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(2) Palas

segundo asteroide más grande del Sistema Solar y principal elemento de la Familia Palas
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Para otros usos de este término, véase Palas.

(2) Palas o Pallas es uno de los asteroides más grandes del sistema solar. Su órbita está situada en la parte central del cinturón de asteroides, y tiene la particularidad de ser algo inclinada y excéntrica para un objeto de su tamaño. La composición de Palas es única pero bastante similar a la de los asteroides de tipo C.

(2) Palas ⚴

Imagen en blanco y negro de Palas tomada con el telescopio Hubble en 2007 con filtro UV.
Descubrimiento
Descubridor Heinrich Olbers
Fecha 28 de marzo de 1802
Lugar Bremen
Categoría Cinturón de asteroides - Palas
Orbita a Sol
Elementos orbitales
Longitud del nodo ascendente 173,1°
Inclinación 34,84°
Argumento del periastro 309,9°
Semieje mayor 2,772 ua
Excentricidad 0,2313
Anomalía media 78,23°
Elementos orbitales derivados
Época 2457000,5 (09/12/2014) TDB[1]​
Periastro o perihelio 2,131 ua
Apoastro o afelio 3,413 ua
Período orbital sideral 1685 días
Velocidad orbital media 17,65 km/s
Características físicas
Masa 2,2×1020 kg
Dimensiones 570×525×500 km
Densidad 2,8 g/cm³
Diámetro 545 km
Gravedad 0,18 m/s²
Velocidad de escape 0,32 km/s
Periodo de rotación 7,813 horas
Clase espectral
TholenB
SMASSIIB
Magnitud absoluta 4.12
Albedo 0,1587
Características atmosféricas
Temperatura ~164 K
Cuerpo celeste
Anterior (1) Ceres
Siguiente (3) Juno

Modelo tridimensional de Pallas obtenido a partir de su curva de luz.
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Palas fue el segundo asteroide descubierto, tras Ceres. Lo encontró Heinrich Wilhelm Olbers el 28 de marzo de 1802, mientras realizaba observaciones para localizar y determinar la órbita de Ceres usando las predicciones del matemático Carl Friedrich Gauss. Olbers lo bautizó en honor a Atenea, diosa griega de la sabiduría; un año después, en 1803, se descubrió el elemento químico paladio y se llamó así en referencia al asteroide.[2]​

Historia editar

Descubrimiento editar

En 1596, Johannes Kepler indicó que entre Marte y Júpiter tendría que haber un planeta, lo cual produjo como resultado que durante muchos años los astrónomos realizaran observaciones en la zona tras la búsqueda de dicho cuerpo.[3]​

El 1 de enero de 1801, el astrónomo Giuseppe Piazzi descubrió un objeto que inicialmente confundió con un cometa. Poco tiempo después anunció sus observaciones del objeto, haciendo notar que su movimiento lento y uniforme no era el característico de un cometa. El objeto se perdió de vista durante varios meses, pero lo recuperaron Franz Xaver von Zach y Heinrich Olbers gracias al uso de una órbita preliminar calculada por Friedrich Gauss. Se bautizó como Ceres y, en su momento, se creyó que era el planeta perdido predicho por Kepler.[3]​

Algunos meses después, Olbers estaba intentando localizar de nuevo a Ceres cuando notó otro objeto moviéndose en el sector. Era Palas, que casualmente pasaba cerca de Ceres en ese momento. El descubrimiento de este nuevo objeto causó gran interés en la comunidad astronómica, ya que no se había encontrado solo un cuerpo celeste entre Marte y Júpiter, sino dos. Olbers planteó entonces la posibilidad de que los objetos descubiertos en realidad serían fragmentos del planeta propuesto por Kepler, de modo que probablemente existirían más objetos de ese tipo.[3]​ Ello sería parcialmente cierto: en efecto, tiempo después se descubrieron más asteroides formando un cinturón, pero actualmente los científicos explican de otro modo su existencia.[4]​

Olbers bautizó a Palas en honor a Atenea, diosa griega de la sabiduría; un año después, en 1803, se descubrió el elemento químico paladio sería descubierto y se llamó así en referencia al asteroide.[5]​

Gauss determinó la órbita de Palas y encontró que el periodo de 4,6 años era similar al periodo de Ceres. Sin embargo, Palas tenía una inclinación orbital relativamente alta respecto al plano de la eclíptica.[3]​

