Cinturón de asteroides

El **cinturón de asteroides** es la región del sistema solar ubicada aproximadamente entre las órbitas de los planetas Marte y Júpiter. Está ocupado por numerosos cuerpos de forma irregular llamados asteroides o planetas menores. El cinturón de asteroides también se denomina **cinturón de asteroides principal** o **cinturón principal** para distinguir a sus miembros de otros asteroides del Sistema Solar, como los asteroides cercanos a la Tierra y los asteroides troyanos. Aproximadamente la mitad de la masa del cinturón está contenida en los cuatro asteroides más grandes, Ceres, Vesta, Pallas. E Hygiea. Estos tienen diámetros medios de más de 400 km, mientras que Ceres, el único planeta enano del cinturón de asteroides, tiene unos 950 km de diámetro.  Los cuerpos restantes varían hasta el tamaño de una partícula de polvo. El material del asteroide está tan poco distribuido que numerosas naves espaciales no tripuladas lo han atravesado sin incidentes. No obstante, ocurren colisiones entre grandes asteroides, y estos pueden formar una familia de asteroides cuyos miembros tienen características orbitales y composiciones similares. Alguna vez se pensó que las colisiones de asteroides producen un polvo fino que forma un componente importante de la luz zodiacal.. Sin embargo, Nesvorny y Jenniskens (2010 Astrophysical Journal) atribuyeron el 85 por ciento del polvo de Luz Zodiacal a fragmentaciones de cometas de la familia Júpiter, en lugar de cometas y colisiones entre asteroides en el cinturón de asteroides. Los asteroides individuales dentro del cinturón de asteroides se clasifican por sus espectros , y la mayoría se divide en tres grupos básicos: carbonoso (tipo C), silicato (tipo S) y rico en metales (tipo M).

El cinturón de asteroides se formó a partir de la nebulosa solar primordial como un grupo de planetesimales, los precursores más pequeños de los planetas, que a su vez formaron protoplanetas. Entre Marte y Júpiter, sin embargo, las perturbaciones gravitacionales del planeta gigante imbuyeron a los protoplanetas con demasiada energía orbital para que la acreceran.en un planeta. Las colisiones se volvieron demasiado violentas y en lugar de fusionarse, los planetesimales y la mayoría de los protoplanetas se hicieron añicos. Como resultado, la mayor parte de la masa del cinturón de asteroides se ha perdido desde la formación del Sistema Solar. Algunos fragmentos pueden eventualmente encontrar su camino hacia el interior del Sistema Solar, lo que lleva a impactos de meteoritos en los planetas internos. Las órbitas de los asteroides continúan siendo perturbadas apreciablemente cada vez que su período de revolución alrededor del Sol forma una resonancia orbital con Júpiter. A estas distancias orbitales, se produce una brecha de Kirkwood cuando son barridos hacia otras órbitas.

Las clases de pequeños cuerpos del Sistema Solar en otras regiones incluyen los centauros , el cinturón de Kuiper y los objetos de disco dispersos y los cometas de la nube de Oort.

## Historia de la observación

En una nota a pie de página anónima de su traducción de 1766 de la *Contemplation de la Nature* de Charles Bonnet ,  el astrónomo Johann Daniel Titius de Wittenberg  notó un patrón aparente en el diseño de los planetas. Si uno comenzaba una secuencia numérica en 0, luego incluía 3, 6, 12, 24, 48, etc., duplicando cada vez, y sumaba cuatro a cada número y dividía por 10, esto producía una aproximación notablemente cercana a los radios de la órbitas de los planetas conocidos medidas en unidades astronómicas . Este patrón, ahora conocido como la ley de Titius-Bode , predijo los ejes semi-mayoresde los seis planetas de la época (Mercurio, Venus, Tierra, Marte, Júpiter y Saturno) proporcionó uno que permitía un "espacio" entre las órbitas de Marte y Júpiter. En su nota al pie de página, Titius declaró: "¿Pero debería el Lord Arquitecto haber dejado ese espacio vacío? En absoluto".  En 1768, el astrónomo Johann Elert Bode tomó nota de la relación de Titius en su *Anleitung zur Kenntniss des gestirnten Himmels* (Inglés: *Instrucción para el conocimiento de los cielos estrellados* ) pero no le dio crédito a Titius hasta ediciones posteriores. Se conoció como "ley de Bode".  Cuando William Herschel descubrió Uranoen 1781, la órbita del planeta coincidía casi a la perfección con la ley, lo que llevó a los astrónomos a concluir que tenía que haber un planeta entre las órbitas de Marte y Júpiter.

