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(2) Palas

Artículo bueno
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Para otros usos de este término, véasePalas.
(2) Palas⚴

Imagen en blanco y negro de Palas tomada con eltelescopio Hubbleen 2007 con filtro UV.
Descubrimiento
Descubridor Heinrich Wilhelm Olbers
Fecha 28 de marzo de 1802
Lugar Bremen
Categoría •Cinturón de asteroides
•Palas
Orbita a Sol
Elementos orbitales
Longitud del nodo ascendente 173,1°
Inclinación 34,84°
Argumento del periastro 309,9°
Semieje mayor 2,772ua
Excentricidad 0,2313
Anomalía media 78,23°
Elementos orbitales derivados
Época 2457000,5 (09/12/2014) TDB[1]​
Periastrooperihelio 2,131 ua
Apoastrooafelio 3,413 ua
Período orbitalsideral 1685días
Velocidad orbitalmedia 17,65 km/s
Características físicas
Masa 2,2 × 1020kg
Dimensiones 570 × 525 × 500 km
Densidad 2,8 g/cm³
Diámetro 545km
Gravedad 0,18 m/s²
Velocidad de escape 0,32 km/s
Periodo de rotación 7,813horas
Clase espectral
TholenB
SMASSIIB
Magnitud absoluta 4.12
Albedo 0,1587
Características atmosféricas
Temperatura ~164K
Cuerpo celeste
Anterior (1) Ceres
Siguiente (3) Juno

Modelo tridimensional de Palas obtenido a partir de su curva de luz.
[editar datos en Wikidata]

Palas,elcuerpo menor del sistema solarn.° 2, es uno de losasteroidesmás grandes delsistema solar.Suórbitaestá situada en la parte central delcinturón de asteroides,y tiene la particularidad de ser algoinclinadayexcéntricapara un objeto de su tamaño. La composición de Palas es única pero bastante similar a la de los asteroides de tipo C.

Palas fue el segundo asteroide descubierto, trasCeres.Lo encontróHeinrich Wilhelm Olbersel 28 de marzo de 1802, mientras realizaba observaciones para localizar y determinar la órbita de Ceres usando las predicciones del matemáticoCarl Friedrich Gauss.Olbers lo bautizó en honor aAtenea,diosa griegade lasabiduría;un año después, en 1803, se descubrió el elemento químicopaladioy se llamó así en referencia al asteroide.[2]​

Historia

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Descubrimiento

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En 1596,Johannes Keplerindicó que entreMarteyJúpitertendría que haber un planeta, lo cual produjo como resultado que durante muchos años los astrónomos realizaran observaciones en la zona tras la búsqueda de dicho cuerpo.[3]​

El 1 de enero de 1801, el astrónomoGiuseppe Piazzidescubrió un objeto que inicialmente confundió con uncometa.Poco tiempo después anunció sus observaciones del objeto, haciendo notar que su movimiento lento y uniforme no era el característico de un cometa. El objeto se perdió de vista durante varios meses, pero lo recuperaronFranz Xaver von ZachyHeinrich Wilhelm Olbersgracias al uso de una órbita preliminar calculada porCarl Friedrich Gauss.Se bautizó comoCeresy, en su momento, se creyó que era el planeta perdido predicho por Kepler.[3]​

Algunos meses después, Olbers estaba intentando localizar de nuevo a Ceres cuando notó otro objeto moviéndose en el sector. Era Palas, que casualmente pasaba cerca de Ceres en ese momento. El descubrimiento de este nuevo objeto causó gran interés en la comunidad astronómica, ya que no se había encontrado solo un cuerpo celeste entreMarteyJúpiter,sino dos. Olbers planteó entonces la posibilidad de que los objetos descubiertos en realidad serían fragmentos del planeta propuesto por Kepler, de modo que probablemente existirían más objetos de ese tipo.[3]​ Ello sería parcialmente cierto: en efecto, tiempo después se descubrieron más asteroides formando uncinturón,pero actualmente los científicos explican de otro modo su existencia.[4]​

Olbers bautizó a Palas en honor aAtenea,diosa griegade lasabiduría;un año después, en 1803, se descubrió el elemento químicopaladioy se llamó así en referencia al asteroide.[5]​

