1 de enero de 1801. Palermo. Giuseppe Piazzi estaba observando el cielo cartografiando estrellas, cuando descubrió un débil punto de luz. A lo largo de los días continuó observando este nuevo astro para comprobar, sorprendido, que noche a noche se desplazaba con respecto al fondo estelar. Finalmente, convencido de su hallazgo, Piazzi anunció que había encontrado un nuevo planeta, situado entre Marte y Júpiter. Realmente, había descubierto un nuevo tipo de cuerpos nunca antes observado en el sistema solar.
En realidad, todo empezó bastante tiempo antes. En 1766 Titius de Wittemberg había desarrollado una regla numérica a la cual se ajustaban los planetas. Popularizada por el célebre astrónomo alemán Johann Bode en 1772, en ella se mostraba que entre Marte y Júpiter existía un hueco vacío en el que, decían, debería existir un planeta. Nadie hizo caso hasta que William Herschel descubrió Urano en 1781. Una vez el nuevo planeta fue unido a la Ley de Bode (como se la conocía), pronto a algunos astrónomos se les encendió la bombilla: si más allá de Saturno se ha encontrado un nuevo planeta, bien podría existir otro, nunca antes visto, en el hueco entre Marte y Júpiter. A resultas de esto, el Barón Franz Xavier von Zach y el astrónomo Johann Schröter organizaron un grupo de 24 astrónomos que se le conoció como “policía celeste”, con el objetivo de encontrar el planeta perdido. Piazzi era uno de esos 24 astrónomos, sin embargo, el descubrimiento de este cuerpo lo realizó antes de que le llegara la invitación a unirse a la “policía celeste”. Una vez confirmado por otros astrónomos, Piazzi nombró el nuevo “planeta” como Ceres, por la deidad romana del crecimiento de las plantas, la cosecha y el amor fraternal. De esta manera, el sistema solar parecía ya cerrado.
El problema empezó a surgir al año siguiente. Heinrich Wilhelm Olbers, uno de los astrónomos de la “policía celeste”, estudiando la órbita de Ceres, encontró otro objeto similar en la misma zona. Tras calcular la órbita de este nuevo cuerpo, vio que era completamente diferente. La aparición de Pallas (por la diosa Palas Atenea) provocó toda una revolución. Se empezó a sugerir la idea de que eran los restos de un planeta destruido, y con ello, empezó una fiebre enorme para buscar nuevos cuerpos en esta región que pudieran confirmar esta teoría. Con el descubrimiento de otros dos nuevos miembros de estos cuerpos extraños (Juno y Vesta) parecía que se ampliaban los argumentos. Sin embargo, durante 38 años no se descubrió ninguno, por lo que la “policía celeste” se separó con el convencimiento de que ya habían aparecido todos. Todo cambió de nuevo en 1845 cuando Karl Henke descubrió Astraea, y en 1847 Hebe. A partir de 1850 no ha pasado año sin descubrir al menos un asteroide.
¿Cómo se nombrarían estos cuerpos? Buena pregunta. Al principio se les clasificaba como “planetas”, sin embargo, el avispado William Herschel se dio cuenta de que esta nomenclatura no era muy correcta. Estos objetos cósmicos, vistos a través de los telescopios, no mostraban discos planetarios, sino débiles puntos de luz, a la manera de las estrellas. De esta manera, los empezó a calificar como “asteroides”, a partir del término en inglés “star-like”, o “star-shape”, es decir, como una estrella, o forma de estrella. A partir de esta expresión, evolucionó al término que todos ya conocemos. Fue también el que promovió la numeración de los asteroides, asignando el número 1 al primero descubierto, y así sucesivamente.
La aparición de la fotografía y su adopción para uso astronómico provocó que la cantidad de asteroides descubiertos aumentara exponencialmente. El pionero de esta técnica fue la “sabandija de los cielos” Max Wolf, que él solo encontró 248 objetos. Algunos de sus compañeros no tenían un buen concepto de él, de manera que recibió este duro apelativo. Aún con eso, el avance en la teledetección de asteroides se incrementó. A base de acoplar una cámara a la óptica del telescopio, un temporizador, y una placa fotográfica, se podía realizar una imagen de una exposición larga, en las cuales las estrellas se mantenían fijas, mientras que los asteroides se mostraban como líneas. A partir de esta información, se comparaba con lo conocido y, si era uno desconocido, se calculaba su órbita y su inclinación. Más información se obtenía cuando un asteroide ocultaba una estrella. Con ello, se podía calcular aproximadamente su tamaño, aunque otro tipo de información acerca de ellos se debía obtener de otra manera.
Un gran paso para conocer la composición de las estrellas fue el descubrimiento de los métodos de descomposición de las líneas de absorción de Fraunhofer. A través de un método llamado posteriormente espectrometría (utilizaba un prisma para descomponer el espectro de la luz y estudiar las líneas de Fraunhofer) se podía estudiar la composición tanto del Sol como de las estrellas. Cuando los métodos se mejoraron, los planetas, y posteriormente los asteroides, fueron objeto de estudio de los espectroscopios, para así obtener la composición elemental de estos cuerpos.
Hasta 1898, todos los asteroides habían sido encontrados en el pasillo entre Marte y Júpiter. Esto cambió cuando ese año apareció el objeto 433, Eros. Se trataba del primero de una nueva clase de asteroides, que recibió el nombre de NEO’s, objetos cercanos a la Tierra. Este hallazgo demostró que no había que ajustarse a una única región, sino que había que ampliar el área de búsqueda. Esto permitió encontrar otros tipos de asteroides: los troyanos. Usando las teorías de los puntos de Lagrange, se empezó a suponer que, debido al inmenso campo gravitatorio joviano, podrían existir asteroides en los puntos L4 y L5. Pronto empezaron a encontrar pequeños objetos, tanto en uno de los puntos como en el otro. Eso sí, cada grupo recibió una denominación exclusiva. Los situados por delante de Júpiter fueron llamados “griegos”, los situados por detrás, “troyanos”, y cada asteroide de los grupos fueron nombrados por personajes extraídos de las historias de la guerra de Troya.