En 1800, el astrónomo Baron Franz Xaver von Zach reclutó a 24 de sus compañeros en un club, la Vereinigte Astronomische Gesellschaft ("Sociedad Astronómica Unida"), que informalmente apodó la "Sociedad Lilienthal"  para sus reuniones en Lilienthal , una pequeña ciudad. cerca de Bremen. Decidido a poner en orden el Sistema Solar, el grupo se hizo conocido como "Himmelspolizei" o Policía Celestial. Los miembros notables incluyeron a Herschel, el astrónomo británico Royal Nevil Maskelyne , Charles Messier y Heinrich Olbers .  La Sociedad asignó a cada astrónomo una región de 15 ° del zodíacopara buscar el planeta perdido.

Solo unos meses después, un no miembro de la Policía Celestial confirmó sus expectativas. El 1 de enero de 1801, Giuseppe Piazzi , Catedrático de Astronomía de la Universidad de Palermo, Sicilia, encontró un pequeño objeto en movimiento en una órbita con exactamente el radio predicho por la ley de Titius-Bode. Lo apodó Ceres, en honor a la diosa romana de la cosecha y patrona de Sicilia. Piazzi inicialmente creyó que era un cometa, pero su falta de coma sugería que era un planeta.  Quince meses después, Heinrich Wilhelm Olbers descubrió un segundo objeto en la misma región, Pallas. A diferencia de los otros planetas conocidos, los objetos siguieron siendo puntos de luz incluso con los aumentos más altos del telescopio, en lugar de convertirse en discos. Aparte de su rápido movimiento, parecían indistinguibles de las estrellas . En consecuencia, en 1802 William Herschel sugirió que se colocaran en una categoría separada, denominada *asteroides*, en honor al griego *Αστεροειδής*, que significa "similar a una estrella".  Al completar una serie de observaciones de Ceres y Pallas, concluyó, A pesar de la acuñación de Herschel, durante varias décadas siguió siendo una práctica común referirse a estos objetos como planetas.  En 1807, una investigación más profunda reveló dos nuevos objetos en la región: 3 Juno y 4 Vesta. La quema de Lilienthal en las guerras napoleónicas puso fin a este primer período de descubrimiento,  y sólo en 1845 los astrónomos detectaron otro objeto ( 5 Astraea ). Poco tiempo después, se encontraron nuevos objetos a un ritmo acelerado, y contarlos entre los planetas se volvió cada vez más engorroso. Finalmente, fueron eliminados de la lista de planetas como lo sugirió por primera vez Alexander von Humboldt.a principios de la década de 1850, y la nomenclatura elegida por William Herschel, "asteroides", gradualmente se hizo de uso común.

El descubrimiento de Neptuno en 1846 llevó al descrédito de la ley de Titius-Bode a los ojos de los científicos, ya que su órbita no estaba ni cerca de la posición predicha. Hasta la fecha, no existe una explicación científica para la ley, y el consenso de los astrónomos la considera una coincidencia.

