Vesta, fotografiado por la sonda Dawn

Bajo el epígrafe de asteroides se agrupa en realidad a más de doscientos mil cuerpos de tamaños muy diversos -desde centenares de kilómetros de diámetro hasta apenas unos metros- que presentan asimismo grandes diferencias tanto en su composición como en sus parámetros orbitales.

En lo que respecta a estos últimos, convendría olvidarse del viejo tópico del cinturón asteroidal situado entre Marte y Júpiter, no porque no exista -existe, y además es uno de los lugares de máxima concentración de este tipo de cuerpos- sino porque los descubrimientos de los últimos años han demostrado una realidad mucho más compleja que la imaginada por los astrónomos de hace tan sólo unas pocas decenas de años.

En general, y conforme a los conocimientos actuales, se puede afirmar que al cinturón de asteroides clásico se suma otro no menos nutrido, el Cinturón de Kuiper, situado más allá de la órbita de Neptuno. No se acaba aquí la nómina de estos cuerpos menores, ya que grupos menos numerosos, pero bastante significativos, orbitan tanto por las regiones internas del Sistema Solar como por las externas, entre ambos cinturones e incluso más allá del de Kuiper. Los descubrimientos astronómicos se suceden a tal velocidad que todos los modelos planteados se ven obligados a ser objeto de revisiones periódicas, e incluso algunas de las categorías, como ocurre con la de los Objetos del disco disperso, distan mucho de ser claras, por lo que es de suponer que en un futuro más o menos inmediato puedan ser replanteadas. Asimismo ninguno de los dos cinturones principales es homogéneo, ya que sus respectivos integrantes se agrupan en diferentes subdivisiones en función de los parámetros de sus órbitas.

Al día de hoy, diciembre de 2022, las principales categorías establecidas por los astrónomos son las siguientes:

Asteroides del Sistema Solar interno

Son los que orbitan por las regiones interiores del Sistema Solar, aproximadamente hasta la órbita de Marte. A los que lo hacen por las cercanías de la Tierra se les denomina NEO (Near Earth Object), siglas en inglés del término que traducido al español significaría Objetos cercanos a la Tierra. Algunos de ellos -no todos- podrían llegar a cruzarse e incluso a caer sobre nuestro planeta, lo que según algunas teorías ya ha ocurrido en varias ocasiones pudiendo haber provocado, entre otras, la famosa extinción de los dinosaurios.

Sus principales grupos, en orden de menor a mayor separación del Sol, son los siguientes:

Asteroides Vulcanoides

Toman su nombre de Vulcano, el hipotético -e inexistente- planeta que durante mucho tiempo se creyó que discurría por el interior de la órbita de Mercurio. Se trata, pues, de asteroides cuyos parámetros orbitales se ajustarían a estas premisas, encontrándose por ello más cerca del Sol que el propio Mercurio. Por el momento no se ha descubierto todavía ninguno, pero los astrónomos han desarrollado modelos matemáticos que prevén su posible existencia.

Asteroides Apohele

También denominados asteroides Atira. Son un caso particular de los asteroides Atón, diferenciándose de éstos en que sus órbitas discurren íntegramente por el interior de la terrestre, a la que no llegan a atravesar en ningún punto, por ser su afelio inferior al radio de la órbita de nuestro planeta. Aunque su existencia se había postulado hacía ya tiempo, hasta febrero de 2003 no fue confirmado el descubrimiento del primero de ellos, Atira (163.693). Hasta el momento tal sólo se conoce un pequeño puñado (veintinueve en febrero de 2022) y, a diferencia de la costumbre habitual, el término Apohele no deriva del nombre de ninguno de ellos, sino al parecer de la palabra hawaiana que significa órbita y fonéticamente, al menos en inglés, se parece a afelio. Hasta el momento tan sólo dos de ellos cuentan con nombre propio: Atira y el enrevesado ’Ayló’chaxnim, tomado de un término de la lengua de una tribu indígena norteamericana que significa Hija de Venus.