Observaciones posteriores editar

En 1917, el astrónomo japonés Kiyotsugu Hirayama empezó a estudiar el movimiento de los asteroides. Observando un grupo de estos y basado en su movimiento orbital, su inclinación y su excentricidad, descubrió una considerable cantidad de distintas agrupaciones. En un informe reportó un grupo de tres asteroides asociados con Palas, que se llamó la Familia Palas usando el nombre del miembro más grande del grupo.[6]​ Desde 1994 se han identificado más de diez miembros de esta familia, con valores de semieje mayor entre 2,50 y 2,82 AU e inclinación de 33-38°.[7]​ La existencia de esta familia se confirmó finalmente en 2002 mediante una comparación de sus espectros.[8]​

Se ha observado varias veces a Palas ocultando una estrella. El evento de ocultamiento por asteroides mejor observado de todos ocurrió el 29 de mayo de 1983, cuando 140 observadores realizaron mediciones muy cuidadosas de los tiempos de ocultamiento, lo que ayudó a determinar un diámetro preciso.[9]​[10]​

Para estimar la masa de Palas se han determinado diminutas perturbaciones inducidas por el asteroide en el movimiento de Marte mediante señales de radio de naves orbitantes alrededor del planeta.[11]​

Durante la ocultación del 29 de mayo de 1978 se informó del posible descubrimiento de un pequeño satélite de 1 km de diámetro, que no ha sido confirmado al 1 de noviembre de 2015. En 1980, con base en la interferometría de moteado, se postuló la existencia de un satélite mucho mayor, con un diámetro de 175 km. Su existencia se refutó el 29 de mayo de 1983 a partir de observaciones de ocultación.[12]​

Características editar

 
Los primeros 10 asteroides comparados con la Luna. Pallas es el segundo de izquierda a derecha.

Palas es el segundo objeto de mayor tamaño del cinturón de asteroides, pero el tercero más masivo, ya que Vesta posee un volumen similar pero una densidad mucho mayor. En comparación, la masa de Palas equivale a alrededor de un 0,3 % de la masa de la Luna. Teniendo en cuenta que Ceres, el objeto más grande del cinturón de asteroides, se ha recatalogado como planeta enano, Pallas es actualmente el asteroide más grande que se conoce, y tanto este como Vesta han tenido en algún momento de la historia el título de «el segundo asteroide más grande».[13]​

En 2006, cuando la Unión Astronómica Internacional propuso su nueva definición de planetas, Palas se encontraba entre los candidatos a planeta, pero en la definición final no se calificó debido a que no había limpiado la vecindad alrededor de su órbita. En un futuro, Palas podría ser calificado como planeta enano,[14]​ pero solamente si se comprueba que su forma es consistente con el equilibrio hidrostático.[15]​

Algunas teorías proponen que los asteroides más grandes, como Palas, son realmente protoplanetas. Durante la etapa de formación planetaria del sistema solar, los objetos crecieron en tamaño mediante un proceso de acreción. Muchos de los objetos del tamaño de Ceres y Palas fueron acrecidos por los cuerpos más grandes, que se convirtieron en planetas. Otros cuerpos protoplanetarios se destruyeron en colisiones con cuerpos de tamaño similar. Palas podría considerarse entonces un superviviente de esta fase de formación planetaria.[16]​

 
Comparación de algunos objetos transneptunianos y asteroides con la Tierra.

Palas tiene algunos parámetros dinámicos inusuales para ser un cuerpo tan grande. Su órbita está altamente inclinada y es además algo excéntrica, a pesar de estar localizado a la misma distancia del Sol que la parte central del cinturón de asteroides. Su oblicuidad axial es muy alta, alrededor de 60 °, con estimaciones que varían entre 56 ° y 81 °.[9]​[17]​[18]​ Debido a esto, en cada verano e invierno paladiano hay grandes zonas de la superficie del asteroide en constante oscuridad o iluminación solar, por tiempos del orden de un año terrestre.

