Planeta menor

De Viquipèdia

Els planetes menors són cossos celestes del sistema solar que orbiten al voltant del Sol (o d'altres sistemes planetaris orbitant altres estrelles) més grans que els meteoroides però més petits que els planetes. El terme "planeta menor" a vegades s'utilitza com a sinònim d'asteroide però això és tècnicament incorrecte; els asteroides són un grup de planetes menors, una categoria que també inclou els objectes transneptunians i altres cossos menors. El terme planetoide també s'utilitza com a sinònim de planeta menor, normalment per a designar els de diàmetre més gran.

Els planetes menors es divideixen en grups i famílies segons les seves característiques orbitals. Habitualment els grups es bategen amb el nom del primer membre descobert (que normalment és també el més gran). La diferència entre grups i famílies es troba en que els lligams dinàmics entre els membres d'un grup són relativament fluixos mentre que les famílies estan més fortament "lligades" i es van originar, molt probablement, com a resultat de la destrucció d'un planeta menor més gran en algun moment del passat. El primer astronòm que les va catalogar va ser el japonès Kiyotsugu Hirayama el 1918, per això se solen anomenar famílies Hirayama en honor seu.

Taula de continguts

1 Famílies del cinturó d'asteroides
2 Grups interiors a l'òrbita de la Terra
3 Grups entre les òrbites de la Terra i Mart
4 Grups entre les òrbites de Mart i Júpiter
5 Grups exteriors a l'òrbita de Júpiter
6 Vegeu també

[edita] Famílies del cinturó d'asteroides

Les famílies d'asteroides més importants són:

La família Eos té un semieix major d'entre 2,99 i 3,03 UA, una excentricitat d'entre 0,01 i 0,13, i una inclinació d'entre 8º i 12º. Batejats així per (221) Eos, ~480 membres coneguts.
La família Temis té un semieix major d'entre 3,08 i 3,24 UA, una excentricitat d'entre 0,09 i 0,22, i una inclinació de menys de 3º. Batejats així per (24) Temis, ~535 membres coneguts.
La família Coronis té un semieix major d'entre 2,83 i 2,91 UA, una excentricitat menor de 0,11, i una inclinació de menys de 3,5º. Batejats així per (158) Coronis, ~310 membres coneguts.
La família Eunomia té un semieix major d'entre 2,5 i 2,75 UA, una excentricitat d'entre 0,1 i 0,2, i una inclinació d'entre 13° i 20°. Batejats així per (15) Eunomia, ~370 membres coneguts.
La família Flora té un semieix major d'entre 2,1 i 2,3 UA i una inclinació de menys de 11º. Batejats així per (8) Flora, ~590 membres coneguts. També anomenada la família Ariadna per (43) Ariadna.
La família Nisa té un semieix major d'entre 2,41 i 2,5 UA, una excentricitat d'entre 0,12 and 0,21, i una inclinació d'entre 1,5º and 4,3º. Batejats així per (44) Nisa, ~375 membres coneguts. També anomenada la família Herta per (135) Herta.
La família Maria té un semieix major d'entre 2,5 i 2,706 UA i una inclinació d'entre 12º and 17º. Batejats així per (170) Maria, ~80 membres coneguts.

[edita] Grups interiors a l'òrbita de la Terra

Hi ha molt pocs asteroides amb òrbites tan properes al Sol. Alguns d'aquests grups són hipotètics i no tenen cap membre conegut.

Vulcanoides: són asteroides hipotètics amb un afeli de menys de 0,4 UA, és a dir, que orbiten enterament dins de l'òrbita de Mercuri. No se n'ha descobert cap.
Asteroides Apohele: tenen afelis de menys de 1 UA, o sigui que orbiten completament dins de l'òrbita de la Terra. Se'n coneixen dos: 2003 CP₂₀ i 2004 JG₆. "Apohele" és una paraula hawaiana que significa "òrbita". S'han proposat altres noms per a aquest grup: Inner-Earth Objects (IEO's) i Anons (com en Anònims).
Asteroides Arjuna: objectes vagament definits com aquells que tenen òrbites semblants a la terrestre, és a dir, amb un semieix major proper a 1 UA, baixa excentricitat i poca inclinació. Actualment aquest grup no conté cap membre, però degut a la vaguetat de la definició alguns dels asteroides Apohele, Amor, Apol·lo o Aton s'hi podrien incloure. Aquest terme va ser introduït pel Spacewatch.
Troians de la Terra: asteroides localitzats en els punts de Lagrange L₄ i L₅ del sistema Sol-Terra. La seva posició en el cel, observats des de la Terra, es trobaria fixada a uns 60º a l'est i a l'oest del Sol. No se'n coneix cap.