Actualmente hay más de 300.000 asteroides descubiertos, y pueden ser muchísimos más, aunque todos estos deben ser trozos de tamaños tan reducidos que ni siquiera con los más potentes medios pueden encontrarse. Como bien ha quedado claro, los asteroides poseen amplia variedad orbital. Muchos, la mayoría, están en el cinturón de asteroides, con trayectorias similares a las de los planetas, aunque con inclinaciones en muchos casos más allá de la de Plutón. En esta región, además, se descubrió que los asteroides no ocupan todo el espacio, sino que por lo visto, existen regiones prácticamente vacías de ellos. Llamados huecos de Kirkwood, suponía una alteración respecto a lo que se sabía. Posteriormente se supo que estos huecos son provocados por el potente campo gravitatorio joviano, empujando a los asteroides a otras zonas del cinturón. 4 Vesta habita dentro de uno de estos huecos. Una analogía a estos huecos existe en los anillos de Saturno. Los Troyanos suelen estar en la misma órbita de Júpiter, aunque alguno puede poseer fuerte inclinación. Los NEO’s son otra cosa. Si bien los hay que orbitan de manera cuasi circular, existen otros que parecen poseer órbitas que más parecen robadas a los cometas. Un ejemplo extremo es 1566 Icarus. Es un objeto muy pequeño, pero sin embargo está sujeto a la más bestia diferencia de temperatura del sistema solar, mayor incluso que Mercurio. A lo largo de su órbita de 408.8 días, su afelio ronda las dos unidades astronómicas (aproximadamente 300 millones de kilómetros del Sol), mientras que en su perihelio puede acercarse a unos abrasadores 0.19 unidades astronómicas (28.5 millones de km. de Helios). A consecuencia de esto, la temperatura superficial de Icarus pasa de los más de 500º C en el perihelio a los -200º C en el afelio. Un cambio brutal. No todos son tan extremos como este caso.
Una de las primeras necesidades fue la de clasificar a los asteroides por el tipo de espectro que se observaba. En muchas ocasiones esto dependía de la forma espectral de cada uno, o del índice de luminosidad (o albedo) de cada uno de los cuerpos. De esta manera, dependiendo de su tamaño, su forma y su composición, un asteroide refleja más o menos luz. El albedo es una clasificación numérica que indica la cantidad de luz que refleja un cuerpo celeste del sistema solar. El albedo va de 0 a 1, siendo 0 un cuerpo que no refleja nada de luz, y 1, una reflectividad total. El objeto más brillante del sistema solar es Encélado, con un albedo de 0.80. Otro satélite saturniano, Japeto, es muy curioso. Su lado brillante tiene un albedo de 0.5, su hemisferio oscuro, 0.04. Por su parte, la Tierra tiene un albedo de 0.37. De esta manera, se ha observado una diversidad bastante pronunciada en cuanto a la población asteroidal. Actualmente hay dos clasificaciones, que por otra parte son muy similares. Los asteroides tipo C son asteroides carbonáceos, muy oscuros, siendo 10 Hygiea un ejemplo destacado. En este grupo, hay varias subclases: tipo B (2 Pallas), tipo F (704 Interamnia) y tipo G (1 Ceres). Estos subtipos difieren generalmente en pocas partes del espectro. Los asteroides de silicatos son los tipo S, tales como 3 Juno, de manera que su material es similar al que formó los planetas interiores. El grupo X se refiere a los considerados “metálicos”, e incluye al tipo M (el tercer grupo por población) del cual 16 Psyche es un buen representante, al tipo E (55 Pandora), de un albedo más alto que los M, y los tipo P (190 Ismene), de menor albedo que los M. En general estos son los tres grupos principales, aunque existen otros tipos menores que aumentan la diversidad: tipo A (446 Aeternitas), tipo D (624 Hektor, Fobos, Deimos), tipo T (96 Aegle), tipo Q (1862 Apollo), tipo R (349 Dembowska) y tipo V (4 Vesta). Son tan distintos de los grupos principales que están independientes. La otra clasificación es en esencia similar (más moderna) y ha añadido dos nuevos tipos, que entran dentro de los silicatadados, que son los tipo L (83 Beatrix) y tipo K (221 Eos), mientras que introduce en los tipo S a los tipo A, Q y R.
A pesar de las posibilidades de las sondas espaciales, hemos tardado demasiado en poder alcanzar a estos cuerpos menores, como son denominados oficialmente. Tanto soviéticos como americanos, en los años 1980 intentaron promover misiones al estudio de estos objetos, la más interesante la franco-soviética Vesta, irrealizable tras el derrumbamiento de la URSS. Por fin, a comienzos de la década de 1990, los asteroides empezaron a dejar de ser débiles puntos de luz, y de esta manera, ponerles cara.
La NASA llevaba preparando su misión Galileo hacia Júpiter desde finales de 1977. Como para llegar al hermano mayor del sistema hacía falta cruzar el cinturón de asteroides, los gestores del proyecto decidieron que durante su viaje, debería cruzar por las cercanías de dos cuerpos menores. Retrasos por causa política o de ingeniería provocaron múltiples retrasos en el proyecto, para después tener que esperar hasta que los transbordadores regresaran al espacio después de la explosión del Challenger. Cuando al fin todo estaba listo, se buscaron nuevos objetivos asteroidales en el cinturón. Una vez seleccionados, la sonda se puso en camino en octubre de 1989. No llegaría a Júpiter hasta 1995, por lo que habría oportunidad de observarlos en cierto detalle.
El 29 de octubre de 1991 pasó a la historia por ser el día en que vimos por primera vez un asteroide: 951 Gaspra. Descubierto el 30 de julio de 1916 por el astrónomo ruso G. Neumjin, recibió este nombre por un centro de retiro y descanso del mismo nombre situado en la península de Crimea (actual Ucrania). Es un asteroide tipo S, posee un albedo de 0.22, y orbita en el límite interior del cinturón de asteroides. Tarda 3.28 años en dar una vuelta al Sol, y recorre una órbita bastante elíptica (1.8 x 2.6 unidades astronómicas), inclinada 4.1º con respecto a la eclíptica. A medida que Galileo se iba acercando a la órbita de Gaspra, algunos científicos empezaron a preguntarse cómo iban a encontrar, y no menos fotografiar, un objeto pequeño y oscuro en el espacio profundo. A pesar de conocer su órbita, y a la suposición de debía andar “por ahí”, no tenían ni idea sobre cómo poder alcanzar al asteroide para obtener información valiosa. El equipo de navegación de Galileo entonces aplicó una nueva técnica: la navegación óptica. De esta manera,
la sonda, a través de su cámara SSI, realizaría tomas del fondo estelar para intentar localizar a Gaspra para usarlo como referencia de navegación durante el encuentro. A pesar de las dudas que existían, la navegación óptica resultó un éxito, pasando Galileo a 1.600 km. del asteroide, adquiriendo unas 57 imágenes con una máxima resolución de 54 metros, que cubrían un 80% de la superficie de Gaspra.
Gracias a Galileo, sabemos mucho sobre Gaspra: tiene forma irregular, con unas medidas de 18.2 x 10.5 x 8.9 km., posee una rotación de unas siete horas, con un eje inclinado aproximadamente 72º. Está plagado de cráteres, todos muy pequeños, superficies planas rellenas de regolito y varios surcos que recorren su superficie. El color de su superficie es homogéneo, y se han detectado altas concentraciones de olivina y piroxeno en su superficie. Sus formas son suaves, con cráteres poco profundos y sin picos centrales. Por su
forma, se sospecha que puede ser una pila de rocas agrupada, pero la falta de datos de gravedad hace hasta el momento imposible el confirmar esta teoría. Lo más raro del encuentro fue que el magnetómetro de Galileo mostraba que el viento solar en torno a Gaspra se doblaba y desviaba, cambiando bruscamente de dirección. La pregunta surgió: ¿posee alguna suerte de campo magnético? El escaso tiempo de investigación imposibilitó obtener conclusiones definitivas, por lo que el misterio persiste. Gracias a las imágenes de Galileo, se ha podido cartografiar casi todo el asteroide. De esta manera, las regiones reciben nombres de los astrónomos que están relacionados con el objeto; y los cráteres, de nombres de centros de descanso y Spa’s de todo el mundo (Baden Baden, por ejemplo). Después de este encuentro, Galileo pasó por última vez por la Tierra para darse el último impulso hacia el hermano mayor del sistema.