La expresión "cinturón de asteroides" entró en uso a principios de la década de 1850, aunque es difícil precisar quién acuñó el término. El primer uso en inglés parece ser en la traducción de 1850 (por EC Otté) del *Cosmos* de Alexander von Humboldt y la aparición regular, alrededor del 13 de noviembre y el 11 de agosto, de estrellas fugaces , que probablemente forman parte de un cinturón de asteroides que se cruzan con la órbita de la Tierra y se mueven con velocidad planetaria ". Otras apariciones tempranas ocurren en *Una guía para el conocimiento de los cielos de* Robert James Mann ,  "Las órbitas de los asteroides se colocan en un amplio cinturón de espacio, que se extiende entre los extremos de. El astrónomo estadounidense Benjamín Peirceparece haber adoptado esa terminología y haber sido uno de sus impulsores.  A mediados de 1868 se habían localizado cien asteroides, y en 1891 la introducción de la astrofotografía por Max Wolf aceleró aún más la tasa de descubrimiento.  Se había encontrado un total de 1.000 asteroides en 1921,  10.000 en 1981,  y 100.000 en 2000. Los sistemas modernos de inspección de asteroides ahora utilizan medios automatizados para localizar nuevos planetas menores en cantidades cada vez mayores.

## Origen

### Formación

En 1802, poco después de descubrir Pallas, Heinrich Olbers sugirió a William Herschel que Ceres y Pallas eran fragmentos de un planeta mucho más grande que una vez ocupó la región Marte-Júpiter, este planeta había sufrido una explosión interna o un impacto cometario muchos millones de años antes. Con el tiempo, sin embargo, esta hipótesis ha caído en desgracia. La gran cantidad de energía que se habría requerido para destruir un planeta, combinada con la baja masa combinada del cinturón, que es solo alrededor del 4% de la masa de la Luna de la Tierra, no apoyan la hipótesis. Además, las diferencias químicas significativas entre los asteroides son difíciles de explicar si provienen del mismo planeta.  Hoy en día, la mayoría de los científicos aceptan que, en lugar de fragmentarse de un planeta progenitor, los asteroides nunca formaron un planeta en absoluto.

En general, en el Sistema Solar, se cree que la formación planetaria se produjo a través de un proceso comparable a la hipótesis nebular de larga data: una nube de polvo y gas interestelar colapsó bajo la influencia de la gravedad para formar un disco giratorio de material que luego se condensó aún más. para formar el Sol y los planetas.  Durante los primeros millones de años de la historia del Sistema Solar, un proceso de acumulación de colisiones pegajosas provocó la acumulación de pequeñas partículas, que gradualmente aumentaron de tamaño. Una vez que los grupos alcanzaron la masa suficiente, podrían atraer a otros cuerpos a través de la atracción gravitacional y convertirse en planetesimales . Esta acreción gravitacional condujo a la formación de planetas rocosos y gigantes gaseosos..

Los planetesimales dentro de la región que se convertiría en el cinturón de asteroides estaban demasiado perturbados por la gravedad de Júpiter para formar un planeta. En su lugar, continuaron orbitando el Sol como antes, mientras chocaban ocasionalmente.  En regiones donde la velocidad promedio de las colisiones era demasiado alta, la destrucción de planetesimales tendía a dominar sobre la acreción,  impidiendo la formación de cuerpos del tamaño de planetas. Las resonancias orbitales ocurrieron cuando el período orbital de un objeto en el cinturón formaba una fracción entera del período orbital de Júpiter, perturbando al objeto en una órbita diferente; la región que se encuentra entre las órbitas de Marte y Júpiter contiene muchas de estas resonancias orbitales. Como Júpiter migró hacia adentro después de su formación, estas resonancias habrían barrido el cinturón de asteroides, excitando dinámicamente a la población de la región y aumentando sus velocidades entre sí.

Durante la historia temprana del Sistema Solar, los asteroides se derritieron hasta cierto punto, lo que permitió que los elementos dentro de ellos se diferenciaran parcial o completamente por masa. Algunos de los cuerpos progenitores pueden incluso haber pasado por períodos de vulcanismo explosivo y haber formado océanos de magma . Sin embargo, debido al tamaño relativamente pequeño de los cuerpos, el período de fusión fue necesariamente breve (en comparación con los planetas mucho más grandes) y, en general, terminó hace unos 4.500 millones de años, en las primeras decenas de millones de años de formación.  En agosto de 2007, un estudio de cristales de circón en un meteorito antártico se cree que se originó a partir de 4 Vesta sugirió que éste, y por extensión el resto del cinturón de asteroides, se había formado bastante rápido, dentro de los diez millones de años del origen del sistema solar.