’Ayló’chaxnim, descubierto en 2020, presenta la peculiaridad de ser el único cuya órbita discurre en su totalidad por el interior de la de Venus, lo que le convierte en el asteroide con el menor afelio conocido. Por esta razón se le ha propuesto como prototipo de un nuevo grupo, hasta ahora único, denominado informalmente asteroides Vatira.

Asteroides Atón

O, según algunas fuentes, Atén, en ambos casos nombres en español, o en inglés, respectivamente, del dios egipcio Atón. Aunque sus órbitas discurren en su mayor parte por el interior de la terrestre, dependiendo de su excentricidad en su afelio pueden llegar a cruzarse con ésta. Por esta razón, existe la posibilidad, remota, pero real, de que alguno de estos objetos pudiera llegar a chocar contra la Tierra. Toman su nombre del primer asteroide conocido del grupo, Atón (número 2.062, descubierto en 1976), y por esta razón la mayoría de los asteroides de este grupo han sido bautizados con nombres tomados de la antigua mitología egipcia tales como Hathor (2.340), Khufu (3.362), Amón (3.554), Sekmet (5.381) o Apofis (99.942), entre otros. Actualmente se conocen cerca de 2.500 asteroides de este tipo.

Asteroides Apolo

Ryugu, un asteroide Apolo fotografiado por la sonda Hayabusa 2

Sus órbitas tienen un perihelio inferior a una unidad astronómica, pero un afelio superior a esta cantidad. En consecuencia, pueden llegar a cruzarse con la Tierra, existiendo una posibilidad, remota, pero real, de que alguno de estos objetos pudiera llegar a chocar contra nuestro planeta. Se conocen 15.700, de los cuales el primero en ser catalogado (aunque no el primero en ser descubierto) fue Ícaro (1.566). Este privilegio le corresponde a Apolo (1.862), descubierto en 1932 y patronímico del grupo, aunque su existencia no pudo ser confirmada hasta muchos años más tarde, de ahí la disparidad en la numeración. Otros asteroides Apolo son Adonis (2.101), Tutatis (4.179), Castalia (4.769) o Hermes (69.230), avistado por vez primera en 1937 pero no confirmado hasta 2003.

Asteroides Amor

Eros, fotografiado por la sonda NEAR

Son los más externos de todos los de esta categoría, ya que discurren entre las órbitas de la Tierra y Marte con un perihelio comprendido entre 1 y 1,3 unidades astronómicas, por lo que pueden llegar a rozar la órbita terrestre sin llegar a atravesarla, lo que sí hacen con la marciana. Actualmente se conocen 12.600, de los cuales el más conocido es Eros (número 433 del catálogo), que fue objeto de la visita de la sonda NEAR en el año 2000. Otros asteroides de este tipo son Amor (1.221), que da nombre al grupo, Albert (719), Séneca (2.608) o Nyx (3.908).

Asteroides Arjuna

El nombre proviene en esta ocasión de la mitología hindú y, al igual que los Apohele, no corresponde al de ningún asteroide real. Este grupo, muy poco común del que tan sólo han sido descritos hasta ahora cinco cuerpos, ninguno todavía con nombre propio, comprende a los asteroides de órbitas similares a las de la Tierra pertenecientes a los grupos anteriormente descritos Atón, Apolo y Amor, los cuales podrían convertirse en troyanos, semisatélites o satélites naturales transitorios de nuestro planeta.

Asteroides cruzadores de Marte

Son aquéllos cuyas órbitas, como su nombre indica, se intersectan en algún punto con la de Marte. Se conocen unos 20.600, aunque se estima que su número es muy superior. Según como tenga lugar esta intersección orbital se clasifican en rozadores internos (inner grazers) si lo hacen por la parte interior de la órbita de este planeta sin llegar a cruzarla; rozadores externos (outer grazers) si lo hacen por la parte exterior de la misma; cruzadores si la atraviesan, y coorbitales o troyanos de Marte. Debido a la excentricidad orbital de muchos de ellos, en ocasiones un rozador interno de Marte en el afelio puede ser también un rozador externo de la Tierra en el perihelio.