[edita] Grups entre les òrbites de la Terra i Mart

Asteroides Aton
Asteroides Apol·lo
Asteroides Amor
Asteroides que creuen l'òrbita de Mart
Troians de Mart

[edita] Grups entre les òrbites de Mart i Júpiter

Hi ha molts asteroides en aquesta regió. És on està situat el cinturó principal.

[edita] Grups exteriors a l'òrbita de Júpiter

La majoria dels planetes menors que es troben més enllà de l'òrbita de Júpiter estan compostos per gels i altres substàncies volàtils. Molts són semblants als cometes, amb l'única diferència que el periheli de la seves òrbites dista massa del Sol com per a produir una cua cometària apreciable.

Damocloides, anomenats així per (5335) Damocles, són objectes que han "caigut" del núvol d'Oort de forma que el seu afeli encara es troba més enllà d'Urà però el seu periheli està situat a la part interna del sistema solar. Tenen excentricitats altes i a vegades inclinacions altes i òrbites retrògrades. La definició exacta d'aquest grup no està clara i es pot superposar amb la dels cometes.
Centaures: tenen semieixos majors entre les 5,4 i les 30 UA. Es creu que són objectes transneptunians que van "caure" cap a dins del sistema solar a causa d'un encontre amb algun gegant gasós. El primer centaure que es va descobrir fou (2060) Quiró i des de llavors tots reben noms de centaures de la mitologia grega, i d'aquí ve el seu nom.
Troians de Neptú: només se'n coneixen dos, 2001 QR₃₂₂ i 2004 UP₁₀.
Objectes transneptunians, sovint anomenats TNO per les sigles del seu nom en anglès: Trans-Neptunian Objects, són qualsevol objecte amb un semieix major més gran de 30 UA, és a dir, amb òrbites més llunyanes que la de Neptú, aproximadament. Aquest grup inclou els objectes del cinturó de Kuiper, els objectes de disc dispers i el núvol d'Oort.
- Objectes del Cinturó de Kuiper, sovint anomenats KBO per les sigles del seu nom en anglès: Kuiper Belt Objects, s'extenen entre les 30 i les 50 UA, aproximadament, i es divideixen en els següents grups:
  - Plutís són KBO's que estan en ressonància orbital 2:3 amb Neptú. El seu periheli és molt proper a l'òrbita de Neptú però quan un plutí arriba al seu periheli, Neptú es troba 90º per davant o 90º per darrere de l'objecte, de manera que no hi ha possibilitat de col·lisió. El MPC defineix els plutins com aquells objectes amb semieixos majors entre les 39 i les 40,5 UA. Aquestes característiques orbitals són les mateixes que les de Plutó (encara que, oficialment, Plutó no és un planeta menor sinó un planeta), i d'ell han pres el nom.
  - Cubewanos, també coneguts amb el nom de "KBO's clàssics", són objectes del cinturó de Kuiper que no han estat dispersats ni tampoc han quedat lligats en una ressonància orbital amb Neptú. Tenen semieixos majors entre les 40,5 i les 47 UA. Batejats així degut al nom provisional del primer membre descobert 1992 QB₁. En anglès QB1 es pronuncia /kju:bwan/.
  - Hi ha d'altres grups classificats segons la ressonància orbital amb Neptú, però encara no han rebut cap nom oficial. De forma no oficial, els objectes amb ressonància 2:1 s'anomenen twotinos i tenen un semieix major de 48 UA i una excentricitat de 0,37. S'han trobat objectes en les ressonàncies 2:5 (semieix major de 55 UA), 4:5, 4:7, 3:5 i 3:4.
- Objectes del disc dispers: també anomenats SDO per les sigles del seu nom en anglès: scattered-disk objects. Tenen òrbites molt llunyanes amb afelis de fins a centenars d'unitats astronòmiques. Es pensa que són antics objectes del cinturó de Kuiper que es van trobar amb Neptú i van ser "dispersats" cap a òrbites molt el·líptiques de període llarg, però amb perihelis no molt llunyans de l'òrbita de Neptú. Exemples notables són: 2003 UB₃₁₃, 2004 XR₁₉₀ i 1996 TL₆₆.
- El Núvol d'Oort és una hipotètica agrupació de cometes amb semieixos majors entre les 50.000 i les 100.000 UA. De moment no s'ha trobat cap objecte del núvol d'Oort. Alguns astrònoms han suggerit que (90377) Sedna podria pertànyer al núvol d'Oort, encara que això significaria que el límit interior del núvol es troba molt més a prop del Sol del que es pensa actualment.