Aunque no se ha alcanzado consenso acerca de si la rotación de Palas es directa o retrógrada, hay estudios que apuntan a que es del primer tipo.[19]​

Según observaciones espectroscópicas, el componente principal del material de la superficie de Palas es un silicato bajo en hierro y agua. Algunos minerales de este tipo son el olivino y el piroxeno, que se encuentran en cóndrulos CM.[20]​ Existen indicaciones de que la composición de la superficie de Palas es muy similar a la de los meteoritos CR tipo Renazzo, que tiene aún menos presencia de hidratos que los de tipo CM.[21]​ El meteorito Renazzo se descubrió en Italia en 1824 y es uno de los meteoritos más primitivos que se conocen.[22]​

Observación editar

En oposición, Palas alcanza una magnitud media de 8, por debajo del límite de visibilidad a simple vista, pero al alcance de unos prismáticos de 10×50. A diferencia de lo que ocurre con Ceres y Vesta, su observación a pequeñas elongaciones requiere de herramientas ópticas potentes, capaces de alcanzar magnitudes de 10,6. En raras ocasiones, cuando se encuentra en oposición en el perihelio, puede alcanzar hasta 6,4 de magnitud visual, en el límite de visión del ojo.[23]​ A finales de febrero de 2014, alcanzó una magnitud de 6,96.[24]​

Palas es en promedio menos brillante que Ceres y Vesta —este último más cercano a la Tierra y con un albedo superior—, y también que Iris, más pequeño, que lo supera en magnitud media en la oposición.[25]​

Exploración espacial editar

 
La sonda espacial Dawn.

Se han utilizado señales de radio de las sondas espaciales en órbita alrededor y sobre la superficie de Marte, obtenidas entre 1961 y 2003, para determinar los cambios en la órbita del planeta causados por la interacción gravitatoria con grandes asteroides. Esto también ha permitido el cálculo de la masa de algunos asteroides, entre los que se encuentra Palas.[26]​

Palas es más difícil de alcanzar por una nave espacial que otros grandes asteroides debido a su elevada inclinación orbital, por lo que no se han realizado visitas de exploración a este asteroide.[13]​ En 2014 se mencionó que la sonda Dawn podría sobrevolarlo después de cumplir su objetivo principal de explorar Ceres y Vesta, pero la posibilidad fue descartada por el equipo de la misión.[27]​