Asteroides del Cinturón Principal

Ceres, el mayor de los asteroides del Cinturón Principal, hoy planeta enano

Son los asteroides “clásicos”, es decir, los que orbitan entre Marte y Júpiter. Spn con diferencia los más numerosos de todos, más de 1.100.000 y casi el 90% del total. Sus trayectorias no son homogéneas, sino que se agrupan en familias separadas por unos espacios denominados Lagunas de Kirkwood, formadas por la resonancia gravitatoria de Júpiter. Las Lagunas de Kirkwood dividen al cinturón en tres zonas principales: la interior, entre 1,78 y 2,5 unidades astronómicas, correspondiente esta última a la resonancia 3:1; la media entre 2,5 y 2,82 (resonancia 5:2), y la exterior a partir de 2,82, subdividida a su vez entre 2,82 y 2,96 (resonancia 7:3), 2,96 y 3,28 (resonancia 2:1). Entre este último límite y las 4,3 unidades astronómicas (resonancia 4:3) se extiende una pequeña población formada por las familias Cibeles, Hilda y Thule.

Lagunas de Kirkwood. Tomado de la Wikipedia

Las principales familias de asteroides del Cinturón Principal son: Eos, Eunomia, Flora, Hygiea, Koronis, Maria, Nysa, Themis y Vesta, aunque están tabuladas bastantes más. Todas ellas ostentan el nombre del asteroide principal de las mismas, y provienen de la fragmentación de un cuerpo originario mayor, por lo que describen órbitas similares.

También se pueden clasificar por grupos dinámicos en función de las regiones en las que orbitan. Uno de los principales es el Hungaria, con más de 30.000 miembros, que recibe su nombre del asteroide Hungaria (434). Ocupan la región interna del cinturón, con un semieje mayor comprendido entre 1,78 y 2 unidades astronómicas, y presentan la mayor densidad de cuerpos del cinturón principal. Presentan una resonancia cercana a 9:2 con Júpiter y 2:3 con Marte.

Otro grupo importante lo componen los 5.500 asteroides Hilda, así llamados por el nombre del principal, Hilda (153), que presentan una resonancia orbital de 3:2 respecto a Júpiter, aunque no forman una familia ya que sus órbitas están dispersas por todo el plano de la eclíptica adoptando una distribución triangular inscrita en la órbita joviana a unas distancias comprendidas entre 3,7 y 4,2 unidades astronómicas.

El grupo de asteroides Alinda, cuyo miembro más importante es Alinda (887), no es muy numeroso ya que tan sólo se conocen alrededor de 25 miembros. Estos asteroides describen unas órbitas muy excéntricas con un semieje mayor en torno a las 2,5 unidades astronómicas, y en el perihelio algunos de ellos se pueden aproximar bastante a nuestro planeta. Presentan una resonancia orbital con Júpiter de 3:1 equivalente a una resonancia con la Tierra cercana a 1:4, por lo que las aproximaciones suelen ocurrir a unos intervalos aproximadamente cuatrienales.

Asteroides del Sistema Solar Externo

Entre las órbitas de Júpiter y Neptuno discurren un cierto número de asteroides, en ocasiones difíciles de diferenciar de los núcleos cometarios. Aunque se suelen agrupar en varias familias en base a sus parámetros orbitales (semieje mayor, excentricidad e inclinación orbital), lo cierto es que en ocasiones no quedan demasiado claras estas clasificaciones, solapándose entre ellas.

Asteroides Centauros

El primero en ser descubierto fue, en 1977, Quirón (2.060), nombre de un centauro de la mitología griega, por lo cual se ha seguido la costumbre de bautizarlos con los nombres de estos seres mitológicos mitad humanos mitad equinos, tales como Folo (5.145), Neso (7.066), Asbolo (8.045), Cariclo (10.199) o Equeclo (60.558). Se discute la pertenencia a este grupo de Hidalgo (944), ya que si bien en el afelio se aleja más allá de la órbita de Júpiter, en el perihelio se interna en el Cinturón Principal, por lo cual comparte las características orbitales de ambos grupos.