### Evolución

Los asteroides no son muestras del Sistema Solar primordial. Han experimentado una evolución considerable desde su formación, incluido el calentamiento interno (en las primeras decenas de millones de años), el derretimiento de la superficie por impactos, la meteorización espacial por radiación y el bombardeo de micrometeoritos .  Mientras que algunos científicos se refieren a los asteroides como planetesimales residuales, otros científicos los consideran distintos.

Se cree que el cinturón de asteroides actual contiene solo una pequeña fracción de la masa del cinturón primordial. Las simulaciones por computadora sugieren que el cinturón de asteroides original puede haber contenido una masa equivalente a la de la Tierra. Principalmente debido a las perturbaciones gravitacionales, la mayor parte del material fue expulsado del cinturón dentro de aproximadamente un millón de años de formación, dejando menos del 0,1% de la masa original.  Desde su formación, la distribución de tamaño del cinturón de asteroides se ha mantenido relativamente estable: no ha habido un aumento o disminución significativa en las dimensiones típicas de los asteroides del cinturón principal.

La resonancia orbital 4: 1 con Júpiter, en un radio de 2,06  AU, puede considerarse el límite interior del cinturón de asteroides. Las perturbaciones de Júpiter envían cuerpos que se desvían allí hacia órbitas inestables. La mayoría de los cuerpos formados dentro del radio de esta brecha fueron barridos por Marte (que tiene un afelio a 1,67 UA) o expulsados ​​por sus perturbaciones gravitacionales en la historia temprana del sistema solar. Los asteroides de Hungría se encuentran más cerca del Sol que la resonancia 4: 1, pero están protegidos de la interrupción por su alta inclinación.

Cuando se formó por primera vez el cinturón de asteroides, las temperaturas a una distancia de 2,7 AU del Sol formaron una " línea de nieve " por debajo del punto de congelación del agua. Los planetesimales formados más allá de este radio pudieron acumular hielo.  En 2006 se anunció que se había descubierto una población de cometas dentro del cinturón de asteroides más allá de la línea de nieve, lo que pudo haber proporcionado una fuente de agua para los océanos de la Tierra. Según algunos modelos, no hubo suficiente desgasificación de agua durante el período de formación de la Tierra para formar los océanos, lo que requirió una fuente externa como un bombardeo cometario.

## Características

Plantilla: imagen múltiple Contrario a las imágenes populares, el cinturón de asteroides está casi vacío. Los asteroides están esparcidos en un volumen tan grande que sería improbable alcanzar un asteroide sin apuntar con cuidado. No obstante, actualmente se conocen cientos de miles de asteroides, y el número total varía en millones o más, dependiendo del límite de tamaño más bajo. Se sabe que más de 200 asteroides miden más de 100 km,  mientras que un estudio en las longitudes de onda infrarrojas muestra que el cinturón de asteroides tiene entre 700.000 y 1,7 millones de asteroides con un diámetro de 1 km o más. Las magnitudes aparentes de la mayoría de los asteroides conocidos son 11-19, con la mediana en aproximadamente 16.

Se estima que la masa total del cinturón de asteroides es de 2,8 × 10 21 a 3,2 × 10 21 kilogramos, que es solo el 4% de la masa de la Luna .  Los cuatro objetos más grandes, Ceres , 4 Vesta , 2 Pallas y 10 Hygiea , representan la mitad de la masa total del cinturón, con casi un tercio representado solo por Ceres.

### Composición

El cinturón actual consta principalmente de tres categorías de asteroides: asteroides de tipo C o carbonáceos, asteroides de tipo S o de silicato y asteroides de tipo M o metálicos.

Los asteroides carbonáceos , como sugiere su nombre, son ricos en carbono y dominan las regiones exteriores del cinturón.  Juntos comprenden más del 75% de los asteroides visibles. Tienen un tono más rojo que los otros asteroides y tienen un albedo muy bajo . Su composición superficial es similar a la de los meteoritos de condrita carbonosa . Químicamente, sus espectros coinciden con la composición primordial del sistema solar temprano, con solo los elementos más ligeros y los volátiles eliminados.