Véase también editar

Referencias editar

  1. ↑ «(2) Pallas» (en inglés). Jet Propulsion Laboratory. Consultado el 24 de julio de 2015. 
  2. ↑ Griffith, W. P. (2003). «Rhodium and Palladium - Events Surrounding Its Discovery». Platinum Metals Review 47 (4): 175-183. Archivado desde el original el 4 de julio de 2013. Consultado el 21 de octubre de 2015. 
  3. ↑ a b c d «Astronomical Serendipity». NASA JPL. Archivado desde el original el 6 de febrero de 2012. Consultado el 15 de marzo de 2007. 
  4. ↑ >«Ask an Astrophysicist» (en inglés). NASA JPL. Consultado el 22 de octubre de 2015. 
  5. ↑ Griffith, W. P. (2003). «Rhodium and Palladium - Events Surrounding Its Discovery». Platinum Metals Review (en inglés) 47 (4): 175-183. Archivado desde el original el 4 de julio de 2013. Consultado el 21 de octubre de 2015. 
  6. ↑ Kozai, Y. (November 29-December 3, 1993). «Kiyotsugu Hirayama and His Families of Asteroids (invited)». En Astronomical Society of the Pacific, ed. Proceedings of the International Conference (en inglés). Sagamihara, Japan. 
  7. ↑ Faure, Gérard (20 de mayo de 2004). «Description of the System of Asteroids». Astrosurf.com. Archivado desde el original el 5 de noviembre de 2004. Consultado el 15 de marzo de 2007. 
  8. ↑ Foglia, S.; Masi, G. (1999). «New clusters for highly inclined main-belt asteroids». The Minor Planet Bulletin (en inglés) 31: 100-102. Archivado desde el original el 23 de febrero de 2011. Consultado el 15 de marzo de 2007. 
  9. ↑ a b Drummond, J. D.; Cocke, W. J. (1989). «Triaxial ellipsoid dimensions and rotational pole of 2 Pallas from two stellar occultations». Icarus (en inglés) 78: 323-329. Consultado el 15 de marzo de 2007. 
  10. ↑ D. W. Dunham (1990). «The size and shape of (2) Pallas from the 1983 occultation of 1 Vulpeculae». Astronomical Journal (en inglés) 99: 1636-1662. Consultado el 14 de marzo de 2007. 
  11. ↑ Pitjeva, E. V. (2004). «Estimations of masses of the largest asteroids and the main asteroid belt from ranging to planets, Mars orbiters and landers». 35th COSPAR Scientific Assembly. Held 18 - 25 July 2004, in París, Francia (en inglés). p. 2014. 
  12. ↑ «Other Reports of Asteroid/TNO Companions» (en inglés). Consultado el 16 de diciembre de 2013. 
  13. ↑ a b «Notable Asteroids» (en inglés). The Planetary Society. 2007. Archivado desde el original el 16 de abril de 2007. Consultado el 17 de marzo de 2007. 
  14. ↑ «IAU 2006 General Assembly: Result of the IAU Resolution votes» (en inglés). Consultado el 29 de marzo de 2007. 
  15. ↑ Rincon, Paul (16 de agosto de 2006). Planets plan boosts tally to 12 (en inglés). BBC News. Consultado el 17 de marzo de 2007. 
  16. ↑ McCord, T. B.; McFadden, L. A.; Russell, C. T.; Sotin, C.; Thomas, P. C. (2006). «Ceres, Vesta, and Pallas: Protoplanets, Not Asteroids». Transactions of the American Geophysical Union (en inglés) 87 (10): 105. Consultado el 19 de marzo de 2007. 
  17. ↑ Mitchell, D. L. (1996). «Radar Observations of Asteroids 1 Ceres, 2 Pallas, and 4 Vesta». Icarus 124 (1): 113-133. Consultado el 15 de marzo de 2007. 
  18. ↑ Torppa, J. (1996). «Shapes and rotational properties of thirty asteroids from photometric data». Icarus (en inglés) 164 (2): 346-383. Consultado el 15 de marzo de 2007. 
  19. ↑ Schmidt, B. E.; Thomas, P. C.; Bauer, J. M.; Li, J.-Y.; McFadden, L. A.; Parker, J. M.; Rivkin, A. S.; Russell, C. T. et al. (2008). «Hubble takes a look at Pallas: Shape, size, and surface» (PDF). 39th Lunar and Planetary Science Conference (Lunar and Planetary Science XXXIX). Held 10–14 March 2008, in League City, Texas. (en inglés) 1391: 2502. Bibcode:2008LPI....39.2502S. Archivado desde el original el 4 de octubre de 2008. Consultado el 24 de agosto de 2008. 
  20. ↑ Feierberg, M. A.; Larson, H. P.; Lebofsky, L. A. (1982). «The 3 Micron Spectrum of Asteroid 2 Pallas.». Bulletin of the American Astronomical Society (en inglés) 14: 719. Consultado el 19 de marzo de 2007. 
  21. ↑ Sato, Kimiyasu; Miyamoto, Masamichi; Zolensky, Michael E. (1997). «Absorption bands near 3 m in diffuse reflectance spectra of carbonaceous chondrites: Comparison with asteroids». Meteoritics (en inglés) 32: 503-507. Consultado el 14 de marzo de 2007. 
  22. ↑ Earliest Meteoritse Provide New Piece in Planetary Formation Puzzle. (en inglés). Particle Physics and Astronomy Research Council. 20 de septiembre de 2005. Archivado desde el original el 6 de mayo de 2013. Consultado el 24 de mayo de 2006. 
  23. ↑ Menzel, Donald H.; Pasachoff, Jay M. (1986). Guía de campo de las estrellas y los planetas de los hemisferios norte y sur. Traducido por Joan Ayala. Ediciones Omega. p. 405. ISBN 84-282-0749-6. 
  24. ↑ Calculado con JPL Horizons para el 24 de febrero de 2014.
  25. ↑ Odeh, Moh'd. «The Brightest Asteroids» (en inglés). Jordanian Astronomical Society. Consultado el 16 de julio de 2007. 
  26. ↑ Pitjeva, E. V. «Estimations of masses of the largest asteroids and the main asteroid belt from ranging to planets, Mars orbiters and landers». 35th COSPAR Scientific Assembly (en inglés): 2014. Consultado el 26 de noviembre de 2015. 
  27. ↑ «Dawn Journal, September 27» (en inglés). NASA. 2007. Archivado desde el original el 10 de marzo de 2015. Consultado el 17 de noviembre de 2015. 

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