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Taxonomía

Cada vez que salimos al exterior en medio de la noche y levantamos nuestra vista, podemos ver diminutos fulgores en la bóveda celeste. Unas veces veremos luces de color blanco, otras veces los veremos con tonos rojizos o azulados. También podemos ver luces de un tamañor mayor que otras y con distintas intensidades. Todo esto lo podemos apreciar de una manera muy sencilla, solo basta salir al exterior, y con un poco más de observación, tiempo y determinación, seremos capaces de apreciar más detalles del cielo nocturno. Esto mismo, tan sencillo de hacer y muy inspirador de realizar, fue practicado durante siglos por personas curiosas que usaban sus ojos para observar el cosmos. Esto trajo muchos modelos del cosmos que buscaban explicar el Universo; sin embargo, dichos modelos eran bastante confusos y muy diferentes al modelo actual. Todo esto cambió cuando un hombre brillante decidió utilizar un aparato nuevo para observar el universo: telescopio.

Desde que Galileo Galilei a principios del siglo XVII utilizó el telescopio para obsevar el Universo, se percató de que el Universo tenía más detalles que no eran visibles a simple vista. Esta es la primera vez que se observó el Universo de una manera distinta, por primera vez el Universo se visualizaba con "nuevos ojos". Los descubrimientos posteriores que se consiguieron al observar el Universo con telescopios cada vez más sofisticados abrieron la posibilidad de estudiar el Universo con mayor detalle, a la vez que revelaban objetos que a simple vista no se pueden observar a ojo desnudo. Tal es el caso de los asteroides.

Los asteroides son cuerpos celestes que orbitan alrededor del Sol y que no poseen atmósfera detectable, compuestos principalmente por materiales rocosos o metálicos. En la actualidad hay catalogados unos 400.000 y se diferencian en tamaño, masa, período de rotación, forma y composición superficial. Estas propiedades se pueden determinar por medio de técnicas astrométricas, fotométricas y espectroscópicas. En este apartado, se estudiará la clasificación de los asteroides por taxonomía o tipo espectral.

Para estudiar los asteroides, es claro que no resulta práctico enviar sondas o naves hasta el asteroide. Eso sería muy costoso y requeriría mucho combustible y tiempo. Eso es ver varios años al futuro. La mejor manera de estudiar (o al menos, una aproximación) algo que está bastante lejos, es mediante la información disponible que se tenga a la mano. Entonces surgen las siguientes preguntas: ¿Cómo podemos estudiar los asteroides de manera eficiente y práctica? ¿Qué información tenemos sobre ellos? ¿Esta información disponible es suficiente para estudiarlos?.

Debido a que no es práctico ir hasta el asteroide para estudiarlo, se recurre al uso de la información que podemos obtener de él, y esa información proviene de la luz reflejada. Estos cuerpos menores no son apreciables a simple vista. Por esto, se usan telescopios para detectarlos y mediante programas computarizados se realizan análisis fotométricos y espectroscópicos. En esta sección, se estudiará el análisis espectroscópico para estudiar los espectros de reflexión de los asteroides, para determinar su composición superficial, es decir, los materiales que componen la superficie del asteroide.

En el párrafo anterior se mencionó luz reflejada. Sí, luz reflejada. Los asteroides son visibles no porque ellos emitan luz visible como el Sol, sino porque una fracción de la luz proveniente del Sol es reflejada por ellos y otra es absorbida por su superficie. Cuando la luz del Sol incide sobre la superficie de un asteroide, la radiación electromagnética se transmite a través de los minerales cercanos a la superficie que absorben o emiten radiación en ciertas longitudes de onda que son características de las especies minerales particulares presentes. En otras palabras, los minerales que componen la superficie del asteroide, emiten radiación que llega hasta los telescopios y nos brinda información sobre la composición superficial del asteroide.

No obstante, esta información sobre la superficie del asteroide no es suficiente para conocer todo sobre el asteroide. Por ejemplo esta información no basta para determinar su historia geológica, es decir, esta información te dice de qué está hecho su superficie, pero no te dice si es un cuerpo sólido primitivo, un asteroide de escombros o un asteroide diferenciado: si es un cuerpo sólido primitivo, la composición de la superficie será característica del asteroide en su conjunto; si se trata de un cuerpo diferenciado, la composición superficial inferida será únicamente característica de la superficie del asteroide, no del interior; si se trata de un asteroide de pila de escombros, es poco probable que la composición de la superficie inferida represente todo el asteroide porque un asteroide de pila de escombros es un agregado de piezas aplastadas de asteroides que se han fusionado bajo la gravedad, rocas de colisiones de diferentes asteroides.

