de diámetro y millones de más pequeños. La mayoría de los asteroides no descubiertos son probablemente los más pequeños (menos de 100 km de diámetro) que son más difíciles de detectar. Otros astrónomos estiman que hay más de 150 millones de asteroides en todo el sistema solar. Todo el tiempo se descubren nuevos asteroides.

En promedio, cada día se encuentran tres nuevos NEA. Hasta el 6 de septiembre de 2015, se han descubierto 13,024 objetos cercanos a la Tierra. Aproximadamente 875 de estos NEO son asteroides con un diámetro de aproximadamente 1 kilómetro o más. Además, 1.609 de estos NEO se han clasificado como asteroides potencialmente peligrosos (PHA), pero se espera que ninguno en este momento impacte la Tierra. Consulte el sitio web de NASA NEO para obtener actualizaciones.

Al contrario de las imágenes populares que se pueden ver en las películas e imágenes de ciencia ficción, el cinturón de asteroides está casi vacío. Según la NASA, la distancia media entre objetos en el cinturón de asteroides es superior a 1-3 millones de kilómetros. Los asteroides están repartidos en un volumen tan grande que probablemente no se topará con un asteroide si envía una nave espacial a través del cinturón de asteroides. Aunque puede haber millones de asteroides en el cinturón de asteroides, la mayoría son pequeños. Los astrónomos dicen que si los juntas todos, la combinación sería más pequeña que nuestra luna.

Los asteroides no son fáciles de detectar porque a menudo están hechos de material oscuro y son difíciles de encontrar en la oscuridad del espacio exterior. Hay varios estudios dedicados que utilizan telescopios terrestres y naves espaciales que buscan asteroides en los cielos. Incluyen:

Los asteroides del Sistema Solar interior y Júpiter: el cinturón de asteroides en forma de rosquilla se encuentra entre las órbitas de Júpiter y Marte. Crédito: Wikipedia Commons

La mayoría de los asteroides tienen formas irregulares, aunque algunos son casi esféricos, y a menudo están picados o cráteres por impactos con otros asteroides. A medida que giran alrededor del sol en órbitas elípticas, los asteroides también giran y tienen algunos movimientos bastante erráticos, y literalmente caen por el espacio.

El tamaño de lo que se clasifica como un asteroide no está muy bien definido, ya que un asteroide puede variar desde un guijarro hasta unos pocos metros de ancho, como una roca, hasta objetos que tienen cientos de kilómetros de diámetro. El asteroide más grande es el asteroide Ceres con aproximadamente 952 km (592 millas) de diámetro, y Ceres es tan grande que también se clasifica como un planeta enano. Se sabe que más de 200 asteroides miden más de 100 km (60 millas), y se sabe que dieciséis asteroides tienen diámetros de 240 kilómetros (150 millas) o más.

La mayoría de los asteroides están hechos de roca, algunos compuestos de arcilla y silicato, y diferentes metales, principalmente níquel y hierro. Se han encontrado otros metales preciosos en algunos asteroides, incluidos el platino y el oro. También se ha encontrado una amplia variedad de minerales en varios asteroides, incluidos el olivino y el piroxeno, que también se encuentran en los meteoritos que han aterrizado en la Tierra.

La mayoría de los asteroides contienen grandes cantidades de carbono, lo que significa que siguen de cerca la composición elemental del sol. Hay indicios de que los asteroides también contienen agua o hielo en su interior, y las observaciones de la misión Dawn muestran indicios de que el agua pudo haber atravesado la superficie de Vesta.

Algunas empresas de nueva creación han propuesto extraer asteroides para sus recursos. Estos incluyeron recursos planetarios e industrias del espacio profundo.

Los asteroides son diferentes de los cometas, que son en su mayoría rocas y hielo. Los cometas suelen tener colas, que están hechas de hielo y escombros que se subliman a medida que el cometa se acerca al sol. Los asteroides normalmente no tienen cola, incluso los que están cerca del sol. Pero recientemente, los astrónomos han visto algunos asteroides a los que les han brotado colas, como el asteroide P / 2010 A2. Esto parece suceder cuando el asteroide ha sido golpeado o golpeado por otros asteroides y se expulsa polvo o gas de sus superficies, creando un efecto de cola esporádico. Estos llamados "asteroides activos" son un fenómeno recientemente reconocido y, en el momento de escribir este artículo, solo se han encontrado 13 asteroides activos conocidos en el cinturón de asteroides principal, por lo que son muy raros.

Clasificaciones de asteroides

Los asteroides tienen algunas clasificaciones diferentes según su ubicación y composición.