Gauss determinó la órbita de Palas y encontró que el periodo de 4,6 años era similar al periodo de Ceres. Sin embargo, Palas tenía una inclinación orbital relativamente alta respecto al plano de laeclíptica.[3]​

Observaciones posteriores

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En 1917, el astrónomo japonésKiyotsugu Hirayamaempezó a estudiar el movimiento de los asteroides. Observando un grupo de estos y basado en su movimiento orbital, suinclinacióny suexcentricidad,descubrió una considerable cantidad de distintas agrupaciones. En un informe reportó un grupo de tres asteroides asociados con Palas, que se llamó «familia de Palas» usando el nombre del miembro más grande del grupo.[6]​ Desde 1994 se han identificado más de diez miembros de esta familia, con valores de semieje mayor entre 2,50 y2,82uae inclinación de 33-38°.[7]​ La existencia de esta familia se confirmó finalmente en 2002 mediante una comparación de sus espectros.[8]​

Se ha observado varias veces a Palas ocultando unaestrella.El evento de ocultamiento por asteroides mejor observado de todos ocurrió el 29 de mayo de 1983, cuando 140 observadores realizaron mediciones muy cuidadosas de los tiempos de ocultamiento, lo que ayudó a determinar un diámetro preciso.[9]​[10]​

Para estimar la masa de Palas se han determinado diminutas perturbaciones inducidas por el asteroide en el movimiento de Marte mediante señales de radio de naves orbitantes alrededor del planeta.[11]​

Durante la ocultación del 29 de mayo de 1978, se informó del posible descubrimiento de un pequeñosatélitede un km de diámetro, que no ha sido confirmado al 1 de noviembre de 2015. En 1980, con base en lainterferometría de moteado,se postuló la existencia de un satélite mucho mayor, con un diámetro de175 km.Su existencia se refutó el 29 de mayo de 1983 a partir de observaciones de ocultación.[12]​

Características

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Los primeros diez asteroides comparados con laLuna.Palas es el segundo de izquierda a derecha.

Palas es el segundo objeto de mayor tamaño delcinturón de asteroides,pero el tercero más masivo, ya queVestaposee un volumen similar pero una densidad mucho mayor. En comparación, la masa de Palas equivale a alrededor de un0,3 %de la masa de laLuna.Teniendo en cuenta que Ceres, el objeto más grande del cinturón de asteroides,se ha recatalogado como planeta enano,Palas es actualmente el asteroide más grande que se conoce, y tanto este como Vesta han tenido en algún momento de la historia el título de «el segundo asteroide más grande».[13]​

En 2006, cuando laUnión Astronómica Internacionalpropuso su nueva definición de planetas, Palas se encontraba entre los candidatos a planeta, pero en la definición final no se calificó debido a que no había «limpiado la vecindad» alrededor de su órbita. En un futuro, Palas podría ser calificado comoplaneta enano,[14]​ pero solamente si se comprueba que su forma es consistente con elequilibrio hidrostático.[15]​

Algunas teorías proponen que los asteroides más grandes, como Palas, son realmenteprotoplanetas.Durante la etapa de formación planetaria delsistema solar,los objetos crecieron en tamaño mediante un proceso deacreción.Muchos de los objetos del tamaño de Ceres y Palas fueron acrecidos por los cuerpos más grandes, que se convirtieron enplanetas.Otros cuerpos protoplanetarios se destruyeron en colisiones con cuerpos de tamaño similar. Palas podría considerarse entonces un superviviente de esta fase de formación planetaria.[16]​

Comparación de algunos objetos transneptunianos y asteroides con la Tierra.

Palas tiene algunos parámetros dinámicos inusuales para ser un cuerpo tan grande. Su órbita está altamenteinclinaday es además algoexcéntrica,a pesar de estar localizado a la misma distancia delSolque la parte central delcinturón de asteroides.Suoblicuidad axiales muy alta, alrededor de 60 °, con estimaciones que varían entre 56 ° y 81 °.[9]​[17]​[18]​ Debido a esto, en cada verano e invierno paladiano hay grandes zonas de la superficie del asteroide en constante oscuridad o iluminación solar, por tiempos del orden de un año terrestre.