Regresando a lo anterior, precisamente, esta información que llega a los telescopios y que es procesada por equipos computarizados es la que nos atañe en esta sección, especialmente, los espectros de absorción. Un ejemplo de éste es el siguiente.

El estudio de espectros como este se centra en estudiar las características del espectro procesado, como la inclinación de la pendiente (normalmente definida entre 0,7 y 1,5 µm), la curvatura, las posiciones de las bandas de absorción, los anchos y las profundidades, implican qué minerales pueden estar presentes en la superficie del asteroide. También hay otros factores que intervienen al analizar os minerales como el ángulo de visión e incidencia, la temperatura, el tamaño del grano, los procentajes de los minerales cuando hay mezclas, entre otros. Este estudio de las características de los espectros de los asteroides que permite diferenciarlos por los minerales que están presentes en la superficie, así como la cantidad de luz reflejada se conoce como: taxonomía.

Este estudio comenzó en el siglo XX con las primeras clasificaciones taxonómicas, pero en esta sección se estudiará las taxonomías actuales de asteroides que se basan en gran medida en la presencia de características principales en los espectros de reflexión de longitud de onda de ultravioleta UV a cercano infrarrojo NIR junto con el albedo (la cantidad total de luz reflejada) y los índices de color fotométricos.

El sistema taxonómico más actual de clasificación de asteroides es el sistema Bus-DeMeo publicado en 2009 que cubre el rango de longitud de onda de 0.45 a 2.45 micras que proporciona un sistema de clasificación de asteroides basado en proporciones mineralógicas de 371 asteroides. Las clases espectrales de esta clasificación son las siguientes:

Clase A: Alto albedo de 0.13 a 0.45. Estos asteroides son de tipo rojo por el fenómeno físico de enrojecimiento. Tiene pendiente muy roja hacia el largo de 0.7 μm. Banda fuerte cerca de 1.05 μm y banda poco profunda de 2 μm. Los espectros infrarrojos de los asteroides de clase A sugieren que estos objetos son ricos en el mineral olivino. Los ejemplos incluyen los asteroides 246 Asporina (diámetro 70 km), 446 Aeternotas (diámetro 52 km) y 5261 Eureka, el primer troyano descubierto en Marte.

Complejo C: B,C,Cb,Cg,Cgh,Ch

Clase B: Albedo moderadamente bajo de 0.04 a 0.08.Tienen pendiente plana o azul , negativa en general. Absorción débil en 0,4 μm, golpe en 0,6 μm. Algunos muestran una absorción de 1 μm atribuida a la magnetita. Algunos muestran una curvatura cóncava hacia arriba de 1 a 2 μm. Los ejemplos incluyen 2 Pallas (el segundo asteroide más grande), 379 Huenna (diámetro 62 km) y 431 Nephele (diámetro 78 km).

Clase Cb: Bajo albedo. Plano con ligera pendiente positiva a partir de 1.1 μm.

Clase C: Bajo albedo. Plano a rojizo a lo largo de 0.4 μm, absorción a lo largo de 0.4 μm, golpe a 0,6 μm y pendiente ligeramente positiva a partir de 1.3 μm. Originalmente llamado así por su supuesta similitud con las condritas carbonáceas.

Clase Cg: Bajo albedo. Ligera pendiente positiva que comienza en 1.3 μm con una caída UV pronunciada (es decir, menos de 0,4 μm).

Clase Cgh: Bajo albedo. Ligera pendiente positiva que comienza en 1 μm con una caída UV pronunciada. Absorción amplia y poco profunda centrada cerca de 0.7 μm.

Clase Ch: Bajo albedo. Ligera pendiente positiva que comienza en 1.1 μm con una ligera caída de UV. Absorción amplia y superficial cerca de 0.7 μm.

Clase D: Asteroides muy oscuros, no reflectantes, de color rojizo, probablemente debido a la presencia superficial de materiales orgánicos. Los asteroides de tipo D, raros en el cinturón principal, surgen con una regularidad cada vez mayor más allá de las 3.3 UA del Sol. Tienen albedos de 0,02 a 0,05 y parecen estar hechos de los materiales más primitivos del sistema solar. Son neutros a rojizos a menos de 0.55 μm, pendiente roja muy pronunciada a lo largo de 0.55 μm, nivelándose alrededor de 0.95 μm con ligera curvatura alrededor de 1,5 μm.