Ya en camino de Júpiter, Galileo volvió a entrar en el cinturón de asteroides, y cabía la posibilidad de acercarse a otro asteroide. Para ello, había que comprobar que, después de completar las maniobras apropiadas para acercarse a él, tendría el combustible suficiente como para tener una misión completa en Júpiter. La respuesta fue sí, y tras gastar 32 kg. del combustible cargado, se puso en camino del 243 Ida.
Descubierto el 29 de septiembre de 1884 por el astrónomo austriaco Johann Palisa desde el observatorio de Viena, es un tipo S con un albedo de 0.24, y se sospechaba que poseía un tamaño decente. Posee una órbita algo más circular que la de Gaspra, con una distancia de entre 2.7 x 2.9 unidades astronómicas de Helios, tardando 4.84 años en culminarla, con una inclinación orbital de 1.1º. El resto de cosas que sabemos de Ida, nos lo proporcionó Galileo, cuando se acercó el 28 de agosto de 1993, a 2390 km. de su superficie. Posee un tamaño de 53.6 x 24 x 15.2 km., forma irregular y alargada, y un período de rotación
de 4.63 horas. Parece una pila de rocas, y se observan dos regiones muy diferenciadas, con una zona central más estrecha. Las imágenes adquiridas (resolución máxima, 31 metros) permitieron observar el 95% de Ida. Su superficie es más accidentada que la de Gaspra, con barrancos, socavones y cientos de cráteres, aunque resultan de formas y tamaños similares pero mayor densidad de craterización. También está cubierto por regolito (50-100 metros de espesor), suavizando los bordes del objeto. El espectrómetro NIMS de la sonda mostró que también existen allí la olivina y el piroxeno, y mucho de ello ha sido alterado sustancialmente a causa del efecto de las partículas del viento solar golpeando los minerales que existen. Al igual que con Gaspra, en torno a Ida el campo magnético interplanetario se desviaba, volviendo a señalar que debe tener cierto magnetismo. Meses después del sobrevuelo, cuando el alineamiento entre la sonda y las antenas terrestres permitió un mayor ratio de descarga de datos, Galileo envió todos los resultados del encuentro. La sorpresa saltó cuando en varias imágenes aparecía un objeto pequeño (1.6 x 1.4 x 1.2 km.), bastante craterizado, y mostrando similares características espectrales. Llamado Dactyl, es el primer satélite descubierto en torno a un asteroide, es otro tipo S, y se sugiere que
podría ser un fragmento separado de Ida. No se sabe a ciencia cierta en cuanto tiempo lo rodea, es tan baja la gravedad de Ida que Dactyl se sospecha que realiza espirales alrededor suyo. Eso sí, gracias a la aparición de este pequeño escombro, se pudieron obtener datos acerca de la gravedad y densidad de Ida. Posee una densidad de 3.2 g/cm3 (por los 5.5 de la Tierra, el más denso del sistema solar), y su gravedad es tan débil, que un astronauta podría ir de una punta a otra del objeto de un solo salto. La geografía de Ida se ha nombrado después del encuentro. Las regiones fueron nombradas por su descubridor y ciudades en las que trabajó; una cordillera, por un miembro del equipo de imágenes de Galileo; y los cráteres, por cuevas célebres (el mayor, Lascaux, de 12 km. de diámetro). Tras este encuentro, Galileo se centró en su llegada a Júpiter, y tuvimos que esperar casi cuatro años para poder visitar otro asteroide.
253 Mathilde fue descubierto por Johann Palisa desde el observatorio de Viena el 12 de noviembre de 1885, y los datos orbitales fueron computados por su asistente, V. A. Lebeuf, que además, sugirió el nombre para el objeto, y recibió Mathilde, por la esposa del director del observatorio de Paris. Posee una órbita bastante excéntrica, con una distancia alrededor del Sol de entre 1.9 x 3.4 unidades astronómicas, inclinada sobre la eclíptica 6.7º, y tardando 4.3 años. Posteriormente se supo que es un asteroide tipo C, con un albedo de 0.04. El 27 de junio de 1997 (eso es, una semana antes de la llegada de Mars Pathfinder a Marte) la sonda NEAR-Shoemaker pasó a 1.212 km. sobre Mathilde, explorando por primera vez un asteroide de este tipo. Sin embargo, antes del encuentro existían grandes dudas acerca de varias circunstancias. Primero, la velocidad de paso iba a ser tan grande (9.93 km/s.) que podría resultar en que no se iba a poder observar nada. Segundo, los paneles solares de NEAR-Shoemaker fueron diseñados para recolectar eficientemente la energía de Helios en una zona entre las órbitas de la Tierra y Marte, y en ese momento, se encontraba en el límite interior del cinturón de asteroides, por lo que solo pudo activar su cámara MSI. Y tercero, estaba la dificultad de encontrar una piedra dos veces más negra que el carbón en la negrura del espacio. Por suerte, el sobrevuelo fue más exitoso de lo esperado, recolectando más de 500 imágenes del lado de Mathilde iluminado por el Sol. Este asteroide posee forma redondeada e irregular (66 x 48 x 46 km., el más grande de los tres visitados hasta ese momento), y una superficie mucho más
accidentada que las de Gaspra e Ida. Observó aproximadamente un 60% de su superficie (provocado principalmente por su lenta rotación, de 17.4 días), encontrando varios cráteres de más de 20 km. de diámetro, y uno de ellos de unas proporciones importantes también en profundidad. Es decir, que solo uno de ellos se extendía tanto como el radio del asteroide. Además, otro sistema de la sonda resultó útil en su investigación: la radio de NEAR-Shoemaker. Analizando la señal de las comunicaciones, se pudo encontrar un ridículo pero notorio efecto de Mathilde sobre la trayectoria de la sonda, y a partir de esto se pudo averiguar la densidad media del asteroide: 1.3 g/cm3, delatando que no era más que un conglomerado de rocas, con un 50% de espacio vacío. Eso sí, combinando la baja densidad con estos enormes cráteres (llamados por campos de carbón de todo el mundo, el mayor Karoo, de 33.4 km. de diámetro), nos da como resultado una más eficiente conservación de las marcas de impacto. Con los deberes hechos, NEAR-Shoemaker se empezó a preparar para alcanzar su destino en 1999.