Las clasificaciones de ubicación son:

  1. Asteroides del cinturón principal: (que incluye la mayoría de los asteroides conocidos que orbitan dentro del cinturón de asteroides entre Marte y Júpiter)
  2. Troyanos: estos asteroides comparten una órbita con un planeta más grande, pero no chocan con él porque se agrupan alrededor de dos lugares especiales en la órbita (llamados puntos lagrangianos L4 y L5). Allí, la atracción gravitacional del sol y el planeta se equilibra con la tendencia de un troyano a volar fuera de la órbita. Los troyanos de Júpiter forman la población más importante de asteroides troyanos. Se cree que son tan numerosos como los asteroides del cinturón de asteroides. Hay troyanos Marte y Neptuno, y la NASA anunció el descubrimiento de un troyano terrestre en 2011.
  3. Asteroides cercanos a la Tierra: estos objetos tienen órbitas que pasan cerca de la Tierra.

Luego, hay subgrupos de asteroides cercanos a la Tierra, y se clasifican por sus órbitas.

  • Las atiras son NEA cuyas órbitas están contenidas en su totalidad con la órbita de la Tierra, con una distancia de menos de 1 AU. Llevan el nombre del asteroide 163693 Atira.
  • Los Atens son NEA que cruzan la Tierra con ejes semi-principales más pequeños que los de la Tierra, con una distancia de menos de 1 AU. Llevan el nombre del asteroide 2062 Aten.
  • Los Apolos son NEA que cruzan la Tierra con ejes semi-principales más grandes que los de la Tierra, con una distancia de menos de 1 AU. Llevan el nombre del asteroide 1862 Apollo.
  • Los amors son NEA que se acercan a la Tierra con órbitas fuera de la Tierra pero dentro de la órbita de Marte. Llevan el nombre del asteroide 1221 Amor.

La clasificación por composición nos dice de qué está hecho el asteroide, y esto está relacionado con qué tan lejos del sol se formó un asteroide. Algunos experimentaron altas temperaturas después de formarse y derretirse parcialmente, con el hierro hundiéndose hacia el centro y forzando la lava basáltica (volcánica) a la superficie. Solo uno de esos asteroides, Vesta, sobrevive hasta el día de hoy. Hay tres tipos básicos de asteroides:

  1. Los asteroides de tipo C (condrita) son los más comunes y constituyen aproximadamente el 75 por ciento de los asteroides conocidos. Son de apariencia muy oscura y probablemente consisten en arcilla y rocas de silicato. Se encuentran entre los objetos más antiguos del sistema solar. Se cree que su composición es similar a la del sol, pero sin hidrógeno, helio y otros volátiles. Los asteroides de tipo C se encuentran principalmente en las regiones exteriores del cinturón de asteroides.
  2. Los tipos S (pedregosos) están formados por materiales de silicato y níquel-hierro, y representan aproximadamente el 17 por ciento de los asteroides conocidos. Son más brillantes que el tipo C y dominan el cinturón de asteroides interior.
  3. Los tipos M (metálicos) están hechos de níquel y hierro y representan aproximadamente el 8 por ciento de los asteroides conocidos. Son más brillantes que el tipo C y se pueden encontrar en la región media del cinturón de asteroides.
Ceres en comparación con los asteroides visitados hasta la fecha, incluido Vesta, el objetivo cartográfico de Dawn en 2011. Crédito: NASA / ESA / JAXA. Compilado por Paul Schenck

Impactos de asteroides con la Tierra

¿Qué posibilidades hay de que nuestro planeta sea alcanzado por un gran asteroide o cometa? Sabemos que la Tierra y la Luna han sido golpeadas muchas veces en el pasado por asteroides cuyas órbitas las llevan al interior del sistema solar. Puede ver imágenes de algunos de los cráteres de impacto más grandes y espectaculares de la Tierra aquí.

Los estudios de la historia de la Tierra indican que aproximadamente una vez cada 5.000 años aproximadamente (en promedio) un objeto del tamaño de un campo de fútbol golpea la Tierra y causa un daño significativo. Una vez cada pocos millones de años, en promedio, un objeto lo suficientemente grande como para causar un desastre regional o global impacta la Tierra.

Existe una sólida evidencia científica de que los impactos de asteroides desempeñaron un papel importante en las extinciones masivas documentadas en los registros fósiles de la Tierra. Es ampliamente aceptado que un impacto hace 65 millones de años de un asteroide o cometa de al menos 6 millas (10 kilómetros) de diámetro en la península de Yucatán, conocido como el cráter Chicxulub, está asociado con la extinción de los dinosaurios.

Solo conocemos un puñado de grandes impactos de asteroides recientes. Una es la explosión de Tunguska de 1908 que aplastó el bosque sobre Siberia (que puede haber sido el resultado de un cometa) y otra es el meteoro de febrero de 2013 que explotó sobre Chelyabinsk, rompiendo ventanas e hiriendo a muchos, principalmente por vidrios rotos.

