(24) Temis

(24) Temis
Asteroide

La foto fue tomada con el telescopio VLT (espectrógrafo SPHERE )
Apertura
Descubridor Annibale de Gasparis
lugar de descubrimiento Capodimonte
Fecha de descubrimiento 5 de abril de 1853
epónimo Temis
Designaciones alternativas 1947 BA; 1955 OH
Categoría Anillo Principal
( Familia de Themis )
Características orbitales
Época 14 de marzo de 2012
JD 2456000.5
Excentricidad ( e ) 0.1289328
Eje mayor ( a ) 469,161 millones de km
(3,1361509 UA )
Perihelio ( q ) 408,671 millones de km
(2,7317982 UA)
Afelio ( Q ) 529,652 millones de km
(3,5405036 UA)
Período orbital ( P ) 2028.588 días ( 5.554 )
Velocidad orbital media 16.749 km / s
Inclinación ( i ) 0.75754 °
Longitud del nodo ascendente (Ω) 36.12367°
Argumento del perihelio (ω) 106.97924°
Anomalía media ( M ) 253.95300°
Características físicas [1] [2]
Diámetro 198 kilometros
Peso 1,13 ± 0,43⋅10 19 kg [3]
2,3⋅10 19 kg [4] [5]
Densidad 1,81 ±0,67 [6]
2,78 ± 1,35 g / cm³
Aceleración de la caída libre sobre una superficie 0.15+0,08
−0,07m/s²
segunda velocidad espacial 0.87+15
−20km/s
Período de rotación 8.374 horas
clase espectral segundo [7]
Magnitud aparente 12,81 m (actual)
Magnitud absoluta 7,08 metros
Albedo 0.067
Temperatura media de la superficie 159 K (−114 °C )
Distancia actual al Sol 3.451 a. mi.
Distancia actual de la Tierra 2.81 a. mi.
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(24) Themis ( lat.  Themis ) es un asteroide del cinturón principal que pertenece a la clase espectral oscura B y encabeza la familia Themis . Fue descubierto el 5 de abril de 1853 por el astrónomo italiano Annibale de Gasparis en el Observatorio de Capodimonte , Italia , y recibió su nombre de Themis , la antigua diosa griega de la justicia, la segunda esposa de Zeus [8] .

Órbita y rotación

Este asteroide se encuentra más cerca de la parte exterior del cinturón principal, a una distancia de 3,14 UA. es decir, del sol. Se mueve en una órbita elíptica con una inclinación muy pequeña hacia el plano de la eclíptica de 0,757° y una excentricidad relativamente baja cercana a 0,129, por lo que su distancia al Sol varía bastante poco, desde unos 408,671 millones de km en el perihelio hasta los 529,652 millones de km en el afelio . . El período orbital es de unos 5,54 años [9] . El asteroide es parte de la familia Themis, que es un núcleo bastante compacto que consta de grandes asteroides y está rodeado por una nube de cuerpos más pequeños [10] .

Con base en las perturbaciones de la órbita del asteroide creada por Júpiter , su masa se calculó en 1875 [11] . Y 100 años después, el 24 de diciembre de 1975, se produjo un acercamiento bastante cercano de Themis al asteroide (2296) Kugultinov , durante el cual la distancia mínima entre los cuerpos fue de 0,016 UA. es decir (2.400.000 km): la distancia, a primera vista, es bastante significativa, pero suficiente para que las fuerzas gravitatorias notables comiencen a actuar entre los asteroides . Con base en el análisis de las perturbaciones gravitatorias durante el período de aproximación, la masa de Themis se refinó: 2,89⋅10 −11 de la masa del Sol [12] (9,62⋅10 −6 de la masa de la Tierra).

Hielo superficial

La presencia de hielo en la superficie del asteroide fue confirmada inmediatamente por dos grupos independientes de astrónomos. El 7 de octubre de 2009, basándose en datos espectrales del telescopio infrarrojo IRTF de la NASA en las islas de Hawái, los astrónomos de la Universidad de Florida Central en Orlando anunciaron que habían descubierto agua en el asteroide (24) Themis. Así, confirmaron el descubrimiento del año pasado de sus colegas de la Universidad Johns Hopkins (Universidad Johns Hopkins en Laurel, Maryland), quienes trabajaron en el programa de búsqueda de civilizaciones extraterrestres (SETI). Además de agua, ambos equipos también anunciaron que se encontraron hidrocarburos complejos en la superficie de Themis, incluidas moléculas, los precursores de la vida [13] . El hielo de agua mezclado con compuestos orgánicos ocupa la mayor parte de la superficie del asteroide y se distribuye bastante uniformemente sobre él [14] . Al mismo tiempo, el hielo no puede permanecer en un estado estable durante mucho tiempo, ya que, debido a la relativa proximidad del asteroide al Sol, los procesos de evaporación del hielo deberían desarrollarse con bastante intensidad , lo que limita su existencia a sólo unos pocos años [15] . Por lo tanto, debe haber fuentes en el asteroide que repongan constantemente las reservas de hielo en la superficie. Los científicos han identificado dos posibles mecanismos para la reposición de hielo de agua en la superficie [16] .

Opcion uno. No muy profundo bajo la superficie de Themis hay grandes reservas de hielo de agua. Durante los impactos de pequeños cuerpos cósmicos, el agua latente se evapora e inmediatamente se congela y se asienta sobre un área grande [17] .