Casi dos años después, pudimos ver (o así) un nuevo asteroide. 1992 KD, descubierto el 27 de mayo de 1992 por los astrónomos del JPL Eleanor Helin y Kenneth Lawrence, desde el observatorio de Monte Palomar, supone un bicho raro entre los asteroides. Muy pequeño (entre 3 y 5 km. de diámetro estimado), recorre una trayectoria muy elíptica en torno al Sol (1.3 x 3.4 unidades astronómicas) e inclinada (28.9º respecto a la eclíptica), y gira sobre sí mismo en 9.4 días. Debido a su pequeño tamaño, su observación resulta enormemente difícil, por lo que un estudio espectral resulta complicado. Cuando se realizó, se afirmó que 1992 KD es un asteroide tipo V, es decir, del mismo tipo que Vesta. A partir de esto, se afirmaba que no era más que un pedazo del propio Vesta que salió desprendido en épocas de grandes impactos. Este fue el principal motivo de que se le designara como objetivo científico de la misión tecnológica Deep Space 1 de la NASA, tras una larga selección de más de 100 candidatos. Esta sonda era la primera del programa de desarrollo tecnológico New Millenium, encargada de fabricar y probar componentes para vehículos espaciales (tanto satélites terrestres como sondas de espacio profundo) para hacerlos más pequeños, más baratos, pero con unas altas prestaciones. De esta manera, Deep Space 1 incorporaba 12 adelantos tecnológicos, de los cuales, tres de ellos tendrían que funcionar durante el encuentro con 1992 KD. Lanzada en octubre de 1998, dedicó todo el tiempo desde después de su lanzamiento hasta el mes antes de comenzar la aproximación para probar todo su arsenal tecnológico, comprobando que funcionaban correctamente. Antes, la Sociedad Planetaria (una asociación de entusiastas de la exploración espacial) lanzó un concurso para que 1992 KD perdiera su fría nomenclatura. Así, proponían que la gente enviara propuestas, para que la co-descubridora del objeto seleccionara el que más le gustara. El definitivo fue Braille (propuesto por una trabajadora del Centro Espacial Kennedy), por el profesor francés Louis Braille, el inventor del sistema de escritura y lectura que lleva su nombre, por la cual la gente sin visión es capaz de leer y escribir. Desde entonces, se conoce al asteroide como 9969 Braille. El encuentro estaba planeado para el 29 de julio, y 30 días antes la sonda se configuró para dirigirse hacia el asteroide y encontrarse con él, usando un novedoso software de control llamado AutoNav. De esta manera, usando los recursos a bordo de Deep Space 1 para controlar su actitud, y la cámara que llevaba, examinaba el cielo para establecer la posición de las estrellas y varios asteroides para triangular su posición dirigirse hacia Braille. Además de AutoNav, Deep Space 1 usaría sus dos experimentos científicos/adelantos tecnológicos para examinar el profundidad al asteroide. De esta manera la cámara MICAS (un instrumento que incorporaba dos cámaras de luz visible, un espectrómetro infrarrojo y otro ultravioleta, que falló tras el despegue) tenía la labor de establecer las dimensiones, forma, textura superficial, brillo, así como geografía, geología y composición de Braille, realizando incluso modelos en tres dimensiones del asteroide para determinar su densidad, masa y volumen, mientras que el instrumento PEPE intentaría estudiar el viento solar alrededor del objeto para comprobar si expulsaba moléculas desde la superficie que se cargaban con la luz solar o el viento solar, para analizar su composición, además de tratar de averiguar si Braille desviaba el viento solar alrededor suyo, como era el caso de Gaspra e Ida. El plan estaba bien estructurado, pero la realidad del asteroide complicó enormemente la maniobra. Cuando AutoNav empezó a obtener las imágenes de MICAS para propósitos de navegación, 17 horas antes del encuentro, un problema en el software provocó que la sonda entrara en modo seguro. A pesar de su rápida recuperación, había perdido un tiempo precioso, y las maniobras posteriores se realizaron usando menos información de la esperada. Eso provocó que los objetivos del sobrevuelo apenas se cumplieran. Se esperaba que Deep Space 1 pasara a 240 metros de la superficie de Braille, aunque realmente lo hizo a 26 km., convirtiéndose en la sonda que más cerca había pasado de su objetivo. Tras recuperar el funcionamiento normal, pudo alternar las secuencias científicas con las tareas de navegación, aunque la sesión de imágenes tuvo que retrasarla hasta después del máximo acercamiento, por lo que cuando adquirió imágenes y espectros de Braille, ya estaba alejado 14.000 km. del objeto, 15 minutos después de la máxima aproximación. A pesar de lo poco, fue suficiente para arrojar un algo más de luz sobre Braille. Tiene unas dimensiones de 2.1 x 1 x 1 km., una densidad media
aproximada de 3.9 g/cm3, un albedo geométrico de 0.34 (el real es menor), y los datos del espectrómetro infrarrojo mostraban que realmente es un asteroide tipo Q, compuesto principalmente por olivina y piroxeno, resultando algo así como una forma evolucionada de un tipo S y un tipo V. Además, gracias al experimento PEPE y los instrumentos situados para establecer el impacto del motor iónico en el ambiente espacial, se pudo detectar magnetismo alrededor del asteroide. Este encuentro supuso el primero con un cuerpo menor de reducidas dimensiones. No fue el único.
Antes de que NEAR-Shoemaker alcanzara su objetivo, otra sonda se internaba en el cinturón de asteroides rumbo a su destino. La sonda Cassini, en ruta hacia Saturno, cruzó por obligación esta región, y aprovecharon su rumbo para poder hacer un acercamiento bastante lejano de un objeto de la zona. 2685 Masursky es un miembro de la familia Eunomia, descubierto el 3 de mayo de 1981 por Edward Bowell, y orbita en torno al Sol en 4.12 años, en una órbita con unos parámetros de 2.3 x 2.9 unidades astronómicas y una inclinación de 12.1º. Debido a que Cassini pasaría relativamente cerca de este cuerpo, se quería usar como referencia para probar alguna de las capacidades de la sonda. El sistema de televisión de Cassini ISS fue encendido el 23 de enero del año 2000, y durante siete horas, la poderosa
sonda estuvo siguiendo a Masursky, probando con éxito la capacidad de seguir objetos muy pequeños y muy distantes. A partir de las imágenes entregadas por Cassini, solo se pudo establecer el tamaño de este pequeño cuerpo, estableciéndola en unos 15 o 20 km. de diámetro. Es la consecuencia de pasar a 1.6 millones de km. de distancia. Posteriormente, se confirmó que, como el resto de sus hermanos de familia asteroidal, Marursky es un tipo S.