Al igual que en los Damocloides no está clara su diferencia con los cometas, barajándose la posibilidad de que pudieran ser antiguos objetos del Cinturón de Kuiper arrancados de su órbita original por la atracción gravitatoria de los planetas gigantes, siendo su destino final (sus órbitas no son estables a largo plazo) convertirse en cometas de período corto. Dado que el Minor Planet Center los agrupa en los listados con los Objetos del Disco Disperso resulta difícil evaluar su número, aunque según otras fuentes éste alcanzaría los 675.

Asteroides Damocloides

Toman su nombre de Damocles (5.335) y se conocen alrededor de 290, de los cuales tan sólo han recibido nombre el citado Damocles, Dioretsa (20.461), Marsias (343.158) y Ka‘epaoka‘awela (514.107). Se cree que son núcleos de antiguos cometas tipo Halley que han perdido ya sus componentes volátiles, por lo que no emiten ni cabellera ni cola, aunque en algunos casos no está nada clara la diferenciación. Sus órbitas son muy excéntricas y presentan una gran inclinación sobre la eclíptica, llegando en ocasiones a poseer movimiento retrógrado. Según sus parámetros orbitales, algunos pueden ser incluidos también en otros grupos como los Centauros, los Transneptunianos o los cercanos a la Tierra (NEO).

Transneptunianos

Como su nombre indica, son todos aquellos que discurren más allá de Neptuno, el último planeta del Sistema Solar tras la reconversión de Plutón en planeta enano. Por el momento se han catalogado más de 4.200 transneptunianos entre los que a su vez, como ocurre en los grupos anteriores, se pueden distinguir varias familias.

Principales transneptunianos. Tomado de la Wikipedia

Cinturón de Kuiper

Se extiende entre las 30 y las 50 unidades astronómicas. Se calcula que puede llegar a contener hasta unos 70.000 cuerpos, de los cuales se han descubierto hasta el momento algo más de mil. Se cree que es la fuente de los cometas de corto período. A su vez presenta varias subdivisiones:

Los objetos clásicos, o Cubewanos, no cruzan la órbita de Neptuno ni están en resonancia orbital con él, como Caos (19521), Varuna (20.000), Quaoar (50.000) o el planeta enano Makemake (136.472). Su nombre proviene de las siglas con que se denominó al primero en ser descubierto, QB1-1992, catalogado con el número 15.760 aunque hubo de esperar hasta 2018 para que fuera bautizado con el nombre de Albion, tomado de la obra del poeta inglés William Blake. Sus órbitas suelen ser muy poco excéntricas y asimismo muy poco inclinadas sobre la eclíptica.

Los Plutinos, llamados así por compartir características orbitales con Plutón, son resonantes con Neptuno en una relación 2:3. Se conoce alrededor de un centenar, y además del citado Plutón, catalogado con el número 134.340 tras dejar de ser considerado planeta, los principales son Ixión (28.978), Huya (38.628) y Orco (90.482). Su distancia media al Sol es de unas 39,4 unidades astronómicas, y su período orbital de unos 250 años.

Representación artística del Cinturón de Kuiper
Tomado de http://www.lpl.arizona.edu/

Los Twotinos, cuyo nombre procede del hecho de que su resonancia con Neptuno es 1:2 (por “two”, dos en inglés), orbitan a 47,8 unidades astronómicas, ya en el borde exterior del Cinturón de Kuiper, invirtiendo en recorrer sus órbitas unos 330 años. Son unos catorce, por el momento innominados.

Existen otros grupos con distintas resonancias orbitales 3:5 (42,3 unidades astronómicas, período orbital de 275 años), 4:7 (43,7 unidades astronómicas, período orbital de 290 años), 2:5 (55,4 unidades astronómicas, período orbital de 410 años), etc. Aunque al planeta enano Haumea (136.108) se le catalogó inicialmente como cubewano, actualmente se considera que presenta una resonancia orbital de 7:12 con Neptuno, por lo que entraría en este apartado.