Pero un estudio reciente de la Fundación B612 encontró que hubo 26 eventos explosivos de ráfagas de aire similares al evento de Chelyabinsk registrado entre 2000 y 2013. Las explosiones de asteroides variaron de uno a 600 kilotones en producción de energía.

La NASA dice que aproximadamente una vez al año, un asteroide del tamaño de un automóvil golpea la atmósfera de la Tierra, crea una impresionante bola de fuego y se quema antes de llegar a la superficie.

Los asteroides que hemos visto de cerca muestran varias formas. Crédito: NASA

Los NEO todavía representan un peligro para la Tierra en la actualidad, pero la NASA, la ESA y otras agencias espaciales tienen programas de búsqueda que han descubierto cientos de miles de cometas, asteroides del cinturón principal. Ninguno en este momento representa una amenaza para la Tierra.

Cómo se nombran los asteroides

El Comité de Nomenclatura de Cuerpos Pequeños de la Unión Astronómica Internacional aprueba los nombres de los asteroides, pero las sugerencias provienen de científicos y del público. Los asteroides también reciben un número, por ejemplo (99942) Apophis. El Centro Smithsonian de Astrofísica de Harvard mantiene una lista bastante actualizada de nombres de asteroides.

Hemos adquirido conocimiento sobre los asteroides a partir de tres fuentes principales: sensores remotos basados ​​en la Tierra, datos de naves espaciales y análisis de laboratorio de meteoritos.

Aquí hay algunas fechas importantes en la historia de nuestro conocimiento y estudio de los asteroides, incluidas las misiones de naves espaciales que volaron o aterrizaron en asteroides:


Referencias

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Several hundred thousand asteroids have been discovered and given provisional designations so far. Thousands more are discovered each year. There are undoubtedly hundreds of thousands more that are too small to be seen from the Earth. There are 26 known asteroids larger than 200 km in diameter. Our census of the largest ones is now fairly complete: we probably know 99% of the asteroids larger than 100 km in diameter. Of those in the 10 to 100 km range we have cataloged about half. But we know very few of the smaller ones there are probably considerably more than a million asteroids in the 1 km range.

The total mass of all the asteroids is less than that of the Moon.

11 comets and asteroids have been explored by spacecraft so far, as follows: ICE flyby of Comet Giacobini-Zinner. Multiple flyby missions to Comet Halley. Giotto (retarget) to Comet Grigg-Skellerup. Galileo flybys of asteroids Gaspra and Ida (and Ida satellite Dactyl). NEAR-Shoemaker flyby of asteroid Mathilde on the way to orbit and land on Eros. DS-1 flybys of asteroid Braille and Comet Borrelly. Stardust flyby of asteroid Annefrank and recent sample collection from Comet Wild 2. For future we can expect: Hayabusa (MUSES-C) to asteroid Itokawa, Rosetta to Comet Churyumov-Gerasmenko, Deep Impact to Comet Tempel 1, and Dawn to orbit asteroids Vesta and Ceres.

243 Ida and 951 Gaspra were photographed by the Galileo spacecraft on its way to Jupiter. The NEAR mission flew by 253 Mathilde (left) on 1997 June 27 returning many images. NEAR (now renamed "NEAR-Shoemaker") entered orbit around 433 Eros (right) in January 1999 and returned a wealth of images and data. At the end of its mission it actually landed on Eros.

The largest asteroid by far is 1 Ceres. It is 974 km in diameter and contains about 25% of the mass of all the asteroids combined. The next largest are 2 Pallas, 4 Vesta y 10 Hygiea which are between 400 and 525 km in diameter. All other known asteroids are less than 340 km across.

There is some debate as to the classification of asteroids, comets and moons. There are many planetary satellites that are probably better thought of as captured asteroids. Mars's tiny moons Deimos and Phobos, Jupiter's outer eight moons, Saturn's outermost moon, Phoebe, and perhaps some of the newly discovered moons of Saturn, Uranus and Neptune are all more similar to asteroids than to the larger moons. (The composite image at the top of this page shows Ida, Gaspra, Deimos and Phobos approximately to scale.)

Asteroids are classified into a number of types according to their spectra (and hence their chemical composition) and albedo:

  • C-type, includes more than 75% of known asteroids: extremely dark (albedo 0.03) similar to carbonaceous chondrite meteorites approximately the same chemical composition as the Sun minus hydrogen, helium and other volatiles
  • S-type, 17%: relatively bright (albedo .10-.22) metallic nickel-iron mixed with iron- and magnesium-silicates
  • M-type, most of the rest: bright (albedo .10-.18) pure nickel-iron.
  • There are also a dozen or so other rare types.