Después de un problema desconocido (que imposibilitó la entrada en órbita) y una órbita al Sol de más, al fin NEAR-Shoemaker entró en la órbita de su destino el 14 de febrero del año 2000. 433 Eros, el mayor de los cuerpos considerados NEO’s, fue escogido por su fácil acceso, relativa cercanía, y por ser posiblemente el mayor de ellos. Su órbita transcurre entre las 1.1 y 1.8 unidades astronómicas, está inclinada casi 11º con respecto a la eclíptica, y tarda 1.76 años en rodear a Helios. Fue descubierto en 1898 por Carl Gustav Witt desde el observatorio de Berlin. Posteriormente se le clasificó como tipo S. La diferencia entre esta visita y las anteriores a asteroides fue que NEAR-Shoemaker entró en su órbita para estudiarlo de manera sistemática, en vez de observarlo de cerca y pasar de largo. De esta manera, gracias a su estudio a largo plazo tenemos mucha más información sobre Eros que sobre Gaspra, Ida, Mathilde y Braille juntos. La misión de esta sonda acabó de manera espectacular, posándose “suavemente” sobre su superficie. Lo mejor fue que sobrevivió, y pudo funcionar dos semanas más adquiriendo mediciones de altísima resolución. ¿Qué nos dejó está sonda? Un objeto de 34.4 x 11.2 x 11.2 km., algo rellenito (densidad de 2.67 g/cm3), una
rotación de 5 horas y 16 minutos, y un albedo de 0.24. Tiene de forma de patata, y gracias a los datos derivados de su densidad, es un objeto homogéneo y único, en vez de una pila de rocas. Naturalmente, los cráteres están a la orden del día (recibieron los nombres de amantes, tanto de la realidad como de la ficción, encontrándonos con Don Quijote, Dulcinea, Don Juan o Casanova, siendo el mayor Psyche), mientras que las dos cordilleras encontradas recibieron los nombres de astrónomos que hicieron estudios sobre el asteroide, mientras que las regiones, de los que lo descubrieron. A pesar de que se deseaba enlazar los asteroides tipo S (como Eros) con meteoritos de silicatos encontrados en la Tierra, la sonda fue incapaz de proporcionar conclusiones definitivas, aunque eso sí, la información proporcionada resulta vital para comprender la formación y evolución de estos cuerpos, aunque se necesitan más visitas a más asteroides para así realizar una comparación y un estudio en profundidad.
Casi dos años después de abandonar Eros, pudimos regresar brevemente a otro asteroide. Descubierto el 23 de marzo de 1942 desde Heidelberg (Alemania) por Karl Reinmuth, 5535 Annefrank recibió su nombre definitivo en 1995, como homenaje a la niña judía holandesa que nos contó en su célebre Diario cómo se escondía su familia de la persecución de los nazis, y que posteriormente murió en un campo de concentración. Este asteroide se encuentra dentro del cinturón de asteroides, cerca del límite interno del mismo, (2.1 x 2.4 unidades astronómicas, 2.4 años) y pertenece al tipo S de asteroides. No tendría más importancia si no fuera porque la primera sonda cometaria de la NASA, Stardust, lo usó como prueba de sus métodos para cuando llegara a su destino. Así, la gente del proyecto quería comprobar la capacidad de la sonda de usar un cuerpo cercano a ella como referencia de navegación para acercarse a él, es decir, aplicar la técnica de la navegación óptica, pero a través del software AutoNav, que en realidad era una versión distinta a la original cargada en Deep Space 1, desarrollada después de que el demostrador tecnológico perdiera el uso de su escáner estelar, encargada únicamente de esta tarea, e implementada en esta sonda cometaria tras mostrar un gran comportamiento. El encuentro se programó para el 2 de noviembre del año 2002. A tal efecto, Stardust encendió AutoNav para orientarse hacia el Annefrank usando su NC. A causa del bajo índice de luminosidad del Annefrank, a Stardust le costó horrores mantener al asteroide en el campo de visión de la cámara de a bordo, perdiéndolo, para luego recuperarlo de manera autónoma. A consecuencia de esto, la altura sobre el asteroide en el momento del máximo acercamiento fue de 3.079 km., y desde esa distancia lo único que consiguió fue mostrarnos la forma del
objeto. Gracias a las imágenes de Stardust sabemos que Annefrank tiene unas medidas de 6.6 x 5 x 3.4 km. (el doble de lo esperado), un albedo variable (de 0.18 a 0.24) y una rotación estimada en 0.63 días. La forma es de un prisma triangular, y se cree que es un cuerpo formado por varios objetos distintos. No mucho más se pudo obtener, ya que Stardust estaba preparada para encontrarse con un cometa, pero nos dio cosillas interesantes.
Tras los éxitos sobre Gaspra e Ida, la agencia japonesa ISAS (Instituto de Ciencia Espacial y Astronáutica) abrió el proyecto MUSES-C (Sonda Espacial de Ingeniería Mu-C) con un ambicioso objetivo: alcanzar un asteroide y recoger muestras de su superficie. Resultaba muy interesante, de manera que la NASA se ofreció a colaborar. Para este proyecto diseñaría un nanorover (menos de 1 kg.) y entregó a ISAS los esquemas de diseño del motor iónico NSTAR que funcionó en Deep Space 1. Con un destino al asteroide 4660 Nereus, la sonda despegaría en julio del 2002, para alcanzar el asteroide, estudiarlo, desplegar el nanorover de la NASA y finalmente recoger las muestras, para posteriormente regresar a la Tierra y entregar lo recogido. Retrasos en el desarrollo y un fallo en el lanzamiento de un cohete del mismo tipo que el que debería usar provocó perder la ventana a Nereus, y la contribución del nanorover. Al final,
tras un poco de suspense, MUSES-C fue lanzada el 9 de mayo del 2003. Su destino, 1998 SF36. Descubierto el 26 de septiembre de 1998 por el proyecto LINEAR (Investigación Lincoln de Asteroides Cercanos a la Tierra), pertenece a la familia de los NEO’s. Su órbita es bastante elíptica, circulando entre las 0.95 y las 1.7 unidades astronómicas, con una inclinación de 1.6º. Pertenece a la familia de los tipo S, y gracias al radar situado en Goldstone (California) pudimos hacernos una buena idea de la forma y el tamaño del asteroide. Su albedo es de 0.53. Si se escogió este destino para MUSES-C fue porque su acceso resultaba fácil, y aún más con la adopción de la impulsión iónica. A MUSES-C (o Hayabusa, halcón peregrino en japonés, como se la llamó tras el despegue) se la considera la segunda misión con destino específico a un asteroide, después de NEAR-Shoemaker. Cargaba cuatro experimentos (la cámara multiespectral AMICA, el espectrómetro infrarrojo NIRS, el espectrómetro de rayos X XRS y el altímetro láser LIDAR), cuatro motores iónicos tipo NSTAR de reducidas dimensiones, un minilander (MINERVA) y el sistema de recogida de muestras, bastante particular. Estabilizada en sus tres ejes, su antena principal estaba fija en la estructura, y los paneles solares también eran fijos, naciendo de cada lado de la estructura. Con ese equipo, Hayabusa se puso en camino hacia 1998 SF36.