Fuera ya del Cinturón de Kuiper, nos encontramos con los siguientes tipos de asteroides:

Disco Disperso

También llamado Disco Difuso. Es una región del Sistema Solar situado más allá del Cinturón de Kuiper, prolongándose hasta varios centenares de unidades astronómicas en dirección al espacio profundo. Los asteroides que lo pueblan son denominados Objetos del disco disperso, de los cuales se conocen en la actualidad más de 200. El más importante de ellos es Eris (136.199), descubierto en 2005 y catalogado como planeta enano -supera en tamaño a Plutón-, que se encuentra a 97 unidades astronómicas de distancia (más del doble de la de Plutón) invirtiendo unos 560 años en describir una órbita, El también importante Sedna (90.377), descubierto en 2003 y de tamaño algo menor, es actualmente el cuerpo más lejano conocido del Sistema Solar, con un perihelio de 76 unidades astronómicas y un afelio estimado en unas 850 unidades astronómicas, lo que le lleva a describir una órbita en la friolera de 10.500 años. Este hecho, unido a su alta excentricidad (0,857), ha inducido a reconsiderar su clasificación como objeto del disco disperso, ya que para algunos astrónomos sería más conveniente incluirlo en la región interior de la Nube de Oort.

Algunas fuentes diferencian del Disco Disperso al Disco Disperso Extendido, cuyos integrantes serían los Objetos Separados (detached en inglés). Correspondería a la región intermedia entre el Disco Disperso y la Nube de Hill, y al tratarse de unas divisiones difusas y difíciles de cuantificar las listas de objetos pertenecientes a esta categoría difieren de unas fuentes a otras, pudiéndose encontrar el mismo cuerpo en varias de ellas, e incluso en otras de complicado encaje con las anteriores como los Objetos Transneptunianos Extremos.

Se da la circunstancia de que, pese a orbitar en regiones muy diferentes del Sistema Solar, los Centauros entre Júpiter y Neptuno y los objetos del disco disperso más allá del Cinturón de Kuiper, el Minor Planet Center los agrupa en un único apartado, lo cual es evidente que choca a primera vista. Esto se debe a que se cree que ambos tipos de asteroides tendrían tienen un mismo origen, el Cinturón de Kuiper, del que habrían sido expulsados unos hacia el interior del Sistema Solar (los Centauros) y otros hacia el exterior (los objetos del disco disperso). De hecho, aunque sus afelios y perihelios sean tan dispares, el resto de los parámetros orbitales son muy similares, con inclinaciones y excentricidades muy elevadas.

Nube de Oort

Se trata de un acúmulo de materia situado en los confines del Sistema Solar, más allá del Cinturón de Kuiper y del Disco Disperso, que se extendería hasta las 50.000 unidades astronómicas, cerca de un año luz y aproximadamente un centenar de veces más alejada que los anteriores. Aunque hasta el momento no se ha podido detectar por ningún telescopio, los astrónomos creen que sería el origen de los cometas de largo período, a diferencia de los de corto período surgidos del Cinturón de Kuiper. A diferencia del Cinturón de Kuiper y del Disco Disperso, que tienen forma de anillos planos o de poco espesor, la Nube de Oort es esférica y se subdivide a su vez en dos regiones: la interna o Nube de Hills y la externa o Nube de Oort propiamente dicha.

La Nube de Hills tiene su límite interior en una zona comprendida entre las 250 y las 1.500 unidades astronómicas, extendiéndose hasta las 20.000 o 30.000. Junto al ya citado caso de Sedna se consideran posibles miembros de la Nube de Hill otros cuatro cuerpos, de los cuales tan sólo uno tiene nombre, enrevesado, por cierto: Leleakuhonua (541.132), que también sería el astro conocido más alejado del Sol con un afelio de 2.123 unidades astronómicas, más del doble del de Sedna. A este grupo se le conoce también con el nombre de sednoides.

La Nube de Oort exterior abarcaría, por último, desde el límite con la Nube de Hill hasta las 50.000 unidades astronómicas. Debido a su gran distancia, todavía no se conoce ningún objeto estelar perteneciente a ella.