Because of biases involved in the observations (e.g. the dark C-types are harder to see), the percentages above may not be representative of the true distribution of asteroids. (There are actually several classification schemes in use today.)

There is little data about the densities of asteroids. But by sensing the Doppler effect on radio waves returning to Earth from NEAR owing to the (very slight) gravitational tug between asteroid and spacecraft, Mathilde's mass could be estimated. Surprisingly, its density turns out to be not much greater than that of water, suggesting that it is not a solid object but rather a compacted pile of debris.

Asteroids are also categorized by their position in the solar system:

  • Main Belt: located between Mars and Jupiter roughly 2 - 4 AU from the Sun further divided into subgroups: Hungarias, Floras, Phocaea, Koronis, Eos, Themis, Cybeles and Hildas (which are named after the main asteroid in the group).
  • Asteroides cercanos a la Tierra (NEAs): ones that closely approach the Earth
    • Atens: semimajor axes less than 1.0 AU and aphelion distances greater than 0.983 AU
    • Apollos: semimajor axes greater than 1.0 AU and perihelion distances less than 1.017 AU
    • Amors: perihelion distances between 1.017 and 1.3 AU

    Between the main concentrations of asteroids in the Main Belt are relatively empty regions known as the Kirkwood gaps. These are regions where an object's orbital period would be a simple fraction of that of Jupiter. An object in such an orbit is very likely to be accelerated by Jupiter into a different orbit.

    There also a few "asteroids" (designated as "Centauros") in the outer solar system: 2060 Chiron (aka 95 P/Chiron) orbits between Saturn and Uranus the orbit of 5335 Damocles ranges from near Mars to beyond Uranus 5145 Pholus orbits from Saturn to past Neptune. There are probably many more, but such planet-crossing orbits are unstable and they are likely to be perturbed in the future. The composition of these objects is probably more like that of comets or the Kuiper Belt objects than that of ordinary asteroids. In particular, Chiron is now classified as a comet.

    4Vesta has been studied recently with HST (left). It is a particularly interesting asteroid in that it seems to have been differentiated into layers like the terrestrial planets. This implies some internal heat source in addition to the heat released by long-lived radio-isotopes which alone would be insufficient to melt such a small object. There is also a gigantic impact basin so deep that it exposes the mantle beneath Vesta's outer crust.

    Though they are never visible with the unaided eye, many asteroids are visible with binoculars or a small telescope.

    Asteroid table

    A few asteroids and comets are listed below for comparison. (distance is the mean distance to the Sun in thousands of kilometers masses in kilograms).


    PH 205

    What are asteroids made of? Why is there an asteroid belt? What are Earth-crossing asteroids? What should we do if an asteroid is headed for the Earth?

    An asteroid is a small rocky object that orbits the Sun. Asteroids vary widely in size, from very small particles to objects that are hundreds of miles across.

    Gaspra, pictured above, is a typical asteroid, about 20 kilometers long. It resides in the asteroid belt, a region between Mars and Jupiter that houses between one and two million asteroids larger than one kilometer in diameter.

    By definition, asteroids orbit the Sun, not a planet. This asteroid, Ida, actually has a small moon orbiting it. Ida is about 13 miles long. Asteroids are typically oblong and somewhat cratered and covered with a fine icy dust.

    This asteroid, Itokawa, is different from most asteroids, in that it exhibits no cratering. We believe it is a conglomerate of chunks of rocks and ice. Measurements from ESO’s New Technology Telescope show that the density is not constant throughout this asteroid, which supports the hypothesis.

    This diagram shows the general distribution of asteroids in the asteroid belt, and the groups of asteroids that orbit in Jupiter's orbit, ahead and behind the massive planet.

    Early astronomers speculated that the asteroid belt consisted of pieces of a planet that somehow exploded, possibly via collision. We now think this was very unlikely, since the total mass of all of the asteroids in the asteroid belt totals much less than Earth's moon. It is much more probable that the gravitational field of Jupiter kept a planet form forming in that region.

    The largest object in the asteroid belt is the dwarf planet Ceres with a diameter of almost 600 miles. Ceres was the first object discovered in the asteroid belt, in 1801 by Giuseppe Piazzi. Ceres was classified as a planet for about fifty years after its discovery. However, soon after its discovery, other objects were discovered in the region between Mars and Jupiter, and it became evident that many objects resided there. Since the sizes of these objects varied, and some were very small, people started to realize that a new class of objects had been discovered, they could not all be considered planets. Ceres was reclassified as an asteroid, along with many other objects in the asteroid belt.

    In 2006, a debate arose as to whether or not Pluto should be considered a planet. At that time, the classification of Ceres was reconsidered, and Ceres was reclassified as a member of a new group of objects called dwarf planets. Ceres was the first dwarf planet to be visited by a space probe, when NASA's Dawn spacecraft visited it in 2015.