Pronto se dieron cuenta de lo anodino de la nomenclatura, de manera que la gente de la misión solicitó al proyecto LINEAR que les concedieran el permiso de nombrar al asteroide. Lo dieron con gusto, y fue confirmado por el Centro de Planetas Menores de la Unión Astronómica Internacional. De esta manera, el asteroide recibió el nombre del pionero de la cohetería japonesa, Hideo Itokawa, un notable ingeniero aeronáutico (diseñador de aviones tan célebres como el caza Nakajima Ki-43 Oscar, hermano pequeño del mítico Mitsubitshi A6M Cero, del brillante Jiro Horikoshi) que, cuando tras la Segunda Guerra Mundial se le prohibió al Japón el desarrollo de una industria aeronáutica, se dedicó a su segunda gran pasión: la astronáutica. Por ello, a partir del 6 de agosto del 2003 se le conoce como 25143 Itokawa.
Al poco de empezar el ascenso, una tubería congelada pareció romperse. Esto provocó una fuga que imprimió una rotación inesperada en la sonda, provocando que perdiera de vista al Sol y cortando casi por completo las comunicaciones. Como medida desesperada, provocaron la expulsión del gas xenón para intentar estabilizar a Hayabusa, cosa que consiguieron, pero los problemas continuaban. A pesar de conseguir contactar mediante la antena de media ganancia y descargar los datos de telemetría (confirmando el no disparado del proyectil), la sonda estaba en un giro que provocaba cada vez menos energía. Comenzaron a usar los motores iónicos como control de actitud, pero una turbulencia extraña provocó otro giro extraño y se perdió la señal. Tardaron más de un mes en volver a contactar con Hayabusa, siguiendo la señal de baliza que emitía. A partir de esta señal, fueron contactando periódicamente, consiguiendo al fin contacto total el 4 de marzo del 2006. A través de la telemetría, observaron varias cosas: ninguna de las ruedas de reacción funcionaban, el combustible químico estaba agotado, 7 de las 11 baterías aún funcionaban, la cápsula estaba completamente sellada, dos de los cuatro motores iónicos eran operacionales, y estaba a 13.000 km. por delante de Itokawa. Se había perdido la ventana de llegada en el año 2007, por lo que se diseñó una nueva ruta hacia la Tierra. Al fin, el 25 de abril del 2007 comenzó el regreso, programado ahora para el 2010, usando los motores iónicos para impulsarse y controlar la actitud. A pesar de nuevos problemas que amenazaron con no poder llegar a la Tierra, finalmente el 13 de junio del 2010 nos alcanzó, liberando exitosamente la cápsula, para después reentrar en la atmósfera. La cápsula aterrizó exitosamente en el desierto australiano de Woomera, donde fue recogida, embarcada en un avión y se puso en camino del Japón. En una multitudinaria rueda de prensa, el 16 de noviembre unos orgullosos científicos informaron que la misión había tenido éxito y la cápsula contenía partículas (alrededor de 1.500 granos), la inmensa mayoría procedían del asteroide.
El año 2006 surgió otra rara oportunidad de observar un nuevo asteroide. Esta vez resultó ser 2002 JF56. Descubierto por el proyecto LINEAR desde Socorro, Nuevo México, es un integrante del cinturón de asteroides. Apenas se sabía nada de él, solo su órbita, que transcurre más o menos entre las 1.9 y las 3.3 unidades astronómicas, con cierto margen, y una inclinación de 4.2º sobre la eclíptica. La suerte quiso que el
paso de la sonda a Plutón New Horizons por sus cercanías nos proporcionara la oportunidad de incrementar algo la información sobre él. Se planeó el encuentro con exquisito cuidado durante mayo, para que durante los días 11, 12 y 13 de junio, la cámara Ralph adquiriera imágenes del objeto. Este encuentro se usó para probar las capacidades de la sonda de seguir pequeños objetos y poco brillantes en movimiento desde la lejanía. El máximo acercamiento se practicó a 101.867 km. del objeto, obteniendo datos acerca del tamaño, color, propiedades fotométricas y composición a través de los sistemas MVIC y LEISA que dan forma a Ralph. Con esta escasa pero valiosa información, se sabe que el tamaño aproximado de 2002 JF56 es de 2.3 km. de diámetro y pertenece a la familia de los asteroides tipo S. Ya en el año 2007, el investigador principal solicitó a la Unión Astronómica Internacional nombrar al asteroide. Tras la aprobación, este pequeño cuerpo pasó a llamarse 132524 APL, homenajeando al Laboratorio de Física Aplicada de la Universidad John Hopkins, constructora de la sonda. Para volver a ver un asteroide, tuvimos que esperar algo más de dos años.
La sonda cometaria de la ESA, Rosetta, se preparó y construyó para tener el espíritu del proyecto de la NASA CRAF, una misión con destino a un cometa que, por el camino, visitaría al menos un asteroide durante su larga travesía. Cuando la agencia europea desarrolló esta propuesta, su destino era el cometa 46P/Wirtanen, y en el camino se esperaba visitar dos asteroides. Debido a avatares técnicos, perdió la fecha de lanzamiento, destino, y asteroides. La misión se reformuló, y además de tener un destino final, se seleccionaron dos nuevos asteroides. Lanzada en marzo del 2004, tardó hasta septiembre del 2008 alcanzar el primero de ellos, después de dos sobrevuelos a la Tierra y uno a Marte. 2867 Steins, descubierto el 4 de noviembre de 1969 por Nikolai Stepanovich Chernykh desde el Observatorio Astrofísico de Crimea, es un objeto perteneciente al cinturón de asteroides. Tarda 3.63 años en rodear a Helios, a una distancia de entre 2 y 2.7 unidades astronómicas, con una inclinación sobre la eclíptica de 9.9º. El resto corrió a cargo de Rosetta cuando se acercó el 5 de septiembre del 2008. Cargada con un enorme arsenal de instrumentos científicos (11 en el orbitador y 10 en el aterrizador Philae) se esperaba que pudiera examinar con gran detalle el objeto, además de ser la primera sonda de la ESA en usar la navegación óptica. A pesar de un problema en la cámara de ángulo cercano del sistema OSIRIS, el resto funcionó sin problemas. Steins
(nombrado por el astrónomo letón, y posteriormente soviético Karlis Steins) es una roca con forma de diamante, con unas medidas de 6.67 x 5.81 x 4.47 km., una rotación de 6.05 horas, un albedo de 0.34 y es un tipo E de asteroide metálico. Como todo asteroide, está plagado de cráteres, llamando la atención uno situado en la parte superior, de 2.1 km. de diámetro. Rosetta pasó a unos 800 km. de distancia, y el encuentro apenas duró siete minutos, por lo que la toma de datos resultó escasa. Debido a su forma, los cráteres reciben nombres de piedras preciosas en inglés, siendo el mayor el cráter Diamond. Solo hay una región observada, que recibió el nombre de su descubridor. Este fue el aperitivo. El primer plato llegaría casi dos años después.