Los asteroides de tipo S (ricos en silicatos) son más comunes hacia la región interna del cinturón, a menos de 2,5 AU del Sol.  Los espectros de sus superficies revelan la presencia de silicatos y algo de metal, pero no compuestos carbonosos significativos. Esto indica que sus materiales han sido modificados significativamente de su composición primordial, probablemente por fusión y reformación. Tienen un albedo relativamente alto y forman aproximadamente el 17% de la población total de asteroides.

Los asteroides de tipo M (ricos en metales) forman aproximadamente el 10% de la población total; sus espectros se parecen a los del hierro-níquel. Se cree que algunos se formaron a partir de núcleos metálicos de cuerpos progenitores diferenciados que se rompieron por colisión. Sin embargo, también existen algunos compuestos de silicato que pueden producir una apariencia similar. Por ejemplo, el gran asteroide de tipo M 22 Kalliope no parece estar compuesto principalmente de metal. Dentro del cinturón de asteroides, la distribución del número de asteroides de tipo M alcanza su punto máximo en un eje semi-mayor de aproximadamente 2,7 AU.  Aún no está claro si todos los tipos M tienen una composición similar o si se trata de una etiqueta para varias variedades que no encajan perfectamente en las principales clases C y S.

Un misterio del cinturón de asteroides es la relativa rareza de los asteroides de tipo V o basálticos .  Las teorías de la formación de asteroides predicen que los objetos del tamaño de Vesta o más grandes deberían formar costras y mantos, que estarían compuestos principalmente de roca basáltica, lo que da como resultado que más de la mitad de todos los asteroides estén compuestos de basalto u olivino . Las observaciones, sin embargo, sugieren que falta el 99 por ciento del material basáltico previsto.  Hasta 2001, se creía que la mayoría de los cuerpos basálticos descubiertos en el cinturón de asteroides se originaban en el asteroide Vesta (de ahí su nombre tipo V). Sin embargo, el descubrimiento del asteroide 1459 Magnyareveló una composición química ligeramente diferente de los otros asteroides basálticos descubiertos hasta entonces, lo que sugiere un origen diferente.  Esta hipótesis fue reforzada por el descubrimiento adicional en 2007 de dos asteroides en el cinturón exterior, 7472 Kumakiri y (10537) 1991 RY 16 , con una composición basáltica diferente que no podría haberse originado en Vesta. Estos dos últimos son los únicos asteroides de tipo V descubiertos en el cinturón exterior hasta la fecha.

La temperatura del cinturón de asteroides varía con la distancia al Sol. Para las partículas de polvo dentro del cinturón, las temperaturas típicas oscilan entre 200 K (−73 ° C) a 2,2 AU hasta 165 K (−108 ° C) a 3,2 AU  Sin embargo, debido a la rotación, la temperatura de la superficie de un asteroide Puede variar considerablemente ya que los lados están expuestos alternativamente a la radiación solar y luego al fondo estelar.

### Cometas del cinturón principal

Varios cuerpos anodinos en el cinturón exterior muestran actividad cometaria . Dado que sus órbitas no se pueden explicar mediante la captura de cometas clásicos, se cree que muchos de los asteroides exteriores pueden estar helados, y el hielo ocasionalmente se expone a la sublimación a través de pequeños impactos. Los cometas del cinturón principal pueden haber sido una fuente importante de los océanos de la Tierra, ya que la relación deuterio-hidrógeno es demasiado baja para que los cometas clásicos hayan sido la fuente principal.

### Órbitas

La mayoría de los asteroides dentro del cinturón de asteroides tienen excentricidades orbitales de menos de 0,4 y una inclinación de menos de 30 °. La distribución orbital de los asteroides alcanza un máximo con una excentricidad de alrededor de 0,07 y una inclinación por debajo de 4 °.  Así, mientras que un asteroide típico tiene una órbita relativamente circular y se encuentra cerca del plano de la eclíptica , algunas órbitas de asteroides pueden ser muy excéntricas o viajar bien fuera del plano de la eclíptica.