    Notice that Ceres is spherical, rather than oblong, like asteroids in the asteroid belt. Ceres is spherical because it has enough mass that the gravitational force dominates the electromagnetic force. Every massive particle, like an atom, is attracted gravitationally to every other atom. Atoms also feel electromagnetic forces between them. Even though the electromagnetic attraction between charged particles is many times stronger than the gravitational force between massive particles, the gravitational force dominates if the body is massive enough, because every particle attracts every other particle. That is what gives it a spherical shape. As for the electromagnetic force, only particles with unlike charge are attracted to each other.

    Some asteroids have very elongated orbits, which take them inside Earth's orbit as they travel around the Sun. These asteroids are known as Earth-crossing asteroids. Usually, when they cross the orbital path of Earth, we are in another position somewhere around the Sun. Occasionally, an asteroid will collide with Earth.

    Tiny objects from space bombard Earth all the time every day more than 100 tons of dust and sand-sized particles strike the Earth. The larger the size of the object, the less often the impact. An object that is a few meters long strikes Earth about once a year. When this happens, it creates a fireball as the object burns up in the atmosphere.

    About once per century, an impact occurs that is large enough to leave a significant crater. Once every thousand years, a large impact like the one that created the Tunguska crater occurs.

    Once every few million years, a very large impact occurs, that could possibly threaten civilization and/or cause a major extinction event.

    This graphic shown the orbits of known Earth-crossing asteroids, currently over 1,700 objects, that are deemed Potentially Hazardous Asteroids because they are at least 460 feet across and they pass within 4.7 million miles of Earth's orbit. These asteroids are being tracked and analyzed, so that their paths can be predicted with increasing precision.

    Want to know if an asteroid may be getting close? There's an app for that! This Asteroid Watch widget shows the five asteroids or comets that will be in closest approach. It displays the date of closest approach, diameter of the object, relative size and distance from Earth, and displays a web page with info about the object upon clicking the encounter date.

    For reference regarding the above close encounter distances, the average distance between Earth and the moon is about 239,000 miles.

    What should we do if an asteroid appears to be heading for Earth? Your first thought might be that we should try to blow it up. There are potential hazards involved with this option. First, we don't understand well how asteroids are made. There are indications that they vary in density inside, so knowing how to detonate one would be tricky. Also, it would not stop many of the pieces from continuing onward to impact Earth. They would be smaller, but if we used a nuclear bomb to blow up the asteroid, the pieces would become radioactive.

    Perhaps a better idea would be to use a gravitational tractor. This artist's concept of a 20-ton spacecraft near an asteroid illustrates the idea. The massive spacecraft would gravitationally attract the asteroid just by being in close proximity, and use the gravitational force to tow it to a new trajectory. This approach would require quite a large window in time the craft would need to encounter the asteroid well before it got near Earth since the weak gravitational force would need time to slowly tug the asteroid.

    The image above is an artist's depiction of an unusual asteroid, discovered in October 2017, that is believed to have entered our Solar system from interstellar space. Oumuamua (Hawaiian for "a messenger from afar arriving first") is thought to be about 1/4 mile long and very narrow, made of very dense material such as rock or metal. Its speed was estimated to be about 59,000 miles per hour. Its trajectory indicates that it came from the direction of the star Vega, though it has been traveling so long that when it was in that region of the galaxy, Vega was not in that location at the time. Oumuamua is the first such extrasolar asteroid to be discovered. Its highly elongated shape is not like asteroids we have encountered from our own Solar system.


    Do asteroids have a gravitational field? - Astronomía


    Figura 1. Image of the Moon from the 1994 Clementine mission.

    The two sides of the Moon - Lunar Asymmetry
    The Luna 3 Soviet probe took the first photographs of the far side of the Moon on October 7, 1959. Additional missions to the Moon, such as Clementine, provided lunar images (Figura 1) that show that the near and far side of the moon have very different geological characteristics. The near side has numerous dark large basaltic deposits that were named maria by the ancient astronomers who thought that they were seas. The far side has a surface dominated by bright deposits of anorthosite (Peterson, et al., 1999) that are heavily cratered, and there are only a few maria, such as Mare Moscoviense.