Después de regresar a la Tierra para darse el último empujón, Rosetta quedó en disposición de visitar su segundo asteroide, el 21 Lutetia. Descubierto el 15 de noviembre de 1852 por Hermann Goldschmidt desde… ¡el balcón de su apartamento en Paris!, es un gran miembro del cinturón de asteroides. Su órbita transcurre entre las 2 y las 2.8 unidades astronómicas, con una inclinación de 3.1º sobre la eclíptica, tardando 3.80 años en recorrerla. Su albedo es de entre 0.19 (geométrico) y 0.073. En cuanto a su composición, Lutetia (nombrado por la ciudad de Paris, aunque con su nombre de la época romana), está clasificado como un astroide metálico tipo M, sin embargo, el espectro muestra evidencias de otros materiales, poseyendo características de los tipo C. Por ello, resultó muy interesante lo que Rosetta pudiera entregarnos. Pasando a unos 3.178 km. el 10 de julio del 2010, la sonda cometaria adquirió 462 imágenes (resolución máxima, 60 metros) por casi todo el espectro del sistema OSIRIS, además de recoger información usando el espectrómetro VIRTIS. Las imágenes cubrían un 50% de la superficie del asteroide,
que rota sobre sí mismo en 8.1 horas sobre un eje inclinado 96º. De esta manera, la sonda pudo observar el polo norte de Lutetia, observando cráteres de más 45 km. de diámetro en un cuerpo de 121 x 101 x 75 km. y una densidad de 3.4 g/cm3. VIRTIS demostró que más que un tipo M parece ser un tipo raro de clase C sin materiales hidratados y sin presencia de olivina. Uniendo esto con la alta densidad del asteroide se cree que principalmente está formado por rocas condritas, y además, con una gruesa capa de regolito (entre 100 metros y 3 km.) que suaviza la agreste geografía del objeto. Gracias a las imágenes obtenidas se han cartografiado más de 300 cráteres (hasta 55 km. de diámetro) y hasta siete regiones diferentes. De esta manera, los cráteres reciben nombres de ciudades de época romana, mientras que las regiones provienen de antiguas provincias romanas (como la Baetica) y del propio descubridor del asteroide. Otras características de su superficie reciben nombres de ríos que se nombraron en época romana. Estudios posteriores que usaron los datos de Rosetta mostraron que Lutetia es uno de los objetos más antiguos entre los estudiados del sistema solar, un planetesimal que apenas ha sufrido cambios a lo largo del tiempo. Además, los datos de gravedad sugieren cierta estructura interna que casi genera un núcleo. Con todo esto, Rosetta se convirtió en la sonda espacial que había estudiado el asteroide más grande hasta la fecha, superando a NEAR-Shoemaker cuando examinó a 253 Mathilde. Eso sí, este registro no le duró mucho. Un año después, otra sonda le ganó por la mano.
A mediados de la década de 1990, llegó a la mesa del programa Discovery de la NASA una propuesta. Es bastante posible que el que la leyera por encima en ese momento lanzara un bufido de incredulidad. En ella, se proponía una investigación sistemática de los dos mayores cuerpos del cinturón de asteroides principal con una misma sonda. En un programa de misiones que fomenta la economía en la realización de un proyecto parecía un contrasentido. Si se quería alcanzar alguno de estos cuerpos, solo uno de estos dos, según los estándares de la época, se necesitaría un enorme orbitador, con una cantidad de combustible aproximadamente de la mitad o más de la masa total del vehículo, y necesitando un lanzador pesado para situarlo en camino. Eso sí, al seguir leyendo la propuesta, encontraron las dos palabras mágicas: motor iónico. ¡Ahora sí!, pensarían muchos, esa es otra cosa. Si una sonda de tamaño más o menos modesto
equipada con este sistema de impulsión se lanzaba, sería posible, dependiendo de la cantidad de combustible cargado, visitar más de un cuerpo del cinturón de asteroides, incluyendo la entrada en órbita en cada uno de ellos para un estudio sistemático. Esa era la base de la misión Dawn. Seleccionada para la final en el 2001 (compitiendo con el telescopio cazaplanetas Kepler y el orbitador joviano INSIDE Jupiter) fue colocada definitivamente en el calendario de lanzamientos en el año 2004. La clave de toda la misión es el motor iónico NSTAR, probado satisfactoriamente en Deep Space 1 entre 1998 y el 2001, aunque el estudio sobre el perfil de misión exigió el montaje de dos unidades más de impulsión. Deep Space 1 superó los 600 días de operación continua del motor, pero Dawn tendría que triplicar el tiempo de impulsión para responder a las cuestiones científicas que tenía programadas. De esta forma se incorporaron estas dos unidades extra, para así evitar en la medida de lo posible la degradación de sus componentes. Sin embargo, esto provocó que algunos tradicionalistas de la NASA atacaran al proyecto al afirmar que esta tecnología todavía no estaba lo suficientemente madura para acoplarla a una misión científica. Después de muchos problemas (con cancelación incluida) finalmente ganó Dawn, y el 27 de septiembre del 2007 fue colocada en el espacio. Usando su impulsión iónica, debería alcanzar su primer destino en agosto del 2011.
4 Vesta, descubierto por Heinrich Wilhelm Olbers el 29 de marzo de 1807, era el segundo que encontraba después de 2 Pallas. Es el único asteroide del cinturón principal visible a simple vista (albedo 0.423), y orbita alrededor del Sol en 3.63 años, a lo largo de una órbita que transcurre entre las 2.2 y 2.6 unidades astronómicas, con una inclinación sobre la eclíptica de 7.1º. Pertenece al tipo V de asteroides, del cual es el principal representante. Se afirma que Vesta es la fuente principal de una gran cantidad de detritus cósmico, principalmente de los meteoritos de la categoría HED (Howardita-Eucrita-Diogenita), y generalmente, los asteroides tipo V también son llamados tipo HED. Usando observaciones durante ocultaciones, se estimó el tamaño varias veces, pasando de unos 383 km. (en 1825) a 550 x 462 km. (previas a la misión Dawn). También contribuyó notablemente en su examen el polifacético Telescopio Espacial Hubble, que realizó un mapa general y un modelo en 3 dimensiones, poniendo en relieve que su polo sur parecía que tenía un cráter inmenso con un pico central con una altura considerable. Como existía la teoría del origen vestano para una gran parte de los escombros que caen a la Tierra y aún circulan por el sistema solar (véase 9969 Braille) la aparición de esa estructura suponía que Vesta había perdido en algún momento del pasado nada menos que un 1% de su masa total a causa de un impacto de colosales proporciones. También se pudo estudiar su rotación, estableciéndola en 5.43 horas, con una inclinación axial de 29º. El resto, por supuesto, ha corrido a cargo de la excepcional sonda Dawn.