Opción dos. La formación de agua en la superficie de un asteroide se produce como consecuencia de las reacciones químicas que tienen lugar bajo la acción del viento solar . Los protones solares de alta energía interactúan con los óxidos metálicos de la superficie del asteroide y los dividen en iones. Los grupos hidroxilo resultantes , así como los iones de hidrógeno y oxígeno, cuando se combinan entre sí, son capaces de formar moléculas de agua que se asientan en la superficie del asteroide y se acumulan allí en forma de hielo [18] .

Los científicos sugieren que fue precisamente este tipo de asteroides que chocaron con la Tierra durante el último bombardeo de meteoritos los que podrían ser fuentes de agua en nuestro planeta, porque en las primeras etapas de su historia, la Tierra estaba demasiado caliente para contener suficiente agua. Así, casi toda el agua que existe en la Tierra en un momento dado es de origen externo. Y la presencia de compuestos orgánicos complejos refuerza una vez más la hipótesis de la panspermia .

El satélite infrarrojo japonés Akari confirmó la presencia de minerales hidratados en Themis [19] .

Véase también

Notas

  1. ↑ Conjuntos de datos de asteroides  (inglés)  (enlace inaccesible) . Consultado el 20 de junio de 2012. Archivado desde el original el 25 de enero de 2007.
  2. ↑ Baer, ​​James; Steven R. Chesley. Masas astrométricas de 21 asteroides y una efeméride de asteroide integrada  //  Celestial Mech Dyn Astr: revista. - Springer Science+Business Media BV 2007, 1999. - 25 de junio ( vol. 100 , no. 2008 ). - Pág. 27-42 . -doi : 10.1007/ s10569-007-9103-8 . - . Archivado desde el original el 24 de febrero de 2011.
  3. ↑ Masas astrométricas de 21 asteroides y una efeméride de asteroide integrada. Mecánica celeste y astronomía dinámica (enlace no disponible) (2008). Fecha de acceso: 13 de octubre de 2008. Archivado desde el original el 24 de febrero de 2011. 
  4. ↑ Michalak, G. Determinación de masas de asteroides  // Astronomía y astrofísica  . - EDP Ciencias , 2001. - Vol. 374 , núm. 2 . - Pág. 703-711 . -doi : 10.1051/0004-6361 : 20010731 . - .
  5. ↑ (Masa de Themis 0,12 / Masa de Ceres 4,75) × Masa de Ceres 9,43⋅10 20 = 2,38⋅10 19
  6. ↑ Carry, B. (diciembre de 2012), Density of asteroids , vol. 73, pág. 98-118 , DOI 10.1016/j.pss.2012.03.009 
  7. ↑ Taxonomía de asteroides (enlace no disponible) . Consultado el 20 de junio de 2012. Archivado desde el original el 10 de marzo de 2007. 
  8. ↑ Schmadel, Lutz D. Diccionario de nombres de planetas menores  . — Quinta edición revisada y ampliada. - B. , Heidelberg, N. Y. : Springer, 2003. - P. 17. - ISBN 3-540-00238-3 .
  9. ↑ The Astronomical Almanac  (sin especificar) . - Observatorio Naval de los Estados Unidos y Oficina Hidrográfica del Reino Unido, 2011. - P. G2. - ISBN 978-0-7077-4103-1 .
  10. ↑ Diccionario de astronomía, Oxford Dictionary of Astronomy , Oxford University Press, 2010-05-27, págs. 528. 
  11. ↑ Nuestra Columna Astronómica   // Naturaleza . - 1875. - 18 de noviembre ( vol. 13 , n. 316 ). — Pág. 48 . -doi : 10.1038/ 013047d0 . - .
  12. ↑ García, A. López; Medvédev, Yu. D.; Fernández, J. A. Moraño (1997). “Utilización de Encuentros Cercanos de Planetas Menores para la Mejora de sus Masas” . Dinámica y Astrometría de Cuerpos Celestes Naturales y Artificiales . Poznań, Polonia: Kluwer Academic Publishers. páginas. 199-204. ISBN  978-0-7923-4574-9 .
  13. ↑ Los científicos encuentran rastros de agua y moléculas orgánicas en el cinturón de asteroides entre Júpiter y Marte
  14. ↑ Hielo de agua encontrado en un asteroide por primera vez . Archivado desde el original el 27 de agosto de 2010.
  15. ↑ Andrew S. Rivkin, Joshua P. Emery. Detección de hielo y materia orgánica en la superficie de un asteroide  (inglés)  // Nature: journal. - 2009. - Vol. 464 . - P. 1322-1323 .  (Inglés)
  16. ↑ Humberto Campins et al. Hielo de agua y compuestos orgánicos en la superficie del asteroide 24 Themis  //  Nature: journal. - 2009. - Vol. 464 . - Pág. 1320-1321 .  (Inglés)
  17. ↑ Campins, Humberto; Hargrove, K; Pinilla Alonso, N; Howell, ES; Kelly, MS; Licandro, J; Mothe-Diniz, T; Fernández, Y; Ziffer, J. Hielo de agua y compuestos orgánicos en la superficie del asteroide 24 Themis  // Nature  :  journal. - 2010. - Vol. 464 , núm. 7293 . - Pág. 1320-1321 . -doi : 10.1039 / nature09029 . — PMID 20428164 .
  18. ↑ Más agua por ahí, hielo encontrado en un asteroide |  Beca espacial internacional ( inglés ) 
  19. ↑ Fumihiko Usui et al. Estudio espectroscópico de asteroides en el infrarrojo cercano AKARI/IRC: AcuA-spec , 17 de diciembre de 2018

Literatura

Enlaces

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