Aunque no se ha alcanzado consenso acerca de si la rotación de Palas esdirecta o retrógrada,hay estudios que apuntan a que es del primer tipo.[19]​

Según observaciones espectroscópicas, el componente principal del material de la superficie de Palas es unsilicatobajo en hierro y agua. Algunos minerales de este tipo son elolivinoy elpiroxeno,que se encuentran encóndrulos CM.[20]​ Existen indicaciones de que la composición de la superficie de Palas es muy similar a la de los meteoritos CR tipo Renazzo, que tiene aún menos presencia dehidratosque los de tipo CM.[21]​ Elmeteorito Renazzose descubrió enItaliaen 1824 y es uno de los meteoritos más primitivos que se conocen.[22]​

Observación

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Enoposición,Palas alcanza una magnitud media de 8, por debajo del límite de visibilidad a simple vista, pero al alcance de unosprismáticosde10 × 50.A diferencia de lo que ocurre con Ceres y Vesta, su observación a pequeñaselongacionesrequiere de herramientas ópticas potentes, capaces de alcanzar magnitudes de 10,6. En raras ocasiones, cuando se encuentra en oposición en elperihelio,puede alcanzar hasta 6,4 de magnitud visual, en el límite de visión del ojo.[23]​ A finales de febrero de 2014, alcanzó una magnitud de 6,96.[24]​

Palas es en promedio menos brillante que Ceres y Vesta —este último más cercano a la Tierra y con unalbedosuperior—, y también queIris,más pequeño, que lo supera en magnitud media en la oposición.[25]​

Exploración espacial

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La sonda espacialDawn.

Se han utilizado señales de radio de las sondas espaciales en órbita alrededor y sobre la superficie de Marte, obtenidas entre 1961 y 2003, para determinar los cambios en la órbita del planeta causados por la interacción gravitatoria con grandes asteroides. Esto también ha permitido el cálculo de la masa de algunos asteroides, entre los que se encuentra Palas.[26]​

Palas es más difícil de alcanzar por una nave espacial que otros grandes asteroides debido a su elevada inclinación orbital, por lo que no se han realizado visitas de exploración a este asteroide.[13]​ En 2014 se mencionó que lasondaDawnpodría sobrevolarlo después de cumplir su objetivo principal de explorarCeresyVesta,pero la posibilidad fue descartada por el equipo de la misión.[27]​