El gigante chino es el último concursante que se ha unido a la exploración espacial. Sus métodos recuerdan más a la época de la Guerra Fría, pero están desarrollando un programa muy inteligente. Van paso a paso, con calma y sin atropellarse. Además de sus misiones tripuladas (ya bastante célebres) han sido capaces de situar dos sondas en la Luna. La segunda, Chang’e 2, suponía una actualización de la primera. Lanzada el 1 de octubre del 2010, entró en órbita lunar el 9 de octubre, y allí estuvo hasta agosto del 2011, cuando salió de allí rumbo al punto L2, para mejorar sus habilidades de navegación. Tras llegar a ese punto, estuvo allí hasta el 15 de abril del 2012, poniendo rumbo a uno de los asteroides NEO’s.
4179 Toutatis fue descubierto por primera vez en 1934, pero fue perdido casi inmediatamente, hasta que Christinan Pollas lo reencontró el 4 de enero de 1989. Tiene una órbita bastante elíptica (0.9 x 4.1 unidades astronómicas, inclinación 0.44º) que la recorre en 4.02 años, poseyendo una resonancia 1:3 con Júpiter y casi 1:4 con la Tierra, provocando que pase a muy poca distancia de nosotros, por lo que
se le considera un asteroide “rasante”. Así, pasó el 9 de noviembre del 2008 a 0.0502 unidades astronómicas de nosotros, mientras que lo volverá a hacer el 12 de diciembre del 2012 a 0.046 unidades astronómicas. Con un albedo de 0.13, es un asteroide tipo S. Gracias al radar de la antena de Goldstone pudimos averiguar su forma y sus dimensiones en 1996. Para variar, es irregular (4.5 x 2.4 x 1.9 km.) y parece que es un conglomerado de rocas parecido a 25143 Itokawa. Aprovechando la circunstancia de esta cercana aproximación, Chang’e 2 tiene planeado un sobrevuelo a Toutatis (el nombre de un dios celta) el 6 de enero del 2013. Esta sonda va cargada con instrumentos mejorados con respecto a su sonda hermana, que son una cámara estéreo CCD de alta resolución (10 metros), un altímetro láser, espectrómetros de rayos X y rayos Gamma, y un instrumento de microondas. Se espera que con este conjunto analítico (especialmente su cámara) arroje algo más de luz sobre Toutatis.
Según los planes actuales, la siguiente visita a un asteroide será la de Dawn a su segundo destino: 1 Ceres. El mayor de los asteroides del cinturón principal (considerado actualmente un “planeta enano”), y por ello, el primero encontrado, es un cuerpo casi esférico que, él solito, posee un tercio de la masa
total de los cuerpos del cinturón de asteroides. Orbita a Helios una vez cada 4.60 años, a distancia que varía entre las 2.5 y las 2.9 unidades astronómicas, con una inclinación orbital de 10.6º. Según todos los estudios realizados por observatorios basados en Tierra o el Hubble, se ha podido establecer aproximadamente su forma y hacer un mapa general. Los datos actuales enuncian un diámetro ecuatorial de 974.6 km. y el polar se ha calculado en 909.4 km. Está categorizado como asteroide tipo G o C, y por lo que se sabe, está estructurado internamente como los planetas. Debido a la baja densidad calculada (2.07 g/cm3) se cree que existe una cantidad importante de hielo de agua (aproximadamente 200 millones de metros cúbicos) y otros elementos volátiles, resultado de su lejanía al Sol. También se ha calculado su rotación (9.07 horas) y su inclinación axial (3º), junto con su albedo (0.09). Se sospecha que Ceres podría tener atmósfera, algo observado por el observatorio IUE, detectando cantidades significativas de iones de hidróxido cerca del polo norte, resultado de la disociación del vapor de agua que es producto de la radiación ultravioleta solar. Dawn tendrá mucho trabajo por hacer, cuando llegue a principios del año 2015.
Además de todas estas sondas, otros sistemas y vehículos espaciales también han contribuido al conocimiento de los asteroides. Si habéis estado atentos, dos asteroides (25143 Itokawa y 4179 Toutatis) fueron observados previamente usando radares. No han sido los únicos. Debido a la relativa cercanía de muchos de estos cuerpos, se ha podido estudiar la forma y rotación de muchos cuerpos menores que pasaron muy cerca de nuestro planeta. El primero de todos fue 1566 Icarus, para seguir posteriormente con cada asteroide que se atreva a asomarse por aquí. Usando principalmente el radar montado en la antena de Goldstone (California), una de las que dan forma a la Red de Espacio Profundo de la NASA, se han podido estudiar una amplia cantidad. Se podría aplicar también a los del cinturón de asteroides, pero están tan lejos que se deben usar radiotelescopios más grandes, como por ejemplo, el situado en Arecibo (Puerto Rico). Los observatorios espaciales también han contribuido bastante a su conocimiento. El primer telescopio infrarrojo espacial, IRAS, usando su capacidad de captación, descubrió tres asteroides, el mayor el 3200 Phaeton. Su heredero, WISE, a lo largo de sus 13 meses de operación fue capaz de encontrar más de 33.000 asteroides nuevos, incluyendo el primer asteroide troyano de la Tierra. Una tarea ejemplar.
¿Hay misiones nuevas planeadas para ir a asteroides? La respuesta es sí. Actualmente existen dos misiones que, curiosamente, poseen un objetivo científico final idéntico: recoger muestras de un asteroide. Para el año 2015 la agencia japonesa JAXA (la fusión de las instituciones ISAS y NASDA) quiere lanzar Hayabusa 2, una versión técnicamente mejorada de su misión anterior, cuyo destino actualmente es el asteroide tipo C (162173) 1999 JU3, a donde se quiere llegar dos años después y regresar con las muestras en el año 2020. En el 2016, la NASA tiene programado el lanzamiento de la potente OSIRIS-REx, y su destino es el NEO (101955) 1999 RQ36, un tipo C de muy bajo albedo (0.03-0.06) y que orbita muy cerca de la Tierra (0.9 x 1.4 unidades astronómicas, inclinación 6º sobre la eclíptica), aproximadamente redondeado (observado gracias al radiotelescopio de Arecibo) y con unas dimensiones parecidas a las de Itokawa. Se quiere alcanzar a RQ36 en el año 2019 y regresar con las muestras en el año 2023. Además de estas dos, existe otra sonda que podría visitar un asteroide en enero del 2020. Con la exitosa sonda cometaria Deep Impact, después de visitar dos cometas diferentes, se quiere observar al asteroide 2002GT. Pero que se haga o no, eso ya depende del estado en el que se encuentre.
Resulta muy complicado observar todos los asteroides del cielo, pero por lo que las sondas espaciales nos pueden enseñar, se pueden comparar estos datos de manera que nos puedan dar pistas sobre la creación del sistema solar. Por eso, cuantos más asteroides, y más variados, mejor.
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