Clase J: Alto albedo. Pico más nítido que la clase V, y absorción más profunda y estrecha de 0.9 μm cambiada a una longitud de onda más corta.

Clase K: Albedo de bajo a moderado. Banda de absorción profunda de menos de 0.75 μm, banda ancha y poco profunda de 1 μm con lados rectos. Sin banda de 2 μm.

Clase L: Entre las clases K y S. Albedo de bajo a moderado. Pendiente empinada visible que nivela 0.7 μm, a veces una curvatura cóncava hacia abajo a 1.5 μm, banda de 2 μm.

Clase O: Espectro plano corto de 0.8 μm, absorción profunda y redondeada amplia a 1 μm y otra característica de absorción a 2 μm. Llamado así por las condritas ordinarias con una clase específicamente definida para 3628 Božněmcová .

Clase Q: Entre las clases V y S. Albedo moderadamente alto. Fuerte absorción por debajo de 0.7 μm. Banda fuerte cerca de 1 μm, otras cerca de 1.3 μm y 2 μm. El tipo de ejemplo es el asteroide cercano a la Tierra 1862 Apolo.

Clase R: Alto albedo. Banda fuerte por debajo de 0.7 μm. Bandas fuertes cercanas a 1 μm (más estrechas que Q, más anchas que V, más profundas que S) y cercanas a 2 μm. Clase definida para 349 Dembowska.

Complejo S:S, Sa, Sq, Sr, Sv

Clase S: Albedo moderado. Absorción moderada a 1 μm y a 2 μm que varía en profundidad entre objetos. Originalmente llamado así por los meteoritos silicáceos o pétreos de hierro. Tiene algunos de los antiguos objetos de clase Sk, ahora los espectros se extienden al NIR.

Clase Sa: Albedo moderado. Absorción amplia y profunda a 1 μm. Características similares a la clase A pero menos rojas. Esta clase tiene la antigua clase Sl, ahora los espectros se extienden al NIR.

Clase Sq: Albedo moderado. Amplia absorción a 1 μm. Características a 1 μm y 1.3 μm similares a la clase Q, pero con una banda menos profunda de 1 μm. Tiene algunos de los antiguos objetos de clase Sk, ahora los espectros se extienden al NIR.

Clase Sr: Albedo moderado. Características a 1 μm y 2 μm similares a la clase R, pero con una banda de 1 μm menos profunda.

Clase Sv: Albedo moderado. Características a 1 μm y 2 μm similares a la clase V, pero con una banda menos profunda de 1 μm.

Clase T: Bajo albedo. Pendiente moderadamente roja, lineal y sin rasgos distintivos, con un rasgo de absorción inferior a 0.85 µm. Plana hacia el largo de 0.85 μm, a menudo ligeramente cóncava hacia abajo.

Clase U: No es una clase: se refiere a Inusual , y antes se refería a Inclasificable en el sistema particular de la época.

Clase V: Alto albedo. Banda fuerte cerca de 0.95 μm y banda estrecha cerca de 1 μm. Clase definida para 4 Vesta.

Clase W: Albedo moderado. Su espectro es similar al tipo antiguo M pero con una característica de hidratación de 3 μm.

Complejo X: X, Xc, Xe, Xk, Xn

Clase X: Espectro lineal con pendiente media a alta. Se usaba para referirse a los tipos EMP antiguos cuando no había albedo disponible. Aparte de algunos tipos E, no existe una correlación particular entre las nuevas clases X y las antiguas clases EMP. Los análogos incluyen meteoritos de hierro, meteoritos de enstatita y otros tipos primitivos.

Clase Xc: Pendiente baja a media, ligeramente curvada, cóncava hacia abajo. Bajo albedo. Transicional entre los tipos X y C. Algunos de los tipos P antiguos (que tienen un espectro intermedio a C y D e incluían los troyanos de tipo menos rojo) ahora se clasifican como Xc ahora que los espectros se extienden al NIR.

Clase Xe: Espectro con pendiente baja a media, similar a Xc y Xk. Característica de absorción alrededor de 0.49 μm, como el antiguo tipo E. Alto albedo.

Clase Xk: Espectro con pendiente baja a media, ligeramente curvada, cóncava hacia abajo, similar a Xc. Característica débil 0.8 a 1 μm. Transicional entre los tipos X y K.

Clase Xn: Pendiente baja a media. Clase definida para 44 Nysa (que antes se clasificaba como E y Xc).

Como ilustración de los espectros de los distintos tipos espectrales, ésta se puede observar en la siguiente imagen.