A veces, el término *cinturón principal* se usa para referirse solo a la región del "núcleo" más compacta donde se encuentra la mayor concentración de cuerpos. Esto se encuentra entre los fuertes huecos de Kirkwood de 4: 1 y 2: 1 en 2,06 y 3,27 AU , y en excentricidades orbitales inferiores a aproximadamente 0,33, junto con inclinaciones orbitales por debajo de unos 20 °. Esta región "núcleo" contiene aproximadamente el 93,4% de todos los planetas menores numerados dentro del Sistema Solar.

#### Lagunas de Kirkwood

El semi-eje mayor de un asteroide se usa para describir las dimensiones de su órbita alrededor del Sol, y su valor determina el período orbital del planeta menor . En 1866, Daniel Kirkwood anunció el descubrimiento de lagunas en las distancias de las órbitas de estos cuerpos al Sol . Estaban ubicados en posiciones donde su período de revolución alrededor del Sol era una fracción entera del período orbital de Júpiter. Kirkwood propuso que las perturbaciones gravitacionales del planeta llevaron a la eliminación de asteroides de estas órbitas.

Cuando el período orbital medio de un asteroide es una fracción entera del período orbital de Júpiter, se crea una resonancia de movimiento medio con el gigante gaseoso que es suficiente para perturbar un asteroide a nuevos elementos orbitales . Los asteroides que se ubican en las órbitas de la brecha (primordialmente debido a la migración de la órbita de Júpiter,  o debido a perturbaciones o colisiones previas) son empujados gradualmente a diferentes órbitas aleatorias con un semieje mayor o menor.

Los espacios no se ven en una simple instantánea de las ubicaciones de los asteroides en un momento dado porque las órbitas de los asteroides son elípticas y muchos asteroides aún cruzan los radios correspondientes a los espacios. La densidad espacial real de los asteroides en estos espacios no difiere significativamente de las regiones vecinas.

Las brechas principales ocurren en las resonancias de movimiento medio 3: 1, 5: 2, 7: 3 y 2: 1 con Júpiter. Un asteroide en la brecha Kirkwood de 3: 1 orbitaría al Sol tres veces por cada órbita joviana, por ejemplo. Las resonancias más débiles ocurren en otros valores del eje semi-mayor, con menos asteroides encontrados que cerca. (Por ejemplo, una resonancia de 8: 3 para asteroides con un eje semi-mayor de 2,71 UA).

La población principal o central del cinturón de asteroides a veces se divide en tres zonas, según las brechas de Kirkwood más prominentes. La zona I se encuentra entre los espacios de Kirkwood de resonancia 4: 1 (2,06 AU) y resonancia 3: 1 (2,5 AU). La Zona II continúa desde el final de la Zona I hasta el intervalo de resonancia de 5: 2 (2,82 AU). La Zona III se extiende desde el borde exterior de la Zona II hasta el espacio de resonancia 2: 1 (3,28 AU).

El cinturón de asteroides también se puede dividir en los cinturones interior y exterior, con el cinturón interior formado por asteroides que orbitan más cerca de Marte que la brecha de Kirkwood 3: 1 (2,5 AU), y el cinturón exterior formado por los asteroides más cercanos a la órbita de Júpiter. (Algunos autores subdividen los cinturones interior y exterior en el espacio de resonancia de 2: 1 (3,3 AU), mientras que otros sugieren cinturones interior, medio y exterior).

## Colisiones

La alta población del cinturón de asteroides lo convierte en un entorno muy activo, donde las colisiones entre asteroides ocurren con frecuencia (en escalas de tiempo astronómicas). Se espera que las colisiones entre los cuerpos del cinturón principal con un radio medio de 10 km ocurran aproximadamente una vez cada 10 millones de años.  Una colisión puede fragmentar un asteroide en numerosos pedazos más pequeños (lo que lleva a la formación de una nueva familia de asteroides). Por el contrario, las colisiones que ocurren a velocidades relativas bajas también pueden unir dos asteroides. Después de más de 4 mil millones de años de tales procesos, los miembros del cinturón de asteroides ahora se parecen poco a la población original.