    The question of why there are so many mare basalts on the near side, but so few on the far side has been the subject of study by many lunar scientists. The theories for the formation of the lunar maria can be divided into impact-based and geology-based explanations. The impact-based theories provide a plausible explanation for the circular shapes of the maria and the gravitational anomalies known as mascons that are found in the centers of the maria. The hypothesis that the lunar maria are the result of impacts by small Earth satellites proposed by Gilbert (1893) has been refined to postulate that collisions between the Moon and small external Earth satellites traveling in the same direction and in roughly the same orbital plane as the Moon would primarily take place on the far side of the Moon as the Moon spiraled away from the Earth, and that if the present Earth side of the Moon were actually the far side of the Moon at the time during which most satellite impacts were occurring, the asymmetric distribution of maria would be explained (Metcalfe and Barricelli, 1970). The creation of the maria by impacts from asteroids with parabolic orbits near the Earth-Moon system was considered by Barricelli and Thorbjornsen (1978), but they rejected this idea in favor of collisions from Earth satellites due to the asymmetric distribution of the impacts. Geology-based theories about the differences between the near and far side of the Moon include variations of crustal thickness that modulate the amount of magma that reaches the surface (Thurber and Solomon, 1978), tidal force mechanisms (Smith J. V., 1970), tilted convection in the lunar magma ocean (Loper and Werner, 2002), rapid crystallization of the magma ocean on the far-side that created an asymmetric core (Wasson and Warren, 1980), and gravitational instability during the fractionation of an anorthositic crust (Parmentier, et al., 2002).

    History of the Moon
    La Giant Impact Hypothesis proposes that the Moon was created from the debris ejected from a collision between the young Earth and a Mars-sized body 4,450 million years ago (4.45 Ga). (Hartmann and Davis, 1975 Cameron and Ward, 1976) The strong tidal forces between the Earth and the newly formed Moon caused the rotation of the Moon to become synchronized with its orbital period within 3.2 million years (Peale, 1977). From that time, the Moon's period of rotation around its own axis became the same as the time to revolve around the Earth. Tidal deformation shaped the Moon into a triaxial ellipsoid. The forces that caused tidal locking resulted in a farside crust almost twice as thick as on the nearside, and the Moon's center of mass was displaced toward the Earth and away from the Moon's center of figure by 1.982 kilometers. The orientation of the Moon with respect to the Earth may be partly due to the distribution of dense lavas in the low-lying basins of the nearside which cause the heavier side of the Moon to always face the Earth (Melosh 2011, p34).

    Three hundred and fifty million years later, from approximately 4,100 to 3,800 million years ago, a large number of asteroids started impacting the inner planets of the solar system. The period of high impacts, the Late Heavy Bombardment, corresponds to the time of the Lunar Cataclysm during which 80% of the Moon's crust was resurfaced by large impacts (Cohen et al., 2000). The planetary impactors are thought to have been asteroids that were dynamically ejected from the main asteroid belt and left a cratering record on Mars, the Earth, the Moon, Venus, and Mercury (Strom et al., 2005). It is recognized that accretion played a major role in building the planets and the Moon (Zahnle, et al., 2007), so it is reasonable to postulate that the Lunar maria are the results of impacts. The Lunar basins Imbrium (3.85 Ga), Serenitatis (3.89 Ga), Crisium (3.89 Ga), and Nectaris (3.90 Ga/3.92 Ga?) have been independently dated (Ryder et al. 2000) and these dates cluster around 3.9 Ga which coincides with the Late Heavy Bombardment. Some of the asteroids could have passed close enough to the Earth to increase their speed and be diverted toward the Moon. La Gazetteer of Planetary Nomenclature from the USGS (Gazeteer database) lists only 20 maria on the near side of the Moon, so it is not inconceivable that out of the large number of asteroids that approached the Earth during the Late Heavy Bombardment, twenty big ones would have had just the right trajectory to receive a gravitational boost from the Earth and impact the moon with increased speed. This paper explores the idea that the maria are the result of impacts by asteroids that came close to hitting the Earth and were deflected toward the Moon. The speed of the asteroids was increased by the gravitational field of the Earth at a time when the Moon had a thin crust and the lunar interior was still hot.

    Gravity Assist
    A gravity assist or slingshot maneuver is used to change a spacecraft's velocity relative to the Sun. (van Allen, 2003) In December of 1973, the Pioneer 10 spacecraft approached Jupiter and used the gravitational pull of the planet along its orbit to increase its velocity sufficiently to escape the solar system. A gravity assist basically transfers some of the orbital velocity of the planet to the spacecraft. A spacecraft will gain speed if it approaches a planet from its trailing end (a direct gravity assist), whereas it will lose speed if it approaches the planet from its leading end (a retrograde gravity assist). Mariner 10, launched in 1973, used a retrograde gravity assist from Venus to slow down in order to reach Mercury.

    These same principles apply to an object traveling from the asteroid belt toward the Sun as it approaches the gravitational field of the Earth. Figura 2 illustrates the Earth-Moon system and the trajectory of an asteroid deflected by the Earth's gravity (in red). Asteroids deflected by the Earth toward the Moon can only hit the near side of the Moon due to tidal locking. Since the Moon and the Earth are both traveling together around the Sun, a gravity assist by the Earth cannot take full advantage of the Earth's orbital speed of 29.78 km/sec. to increase the impact speed on the Moon, although the speed of the asteroid relative to the Sun could be increased or decreased by great amounts (Minovitch, 2011).

