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Asteroides

• Ubicación• Características generales• Distribución de elementos orbitales• Fotometría y curvas de luz• Clasificación taxonómica

Elementos orbitales I

a – semieje mayore=a’/a – eccentricidad (e < 1 – elipse; e =0 – círculo)q (distancia P-Sun) – distancia perihélica

Elementos orbitales II Elementos orbitales III

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Near Earth Asteroids (NEAs)• q < 1.3 UA

• 1932 - (1862) Apollo (q < 1 , a >1)- (1221) Amor (1<q<1.3 , a>1)

1976 - (2062) Aten (a < 1 , Q > 1)

Dis

tribu

ción

de

elem

ento

s orb

itale

s

Las brechas (gaps) de Kirkwood(1867)

Ejemplo: resonancia 2:3

a vs e a vs i

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Regiones de asteroides• Interior al anillo

– Apohele - Q < 1.00 AU– NEAs – q < 1.3 UA– Cruzadores de Marte - q = 1.3 - 1.666 UA– Grupo Hungaria - a = 1.75 - 2.09 UA

• Anillo principal - a = 2.0 - 4.03 UA– Parte interior - a = 2 - 2.5 UA – Parte media - a = 2.5 - 2.825 UA – Parte exterior - a = 2.825 - 3.3 UA – Grupo Cybele - a = 3.3 - 3.65 UA– Grupo Hilda - a = 3.71 - 4.03 UA

• Región casi vacía - a = 4.03 – 4.90 UA (solo Thule) • Troyanos - a = 4.90 - 5.41 UA

Familias de Hirayama

Formación de familias

¿Para que la astrometría?• Determinación de las posiciones de objetos recientemente

descubiertos permite hacer una determinación orbital inicial y predecir las ubicaciones futuras.

• En el caso de objetos conocidos es posible mejorar la órbita, refinando los elementos orbitales

• Con los elementos orbitales podes clasificar el objeto en alguno de los grupos conocidos (cinturón principal, NEAs, familias, etc.)

• En el caso de NEAs se puede determinar la probabilidad de colisión con la Tierra

• Se pueden hacer estudios de la evolución dinámica de objetos individuales o conjuntos de asteroides.

• Estudiar el origen de las familias y la evolución colisional

¿Para que la fotometría?• Determinar el brillo absoluto• Obtener una curva de luz• Obtener la función de fase y el efecto de oposición

• Determinar el tamaño y la forma de los asteroides.• Determinar los valores de los parámetros fotométricos H y G.• Estudiar el caso de los rotadores rápidos (períodos menores de 2 hs). • Estudiar el caso de los rotadores lentos (períodos de varios días).• Estudiar el caso de curvas de luz complejas (con 1 solo o mas de 2 picos)• Asteroides binarios• Hallar una correlación entre períodos de rotación y tamaños.• Hallar una correlación entre grupos taxonómicos y períodos de rotación.• Estudiar el efecto de oposición y la rugosidad superficial• Asistir a observaciones de radar de asteroides.

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Propiedades físicas

• Tamaños• Rotacíón• Características superficiales (clasificación

taxonómica)

Magnitudes asteroidales

))(log(5.2)rlog(5m)0,1,1(V ap αΦ+Δ−=

)rlog(5m),1,1(V ap Δ−=α

V(1,1,0) – magnitud absoluta – magnitud aparente a 1 UA de la Tierra y del Sol y ángulo de fase 0map – magnitud aparente (observada)r – distancia heliocéntricaΔ- distancia geocéntricaα - ángulo de faseΦ(α) – función de fase

))(log(5.2)rlog(5m)0,1,1(V ap αΦ+Δ−=

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

Sección de cortefotométrica Magnitud absoluta

S = π R2 H=V(1,1,0)

Magnitud aparente V del Sol Albedo geométricom = -26.77 pv=0.03 - 0.3

Relación entre tamaño y magnitud absoluta

log(pv S) = 16.85 + 0.4 (m -H)

D = 1329 km × 10−H/5 pV−1/2

Rotación

Kleopatra(reconstrucción apartir del radar)

Ida• Lightcurve: - depends on shape and albedo

- indistinguishable contribution at phase angle = 0° (Russell 1906)

• Lightcurves of figures with uniform surfaces– Sphere and MacLaurin ellipsoid – flat curve– Jacobi Ellipsoid – symmetric curve with two peaks

• Albedo spots could lead to weird patterns

Lightcurves

5

La curva de luz de un elipsoide triaxial

Lightcurve of a triaxial ellipsoid

II -- ExpansionExpansion in in FourierFourier series series ofof orderorder 2 2 withwith a a nullnull termterm ofof orderorder 11

ψθθθ 2cos)sin )((21)sin )((

21)cos ( 22222222 cbacbaabA −+++=

22 AI ∝

For an Elipsoid of axis a,b,cθ - aspect angleψ - rotational anglethe projected area A is given by

The observed Intensity (I ) is proportional to the area (A).

Curvas de luz Diferentes formas generan diferentes curvas de luz

Distribución de frecuencias de rotación (inverso del

período) para diferentes tamaños D (expresados en km)

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

PolarimetríaP=

Grado dePolarización lineal

Curvas de fase y polarimétricas

Taxonomía de asteroides

Materiales orgánicos

Rojo, sin rasgos≤ 0.065D

Silicatos neutrosChato, sin rasgos> 0.3E

Metal o metal + silicatos neutros

Ligeramente rojizo0.065 – 0.23M

Silicatos + metalRojizo, absorciones del Fe2+0.065 – 0.23S

Silicatos mas minerales ricos en carbón

Plano, débiles rasgos≤ 0.065C

MineralogíaEspectroAlbedoTipo

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Valores de albedos para las diferentes clases

Reflectividaden función de long. de onda

26 Classes

C-Complex X-Complex

S-Complex

Taxonomía según las regiones del cinturón Gaspra (Galileo - ’91)

En color verdadero y color resaltando las variaciones de albedo superficial

Ida y Dactyl (Galileo - ’93)

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Mathilde (NEAR)

Eros (NEAR - ’00) Eros (NEAR - ’00)

Rápidos pasajes

Asteroide Braille

Asteroide 5535 Annefrank

Asteroide 4769 Castalia,modelado de observaciones

con Radar

Asteroide 4179 Toutatis

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MUSES – C / Hayabusa (águila)

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

Nereus (Muses - C)