Troyanos y coorbitales

Existen asteroides catalogados en apartados propios no en función de sus parámetros orbitales, sino por su relación con los planetas principales.

Asteroides Troyanos

Se denomina troyanos -es un término que abarca no sólo a los asteroides, sino también a otros astros menores como los satélites- a los cuerpos celestes que comparten órbita con otros mayores -planetas o satélites- ocupando los puntos de Lagrange 4 y 5 de la órbita, es decir, precediendo o siguiendo respectivamente al cuerpo principal con una separación de 60 grados. En lo que respecta a los asteroides el caso más importante con diferencia es el de los troyanos de Júpiter, llamados así por recibir nombres de héroes de la guerra de Troya, griegos para la posición L4 y troyanos para la L5. En la actualidad se conocen alrededor de 12.200, siendo los “griegos” aproximadamente el doble de numerosos que los “troyanos” . El primero en ser descubierto, en 1906 concretamente, fue Aquiles (588), al que siguieron Patroclo (617), Héctor (624), Néstor (659), Príamo (884) y muchos más.

Asteroides troyanos de Júpiter (verde) comparados con los del cinturón principal (blanco y rojo)
Tomado de la Wikipedia

También cuentan con asteroides troyanos la Tierra, Marte, Urano y Neptuno. Hay dos troyanos terrestres, ambos situados en el punto de Lagrange L4: 2010 TK7, sin nombre ni número de catálogo, descubierto en 2010, y el también innominado 2020 XL5, con número de catálogo 614.689.

En Marte han sido descubiertos nueve -catorce según otras fuentes-, uno en L4 y los ocho restantes en L5, aunque sólo uno de ellos, Eureka (5.261), ha sido bautizado por el momento y a otros cuatro se les ha asignado número. Urano cuenta con dos, ambos en la posición L4. El número de troyanos de Neptuno, por último, oscila según las fuentes. Ciñéndonos a la lista más completa habría 28 en el punto L4, 4 en el L5 y uno en el L3, una posición inestable dinámicamente que este asteroide atraviesa periódicamente para pasar de la L4 a la L5 o viceversa, razón por la que ha sido denominado “troyano saltador”. En total son 33, de los cuales tan sólo dos, Otrera (385.571) y Clete (385.695) tienen nombre propio y otros seis más han sido numerados.

Asteroides coorbitales

También conocidos como “cuasi satélites”. Se denomina así a los objetos que, sin ser satélites de un planeta, presentan una resonancia orbital 1:1 en relación a éste. Aunque los períodos orbitales del planeta y el cuasi satélite son por esta razón idénticos, la mayor excentricidad de la órbita del último hace que, a diferencia de los troyanos, ambos cuerpos describan trayectorias distintas en torno al Sol, trazando el cuasi satélite una complicada danza en torno al planeta que los astrónomos han denominado órbita de herradura debido a su forma.

Aunque la posibilidad de un choque entre el planeta y el cuasi satélite es nula (coloquialmente hablando se podría decir que juegan al gato y al ratón, sin que el primero llegue nunca a atrapar al segundo), esta situación no es estable desde un punto de vista dinámico, por lo que pasado cierto tiempo el cuasi satélite tiende a adoptar otros tipos de resonancia orbital que le alejan del planeta principal. Estos períodos de tiempo dependen de la masa del planeta que los retiene y de la región del Sistema Solar en la que orbitan. Para astros como Venus o la Tierra se calcula en decenas o centenares de años, para Júpiter en diez millones de años, para Saturno en cien mil años y para Urano o Neptuno la edad del Sistema Solar.

Los cuasi satélites conocidos son asteroides de tamaño minúsculo, poco más que meteoritos de regular tamaño. Se han detectado al menos nueve orbitando en torno a la Tierra, de los cuales Cruithne (3.753), Yorp (54.509) y Kamo‘oalewa (469.219) son los únicos que por el momento cuentan con nombre oficial. Los astrónomos han descubierto también un cuasi satélite de Venus, otro de Ceres y otro de Neptuno.