    The speed of the Earth around the Sun is about 30 times the speed of the Moon around the Earth (1.023 km/sec). This means that the speed of the Moon around the Sun will vary between about 103.4% and 96.6% of the speed of the Earth around the Sun. An asteroid following the trajectory illustrated in Figure 2, when the Moon is travelling against the trajectory of the Earth, would enable the asteroid to increase its relative impact speed by two to three percent of the Earth's orbital speed which would be approximately 0.6 to 0.9 km/sec.


    Figura 2. A gravity boost from the Earth can increase asteroid impact speed.
    Due to tidal locking, these more energetic impacts hit only the near side of the Moon.

    Gravity Boost
    The gravitational field of the Earth can increase the velocity of asteroids while they are within the Earth's gravitational sphere of influence. The Hyperbolic excess velocity of an asteroid leaving the Earth is always exactly equal to the hyperbolic velocity coming in. The Earth's Sphere of Influence (SOI), where the Earth exerts the primary gravitational influence, has a radius of 925,000 km.[1] An asteroid entering the Earth's SOI would gain speed from the gravitational pull of the Earth until it reaches the periapsis of its trajectory. The gain in speed due to the Earth's attraction would be approximately 3 km/sec. Having traveled in a hyperbolic trajectory, the asteroid will then slow down as it climbs out of Earth's gravity well until it exits the SOI, at which point the asteroid will have the same hyperbolic velocity relative to the Earth as it had when it entered the SOI. However, if the asteroid were to collide with the Moon, which is at a distance of 384,400 km from the Earth and well within Earth's SOI, the asteroid will still have excess speed over what it had when it entered Earth's SOI. In addition, since the asteroid is traveling directly toward the Moon, it will get an additional increase in speed from the gravitational pull of the Moon as it enters the Moon's SOI which extends to 66,000 km from the Moon (figura 3). The excess speed while the asteroid is within the Earth's SOI corresponds to a "gravity boost", and it is different from the gravity assist for interplanetary trajectories because it only involves the gravitational forces within the Earth-Moon system rather than the orbital speed of the Earth relative to the Sun. When calculating the speed of asteroid collisions on the Moon for the creation of the maria, it is necessary to take into consideration that during the Late Heavy Bombardment the Moon orbited at approximately 282,000 km from the Earth (Zahnle, 2007), and thus, the speed of the asteroids receiving a gravity boost would have been greater and the Moon would have presented a bigger target than at the Moon's current position.

    A roller coaster analogy may be appropriate. Without propulsion, a roller coaster drops from one hill and increases its speed until it reaches the bottom. Then, its speed slows down as it climbs to the second hill of equal height where, in a frictionless system, it would have the same speed as it had at the top of the first hill. However, if the roller coaster were to crash halfway up during its climb to the second hill, the impact would be much greater than if it crashed at the top of the hill because halfway up it has greater speed.

    Collision speeds and crater sizes
    Using the University of Arizona's online calculator for Computing Crater Size from Projectile Diameter (Melosh and Beyer, 2000), we can calculate that a rocky asteroid with density of 3000 kg/m 3 and a diameter of two kilometers traveling at 17 km/sec would make a crater with a diameter of 53 km on a similarly dense lunar surface striking at an angle of 90 degrees. The same asteroid traveling at a speed of 45 km/sec would make a much larger crater with a diameter of 88 km, which is approximately the size of the Tycho crater.

    Knowing the approximate speed at which gravity-assisted asteroids impacted the Moon makes it possible to estimate the size of the impactors that created the lunar maria. Using the University of Arizona's online calculator for Computing Projectile Size from Crater Diameter (Melosh and Beyer, 1999), we can estimate that an asteroid with a diameter of 18.2 km traveling at 45 km/sec could have created the Sea of Serenity (Mare Serenitatis) which has a diameter of 674 km (Gazeteer database), see Figure 4. Using the same parameters, Mare Humorum with a diameter of 419 km could have been created by an asteroid with a diameter of 10.9 km, and Mare Imbrium, which is one of the largest maria with a diameter of 1145 km, could have been created by an impactor with a diameter of 32.4 km.

    Asteroids traveling from the asteroid belt toward the Moon in Quadrant III y Quadrant IV would generally impact the far side of the Moon because the near side would be facing the Earth and the asteroids would be coming from outside the Earth-Moon system. These impacts, as well as any impacts in Quadrants I and II not influenced by the gravity of the Earth would occur at the typical asteroid velocity of 17 km/sec.