Junto con los cuerpos de asteroides, el cinturón de asteroides también contiene bandas de polvo con radios de partículas de hasta unos pocos cientos de micrómetros. Este fino material se produce, al menos en parte, a partir de colisiones entre asteroides y por el impacto de micrometeoritos sobre los asteroides. Debido al efecto Poynting-Robertson , la presión de la radiación solar hace que este polvo se mueva lentamente hacia adentro, hacia el Sol.

La combinación de este fino polvo de asteroide, así como el material cometario expulsado, produce la luz zodiacal . Este tenue resplandor auroral se puede ver de noche extendiéndose desde la dirección del Sol a lo largo del plano de la eclíptica . Las partículas que producen la luz zodiacal visible tienen un radio de aproximadamente 40 μm en promedio. La vida útil típica de estas partículas es de unos 700.000 años. Por lo tanto, para mantener las bandas de polvo, se deben producir constantemente nuevas partículas dentro del cinturón de asteroides.

### Meteoritos

Algunos de los escombros de las colisiones pueden formar meteoroides que ingresan a la atmósfera de la Tierra.  De los 50.000 meteoritos encontrados en la Tierra hasta la fecha, se cree que el 99,8 por ciento se originó en el cinturón de asteroides.  Un estudio de septiembre de 2007 ha sugerido que una colisión de cuerpos grandes sufrida por el asteroide 298 Baptistina envió una serie de fragmentos al interior del Sistema Solar . Se cree que los impactos de estos fragmentos crearon el cráter Tycho en la Luna y el cráter Chicxulub en México, el relicto del impacto masivo que se cree que provocó la extinción de los dinosaurios.Hace 65 millones de años.

## Familias y grupos

En 1918, el astrónomo japonés Kiyotsugu Hirayama notó que las órbitas de algunos de los asteroides tenían parámetros similares, formando familias o grupos.

Aproximadamente un tercio de los asteroides en el cinturón de asteroides son miembros de una familia de asteroides. Estos comparten elementos orbitales similares, como semi-eje mayor, excentricidad e inclinación orbital, así como características espectrales similares, todas las cuales indican un origen común en la ruptura de un cuerpo más grande. Las representaciones gráficas de estos elementos, para miembros del cinturón de asteroides, muestran concentraciones que indican la presencia de una familia de asteroides. Hay alrededor de 20 a 30 asociaciones que son casi con certeza familias de asteroides. Se han encontrado agrupaciones adicionales que son menos seguras. Las familias de asteroides se pueden confirmar cuando los miembros muestran características espectrales comunes. Las asociaciones más pequeñas de asteroides se denominan grupos o cúmulos.

Algunas de las familias más prominentes en el cinturón de asteroides (en orden creciente de ejes semi-principales) son las familias Flora, Eunoma, Koronis, Eos y Themis .  La familia Flora, una de las más grandes con más de 800 miembros conocidos, puede haberse formado a partir de una colisión hace menos de mil millones de años.  El asteroide más grande que es un verdadero miembro de una familia (a diferencia de un intruso en el caso de Ceres con la familia Gefion) es 4 Vesta. Se cree que la familia Vesta se formó como resultado de un impacto de formación de cráteres en Vesta. Asimismo, los meteoritos HEDtambién puede haberse originado en Vesta como resultado de esta colisión.

Se han encontrado tres bandas prominentes de polvo dentro del cinturón de asteroides. Estos tienen inclinaciones orbitales similares a las familias de asteroides Eos, Koronis y Themis, por lo que posiblemente estén asociados con esos grupos.

