Pila de escombros

25143 Itokawa; el pequeño asteroide cercano a la Tierra, es un excelente ejemplo de un montón de escombros, con numerosas rocas que cubren su superficie.

En astrofísica, una pila de escombros es un cuerpo celeste compuesto por numerosos fragmentos de escombros que se han unido bajo la influencia de la auto gravedad. Los montones de escombros tienen baja densidad debido a las grandes cavidades entre los distintos fragmentos que los componen. Este nombre se aplica a los cuerpos del sistema solar con un diámetro comprendido entre los 200 metros y los 10 kilómetros.

Los asteroides Bennu y Ryugu tienen una densidad que sugiere que su estructura interna es una pila de escombros.[1] [2] Se postula que muchos cometas y la mayoría de los planetas menores más pequeños están formados por coalescencia de escombros.[3] [4]

Planetas menores

Periodos de rotación de un gran número de planetas menores. La mayoría de los cuerpos menores tienen un periodo de entre 2,2 y 20 horas, y se cree que son montones de escombros. Sin embargo, los cuerpos que giran a más de 2,2 horas deben ser monolíticos, ya que de lo contrario se desintegrarían debido a la fuerza centrífuga. Esto explica por qué hay tan pocos planetas menores de rotación rápida.[3]

Se cree que la mayoría de los asteroides más pequeños están formados por pilas de escombros.[3]

Las pilas de escombros se forman cuando un asteroide o una luna (que originalmente podrían ser monolíticos) se desintegran por un impacto, y los fragmentos se unen nuevamente, principalmente debido a la autogravitación (no han alcanzado la velocidad de escape). Esta coalescencia suele tardar entre varias horas y semanas.[5]

Cuando un asteroide de pilas de escombros aumenta su masa las fuerzas de marea cambian su forma.[6]

En cuanto los estudios científicos determinaron las densidades de los asteroides, concluyeron que los asteroides suelen ser montones de escombros. Muchas de las densidades calculadas fueron significativamente menores que las de los meteoritos, que en algunos casos se habían relacionado como fragmentos de asteroides.

Se cree que muchos asteroides con baja densidad, son una pila de escombros; por ejemplo, 253 Mathilde. La masa de 253 Mathilde, determinada por la misión NEAR Shoemaker, es demasiado baja para el volumen observado, considerando que su superficie es roca. Incluso el hielo con una fina capa de roca no proporcionaría una densidad tan baja. Además, los grandes cráteres de impacto de 253 Mathilde habrían fragmentado un cuerpo rígido, evento reducido en caso de un cuerpo menos cohesionado estructuralmente. Sin embargo, la primera pila de escombros fotografiada con precisión fue 25143 Itokawa, que no presenta cráteres de impacto evidentes y, por lo tanto, es casi seguro que se trata de una coalescencia de fragmentos destrozados.

Otros asteroides, como en el asteroide 433 Eros, se determinó que presentaba grietas, pero por lo demás era sólido. Mientras que otros asteroides, posiblemente incluyendo a Itokawa, son sistemas binarios de contacto; dos cuerpos principales en contacto, con o sin escombros que rellenan el límite entre ambas masas.

La baja gravedad de la mayoría de los asteroides permite la existencia de grandes vacíos interiores. A pesar de la fina capa de regolito en su exterior (al menos con la resolución observada por sondas espaciales), la gravedad del asteroide es tan débil que la fricción entre los fragmentos predomina e impide que los fragmentos de menor tamaño caigan hacia el interior y llenando los vacíos.

Todos los asteroides grandes como 1 Ceres, 2 Palas, 4 Vesta, 10 Higía, 704 Interamnia son objetos sólidos sin porosidad macroscópica interna. Esto puede deberse a que han sido lo suficientemente grandes como para soportar todos los impactos y nunca se han fragmentado. Alternativamente, Ceres y algunos otros de los asteroides más grandes pueden ser lo suficientemente masivos como para que, incluso si se fragmentaran no llegarían a dispersarse; su gravedad colapsaría la mayoría de los vacíos al volver a coalescer. Vesta; al menos, ha resistido intacto a un gran impacto desde su formación y muestra signos de estructura interna a partir de la diferenciación en el cráter resultante; lo que asegura que no es una pila de escombros. Esto sirve como evidencia de su tamaño como protección contra la fragmentación en escombros.