    Lunar gravity map from 2012 GRAIL mission

    Correlation with mascon gravity data
    The computation of the projectile sizes that created the maria depends on the speed of the impactors. Mare Serenitatis could have been created by a stony asteroid with diameter of 18.2 kilometers traveling at 45 km/sec or by one with a diameter of 25.6 kilometers traveling at 24.7 km/sec. Similarly, Mare Humorum could have been created by an asteroid with diameter of 10.9 kilometers traveling at 45 km/sec or by one with a diameter of 15.3 kilometers traveling at 24.7 km/sec. The mascon gravity data published by Sjogren and Wollenhaupt (1972) was used to determine whether the mass of the impactor could be correlated with a substantial portion of the positive gravitational anomaly of the mascon. Sjogren's calculation of excess mass for Mare Serenitatis and Mare Humorum yields 15×10 -6 and

    7×10 -6 of the total lunar mass, respectively. This corresponds to approximately 1.1×10 18 kilograms for Mare Serenitatis and 5.0×10 17 kilograms for Mare Humorum. Even for the larger asteroids with lower speeds, the masses of the projectiles account for one percent or less of the mascon masses. It may not be possible to determine the initial mass of the impacting asteroids from today's gravity anomalies, but the calculations make it necessary to conclude that the creation of the mascons required the rebound of the cavity floor (Settle and Head, 1979) or a subsequent geological process to bring denser material closer to the surface.

    NASA's Gravity Recovery and Interior Laboratory (GRAIL) mission from March to May 2012 produced very accurate gravity maps of the Moon that show the mascon areas. The mass concentrations form concentric patterns with increased gravity at the center of the impact surrounded by a ring of lower gravity and an outer ring of gravity surplus. This bull's-eye pattern arises as a natural consequence of crater excavation, collapse and cooling following an impact. Hydrocode simulations by Melosh, et al. (2013) indicate that the intermediate rings with less gravitational pull were created when the rigid lunar crust that slid into the craters of the impacts prevented the material from fully rebounding to its original surface height. The outer ring of increased gravitational pull was formed from the added mass of the material ejected by the initial impact that piled on top of the lunar surface. The GRAIL findings provide support for the impact origin of the lunar maria.

    Conclusion
    This paper postulates that the lunar maria on the near side of the Moon could have been created by impacts from asteroids whose speed was increased by a gravity boost from the Earth. Since the Moon is tidally locked to the Earth, asteroids hurled from the direction of the Earth impact only the near side of the Moon that always faces the Earth. The high energy impacts could have triggered magmatic flows that created the maria at a time the Moon still had a molten center. Asteroids impacting the Moon in Quadrant III or Quadrant IV struck mainly the far side of the Moon at the usual asteroid speeds of 17 km/sec.

    The sphere of influence (SOI) is the sphere-shaped region around a celestial body where the primary gravitational influence on an orbiting object is that body.


    Vector Analysis

    Scalar Potential

    If, over a given simply connected region of space (one with no holes), a force can be expressed as the negative gradient of a scalar function φ,

    we call φ a scalar potential, and we benefit from the feature that the force can be described in terms of one function instead of three. Since the force is a derivative of the scalar potential, the potential is only determined up to an additive constant, which can be used to adjust its value at infinity (usually zero) or at some other reference point. We want to know what conditions F must satisfy in order for a scalar potential to exist.

    First, consider the result of computing the work done against a force given by −φ when an object subject to the force is moved from a point A to a point B. This is a line integral of the form

    But, as pointed out in Eq. (3.41) , φDr = , so the integral is in fact independent of the path, depending only on the endpoints A y B. So we have

    which also means that if A y B are the same point, forming a closed loop,

    We conclude that a force (on an object) described by a scalar potential is a fuerza conservadora, meaning that the work needed to move the object between any two points is independent of the path taken, and that φ(r) is the work needed to move to the point r from a reference point where the potential has been assigned the value zero.

    Another property of a force given by a scalar potential is that

    as prescribed by Eq. (3.64) . This observation is consistent with the notion that the lines of force of a conservative F cannot form closed loops.

    The three conditions, Eqs. (3.96), (3.99), and (3.100) , are all equivalent. If we take Eq. (3.99) for a differential loop, its left side and that of Eq. (3.100) must, according to Stokes' theorem, be equal. We already showed both these equations followed from Eq. (3.96) . To complete the establishment of full equivalence, we need only to derive Eq. (3.96) from Eq. (3.99) . Going backward to Eq. (3.97) , we rewrite it as

    which must be satisfied for all A y B. This means its integrand must be identically zero, thereby recovering Eq. (3.96) .

    Gravitational Potential

    We have previously, in Example 3.5.2 , illustrated the generation of a force from a scalar potential. To perform the reverse process, we must integrate. Let us find the scalar potential for the gravitational force