### Periferia

Bordeando el borde interior del cinturón (que varía entre 1,78 y 2,0 AU, con un eje semi-mayor medio de 1,9 AU) se encuentra la familia de planetas menores de Hungaria . Llevan el nombre del miembro principal, 434 Hungaria ; el grupo contiene al menos 52 asteroides con nombre. El grupo de Hungaria está separado del cuerpo principal por la brecha de Kirkwood 4: 1 y sus órbitas tienen una alta inclinación. Algunos miembros pertenecen a la categoría de asteroides que cruzan a Marte, y las perturbaciones gravitacionales de Marte probablemente sean un factor en la reducción de la población total de este grupo.

Otro grupo de alta inclinación en la parte interior del cinturón de asteroides es la familia Phocaea . Estos se componen principalmente de los asteroides de tipo S, mientras que la familia vecina Hungaria incluye algunos tipos E. La familia Phocaea orbita entre 2,25 y 2,5 UA del Sol.

Bordeando el borde exterior del cinturón de asteroides está el grupo Cybele , orbitando entre 3.3 y 3.5 AU. Estos tienen una resonancia orbital de 7: 4 con Júpiter. La familia Hilda orbita entre 3,5 y 4,2 AU, y tiene órbitas relativamente circulares y una resonancia orbital estable de 3: 2 con Júpiter. Hay pocos asteroides más allá de 4.2 AU, hasta la órbita de Júpiter. Aquí se pueden encontrar las dos familias de asteroides troyanos , que, al menos para objetos mayores de 1 km, son aproximadamente tan numerosas como los asteroides del cinturón de asteroides.

### Nuevas familias

Algunas familias de asteroides se han formado recientemente, en términos astronómicos. El Cúmulo Karin aparentemente se formó hace unos 5,7 millones de años a partir de una colisión con un asteroide progenitor de 33 km de radio.  La familia Veritas se formó hace unos 8,3 millones de años; la evidencia incluye polvo interplanetario recuperado de sedimentos oceánicos.

Más recientemente, el cúmulo de Datura parece haberse formado hace unos 450 mil años a partir de una colisión con un asteroide del cinturón principal. La estimación de la edad se basa en la probabilidad de que los miembros tengan sus órbitas actuales, más que en cualquier evidencia física. Sin embargo, este grupo puede haber sido una fuente de material de polvo zodiacal. Otras formaciones de cúmulos recientes, como el cúmulo de Iannini (hace *entre* 1 y 5 millones de años), pueden haber proporcionado fuentes adicionales de este polvo de asteroide.

## Exploración

La primera nave espacial en atravesar el cinturón de asteroides fue la Pioneer 10 , que ingresó a la región el 16 de julio de 1972. En ese momento existía cierta preocupación de que los escombros en el cinturón representaran un peligro para la nave espacial, pero desde entonces se ha atravesado de manera segura. por 11 naves terrestres sin incidentes. Pioneer 11, Voyagers 1 y 2 y Ulysses atravesaron el cinturón sin obtener imágenes de ningún asteroide. Galileo tomó imágenes del asteroide 951 Gaspra en 1991 y 243 Ida en 1993, NEAR tomó imágenes de 253 Mathilde en 1997, Cassini tomó imágenes de 2685 Masursky en 2000, Stardustfotografiado 5535 Annefrank en 2002, New Horizons fotografiado 132524 APL en 2006, Rosetta fotografiado 2867 Šteins en 2008, y Dawn orbitó Vesta entre julio de 2011 y septiembre de 2012. Debido a la baja densidad de materiales dentro del cinturón, las probabilidades de un La sonda que choca contra un asteroide se estima ahora en menos de uno en mil millones.

La mayoría de los asteroides del cinturón fotografiados hasta la fecha provienen de breves oportunidades de sobrevuelo mediante sondas dirigidas a otros objetivos. Solo las misiones Dawn , NEAR y Hayabusa han estudiado asteroides durante un período prolongado en órbita y en la superficie. Dawn exploró Vesta desde julio de 2011 hasta septiembre de 2012, y actualmente está en camino a Ceres para una cita de 2015. Si la sonda aún está operativa después de examinar a Ceres, una misión extendida podría permitir una exploración adicional, posiblemente un sobrevuelo de Pallas.

 También vea objetos astronómicos y la lista de objetos astronómicos del sistema solar, ordenado por radio o por masa.