Cometas

Núcleo del cometa 67P/Churyumov–Gerasimenko fotografiado por Rosetta

La evidencia observacional sugiere que la mayoría de los núcleos cometarios son aglomeraciones sueltas de fragmentos más pequeños, acumulados a partir de los restos de colisiones elásticas de otros objetos. Es más probable que los núcleos cometarios más grandes sean primordiales, habiéndose formado directamente a partir de la misma nebulosa protosolar.[7][8] Sin embargo, las observaciones in situ de la misión Rosetta indican que hay una complegidad mayor en la formación de estos cuerpos.[9]

Lunas

Fobos fotografiado por el Mars Reconnaissance Orbiter

Se piensa que la luna Fobos, el mayor de los dos satélites naturales del planeta Marte, es una pila de escombros unidos por una fina corteza de regolito de unos 100 metros de espesor.[10][11] Una morfología de pila de escombros podría indicar un origen in situ de las lunas marcianas. Con base en esto, se ha propuesto que Fobos y Deimos podrían haberse originado a partir de una sola luna destruida. Alternativamente, Fobos podría haber experimentado un "reciclaje" repetido, tras desmembrarse en un anillo antes de reacretar y migrar hacia el exterior.[12]

Misiones de exploración

  • Hayabusa (Itokawa): Fue la primera misión en confirmar in situ un asteroide tipo pila de escombros.
  • OSIRIS-REx (Bennu) y Hayabusa2 (Ryugu): Superficie mucho más suelta y peligrosa de lo esperado, eyección de partículas.
  • DART (Didymos): Impacto exitoso para cambiar su órbita también proporcionó datos sobre cómo se comporta la superficie de una pila de escombros.
  • La misión Rosetta al cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko reveló que su núcleo tiene una naturaleza binaria y una porosidad muy alta, confirmando que es una pila de escombros primordial.

Véase también

Referencias

  1. ↑ Chesley, Steven R.; Farnocchia, Davide; Nolan, Michael C.; Vokrouhlický, David; Chodas, Paul W.; Milani, Andrea; Spoto, Federica; Rozitis, Benjamin et al. (2014). «Orbit and bulk density of the OSIRIS-REx target Asteroid (101955) Bennu». Icarus 235: 5-22. Bibcode:2014Icar..235....5C. ISSN 0019-1035. arXiv:1402.5573. doi:10.1016/j.icarus.2014.02.020.
  2. ↑ Paul Rincon. «Hayabusa-2: Asteroid mission exploring a 'rubble pile'». Consultado el 2 de marzo de 2026.
  3. 1 2 3 «About Light Curves». Minor Planet Center. Consultado el 24 de abril de 2020.
  4. ↑ Walsh, Kevin J. (14 de septiembre de 2018). «Rubble Pile Asteroids». Annual Review of Astronomy and Astrophysics (en inglés) 56 (1): 593-624. Bibcode:2018ARA&A..56..593W. ISSN 0066-4146. arXiv:1810.01815. doi:10.1146/annurev-astro-081817-052013.
  5. ↑ Michel, Patrick; Benz, Willy; Tanga, Paolo; Richardson, Derek C. (November 2001). «Collisions and Gravitational Reaccumulation: Forming Asteroid Families and Satellites». Science 294 (5547): 1696-1700. Bibcode:2001Sci...294.1696M. PMID 11721050. doi:10.1126/science.1065189.
  6. ↑ Solem, Johndale C.; Hills, Jack G. (March 1996). «Shaping of Earth-Crossing Asteroids by Tidal Forces». Astronomical Journal 111: 1382. Bibcode:1996AJ....111.1382S. doi:10.1086/117884.
  7. ↑ Weissman, P. R. (March 1986). «Are cometary nuclei primordial rubble piles?». Nature 320 (6059): 242-244. Bibcode:1986Natur.320..242W. ISSN 0028-0836. doi:10.1038/320242a0.
  8. ↑ Asphaug, E.; Benz, W. (1994). «Density of comet Shoemaker–Levy 9 deduced by modelling breakup of the parent 'rubble pile'». Nature 370 (6485): 120-124. Bibcode:1994Natur.370..120A. doi:10.1038/370120a0.
  9. ↑ Khan, Amina (31 de julio de 2015). «After a bounce, Rosetta's Philae lander serves up cometary surprises». Los Angeles Times. Consultado el 11 de noviembre de 2015.
  10. ↑ «Phobos is Slowly Falling Apart». NASA (SpaceRef). 10 de noviembre de 2015. Consultado el 11 de noviembre de 2015. (enlace roto disponible en Internet Archive; véase el historial, la primera versión y la última).
  11. ↑ «NASA – Phobos». Solarsystem.nasa.gov. Archivado desde el original el 24 de junio de 2014. Consultado el 4 de agosto de 2014.
  12. ↑ Madeira, Gustavo; Charnoz, Sébastian; Zhang, Yun; Hyodo, Ryuki; Michel, Patrick; Genda, Hidenori; Giuliatti Winter, Silvia (April 2023). «Exploring the Recycling Model of Phobos Formation: Rubble-pile Satellites». The Astronomical Journal 165 (4): 161. Bibcode:2023AJ....165..161M. arXiv:2302.12556. doi:10.3847/1538-3881/acbf53.
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