Véase también

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Referencias

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  1. ↑«(2) Pallas»(en inglés).Jet Propulsion Laboratory.Consultado el 24 de julio de 2015.
  2. ↑Griffith, W. P. (2003).«Rhodium and Palladium - Events Surrounding Its Discovery».Platinum Metals Review47(4): 175-183. Archivado desdeel originalel 4 de julio de 2013.Consultado el 21 de octubre de 2015.
  3. ↑abcd«Astronomical Serendipity».NASA JPL. Archivado desdeel originalel 6 de febrero de 2012.Consultado el 15 de marzo de 2007.
  4. ↑>«Ask an Astrophysicist»(en inglés).NASA JPL.Consultado el 22 de octubre de 2015.
  5. ↑Griffith, W. P. (2003).«Rhodium and Palladium - Events Surrounding Its Discovery».Platinum Metals Review(en inglés)47(4): 175-183. Archivado desdeel originalel 4 de julio de 2013.Consultado el 21 de octubre de 2015.
  6. ↑Kozai, Y. (November 29-December 3, 1993).«Kiyotsugu Hirayama and His Families of Asteroids (invited)».En Astronomical Society of the Pacific, ed.Proceedings of the International Conference(en inglés).Sagamihara, Japan.
  7. ↑Faure, Gérard (20 de mayo de 2004).«Description of the System of Asteroids».Astrosurf. Archivado desdeel originalel 5 de noviembre de 2004.Consultado el 15 de marzo de 2007.
  8. ↑Foglia, S.; Masi, G. (1999).«New clusters for highly inclined main-belt asteroids».The Minor Planet Bulletin(en inglés)31:100-102. Archivado desdeel originalel 23 de febrero de 2011.Consultado el 15 de marzo de 2007.
  9. ↑abDrummond, J. D.; Cocke, W. J. (1989).«Triaxial ellipsoid dimensions and rotational pole of 2 Pallas from two stellar occultations».Icarus(en inglés)78:323-329.Consultado el 15 de marzo de 2007.
  10. ↑D. W. Dunham (1990).«The size and shape of (2) Pallas from the 1983 occultation of 1 Vulpeculae».Astronomical Journal(en inglés)99:1636-1662.Consultado el 14 de marzo de 2007.
  11. ↑Pitjeva, E. V.(2004).«Estimations of masses of the largest asteroids and the main asteroid belt from ranging to planets, Mars orbiters and landers».35th COSPAR Scientific Assembly. Held 18 - 25 July 2004, inParís,Francia(en inglés).p. 2014.
  12. ↑«Other Reports of Asteroid/TNO Companions»(en inglés).Consultado el 16 de diciembre de 2013.
  13. ↑ab«Notable Asteroids»(en inglés).The Planetary Society. 2007. Archivado desdeel originalel 16 de abril de 2007.Consultado el 17 de marzo de 2007.
  14. ↑«IAU 2006 General Assembly: Result of the IAU Resolution votes»(en inglés).Consultado el 29 de marzo de 2007.
  15. ↑Rincon, Paul (16 de agosto de 2006).Planets plan boosts tally to 12(en inglés).BBC News.Consultado el 17 de marzo de 2007.
  16. ↑McCord, T. B.; McFadden, L. A.; Russell, C. T.; Sotin, C.; Thomas, P. C. (2006).«Ceres, Vesta, and Pallas: Protoplanets, Not Asteroids».Transactions of the American Geophysical Union(en inglés)87(10): 105.Consultado el 19 de marzo de 2007.
  17. ↑Mitchell, D. L. (1996).«Radar Observations of Asteroids 1 Ceres, 2 Pallas, and 4 Vesta».Icarus124(1): 113-133.Consultado el 15 de marzo de 2007.
  18. ↑Torppa, J. (1996).«Shapes and rotational properties of thirty asteroids from photometric data».Icarus(en inglés)164(2): 346-383.Consultado el 15 de marzo de 2007.
  19. ↑ Schmidt, B. E.; Thomas, P. C.; Bauer, J. M.; Li, J.-Y.; McFadden, L. A.; Parker, J. M.; Rivkin, A. S.; Russell, C. T.et al.(2008).«Hubble takes a look at Pallas: Shape, size, and surface»(PDF).39th Lunar and Planetary Science Conference (Lunar and Planetary Science XXXIX). Held 10–14 March 2008, in League City, Texas.(en inglés)1391:2502.Bibcode:2008LPI....39.2502S.Archivadodesde el original el 4 de octubre de 2008.Consultado el 24 de agosto de 2008.
  20. ↑Feierberg, M. A.; Larson, H. P.; Lebofsky, L. A. (1982).«The 3 Micron Spectrum of Asteroid 2 Pallas.».Bulletin of the American Astronomical Society(en inglés)14:719.Consultado el 19 de marzo de 2007.
  21. ↑Sato, Kimiyasu; Miyamoto, Masamichi; Zolensky, Michael E. (1997).«Absorption bands near 3 m in diffuse reflectance spectra of carbonaceous chondrites: Comparison with asteroids».Meteoritics(en inglés)32:503-507.Consultado el 14 de marzo de 2007.
  22. ↑Earliest Meteoritse Provide New Piece in Planetary Formation Puzzle.(en inglés).Particle Physics and Astronomy Research Council. 20 de septiembre de 2005. Archivado desdeel originalel 6 de mayo de 2013.Consultado el 24 de mayo de 2006.
  23. ↑Menzel, Donald H.; Pasachoff, Jay M. (1986).Guía de campo de las estrellas y los planetas de los hemisferios norte y sur.Traducido por Joan Ayala. Ediciones Omega. p. 405.ISBN84-282-0749-6.
  24. ↑Calculado conJPL Horizonspara el 24 de febrero de 2014.
  25. ↑Odeh, Moh'd.«The Brightest Asteroids»(en inglés).Jordanian Astronomical Society.Consultado el 16 de julio de 2007.
  26. ↑Pitjeva, E. V.«Estimations of masses of the largest asteroids and the main asteroid belt from ranging to planets, Mars orbiters and landers».35th COSPAR Scientific Assembly(en inglés):2014.Consultado el 26 de noviembre de 2015.
  27. ↑«Dawn Journal, September 27»(en inglés).NASA. 2007. Archivado desdeel originalel 10 de marzo de 2015.Consultado el 17 de noviembre de 2015.

Enlaces externos

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