Un planetesimal es un cuerpo de roca y/o helo de 0,1 – 100 kilómetros de diámetro que se presume que se formó en la historia antigua del Sistema Solar. Se piensa que los planetas crecieron por la acumulación de planetesimales. La mayoría de los planetesimales restantes de la acreción planetaria fueron eyectados por perturbaciones de los planetas hacia el cinturón de Kuiper o hacia la Nube de Oort más allá de Neptuno.

Llamamos asteroides a cualquiera de los muchos cuerpos rocosos o metálicos del Sistema Solar, ubicados la mayoría de ellos en una zona (el cinturón de asteroides) situada entre las zonas de Marte y Júpiter; también conocido como planeta menor. Sus tamaños varían desde los casi 1.000 km de Ceres (el primer asteroide en ser descubierto, en 1801) hasta menos de 10 m para el más pequeño detectado hasta ahora. La masa total de todos los asteroides es de unos 4 x 10²¹ kg, aproximadamente una doceava parte de la masa de la Luna.

Cuando un asteroide es descubierto se le da una designación temporal, consistente en el año del descubrimiento seguido de dos letras; la primera indica el medio mes en el que el asteroide fue descubierto, y la segunda, el orden de descubrimiento de ese medio mes. Sólo cuando la órbita ha sido determinada con precisión se le asigna un número permanente, y el descubridor tiene entonces el derecho de bautizarlo. A finales de 1996, se conocían las órbitas de más de 7.200 asteroides, Continuamente se están descubriendo nuevos asteroides gracias a búsquedas dedicadas exclusivamente a ese fin como el sistema Near-Earth Asteroid Tracking (NEAT), en el monte Haleakala, Hawai, y el Programa Space-watch. En total, se cree que hay al menos un millón de asteroides, de los cuales el 90-95% se encuentra en el cinturón de asteroides.

Las órbitas de la mayoría de los asteroides tienen excentricidades e inclinaciones mayores que las de los planetas mayores. En el cinturón de asteroides principal, la excentricidad promedio de las órbitas es de aproximadamente 0,15, y la inclinación, de unos 10º, ocasionalmente exceden 0,5 y 30º, respectivamente, más típicas de las órbitas de los cometas de periodo corto. De hecho, algunos objetos clasificados como asteroides pueden ser núcleos cometarios extintos. Los periodos de rotación de los asteroides varían entre unas pocas horas y varias semanas, aunque típicamente son de 6 a 24 horas. Los asteroides más grandes son aproximadamente esféricos, si bien aquellos menores que 150 km son comúnmente alargados o irregulares. Los estudios con radar de unos pocos asteroides han revelado que algunos pueden tener forma de pesas o ser posiblemente dobles; algunos de éstos son Castalia y Toutatis. El asteroide Ida tiene un pequeño satélite, fotografiado por la sonda espacial Galileo. (Ver artículo con imágenes de asteroides)

Algunos asteroides del cinturón principal forman grupos con características orbitales similares (semieje mayor, excentricidad orbital e inclinación), por ejemplo, los grupos de Cybele, Hida, Hungaria y Phocaea. Cuando un grupo parece haberse originado de la ruptura de un único cuerpo padre, se denomina familia de Hirayama. Un pequeño porcentaje de asteroides orbitan fuera del cinturón de asteroides principal. Los miembros del grupo Amor cruzan la órbita de Marte, mientras que los asteroides del gurpo Apollo y Alen cruzan la de la Tierra; estos tres grupos se denominan colectivamente asteroides cercanos a la Tierra. Más allá del cinturón de asteroides, los asteroides troyanos orbitan a la distancia de Jupiter.

Los asteroides se dividen en varias clases de acuerdo a su espectro de reflexión, que revela diferencias en su composición. La proporción de las diferentes clases de asteroides cambia marcadamente al aumentar la distancia al Sol. Los asteroides de clase S (silíceos) predominan en la parte más interna del cinturón de asteroides principal (a menos de 2,4 UA). Los asteroides de clase C (carbonosos) predominan en las partes central y externa del cinturón principal, con un pico a unas 3 UA. Los oscuros asteroides situados cerca del borde exterior del cinturón principal tienen un tinte rojizo, y pueden ser más ricos en componentes orgánicos; éstos son los asteroides de clase P. Más lejos aun, muchos de los asteroides troyanos son incluso más oscuros; se denominan asteroides de clase D. Existe una concentración aparente de asteroides de clase M (metálicos) en la mitad del cinturón, a unas 2,5-3,0 UA.

Se cree que los asteroides se formaron mediante la acreción de cuerpos de tamaño métrico, pero que no se agregaron formando un planeta por el efecto gravitatorio de Júpiter, que ya se había formado. Además, algunos planetesimales sobrantes de la formación de Júpiter pudieron haberse dispersado hacia el cinturón de asteroides. Se fundieron y se diferenciaron, adquiriendo un núcleo metálico, cubierto por un manto y una corteza. Las colisiones posteriores dieron lugar a fragmentaciones, y de esa manera todos los asteroides son probablemente fragmentos de algún cuerpo mayor. Además, se piensa que la mayoría de los meteoritos son trozos de asteroides.

Una conjunción (ver Conjunciones planetarias) es un fenómeno en el que dos cuerpos del Sistema Solar tienen la misma longitud celeste vista desde la Tierra; los cuerpos pueden ser un planeta y el Sol, dos planetas, o la Luna y un planeta. Los planetas superiores (es decir, aquellos con órbitas fuera de la órbita de la Tierra) están en conjunción cuando se encuentran directamente detrás del Sol vistos desde la Tierra. Mercurio y Venus, que se encuentran más próximos al Sol, tienen dos conjunciones: conjunción inferior, cuando se encuentran entre la Tierra y el Sol, y conjunción superior, cuando se encuentran en el lado del Sol más alejado de la Tierra.

Conjunción inferior: Situación en la que un planeta inferior (es decir, Mercurio o Venus) se encuentra en línea recta entra la Tierra y el Sol.

Conjunción superior: Momento en el que un planeta inferior (es decir Mercurio o Venus) se encuentra directamente detrás del Sol visto desde la Tierra.

Una oposición es la situación en la que un cuerpo del Sistema Solar se halla en el lugar opuesto al Sol en el cielo, y tiene, por tanto, una longitud celeste de 180º. En la oposición, un cuerpo se encuentra en el Sur a media noche y es visible durante toda la noche. Es el mejor momento para observar los planetas exteriores, ya que es entonces cuando se encuentran más próximos a la Tierra. Los planetas interiores, Mercurio y Venus, no pueden encontrarse en oposición.

¿Qué es un cráter?

Un cráter es una depresión con forma de cuenco sobre una superficie planetaria. Los cráteres se originan o bien por impacto o bien por vulcanismo; no obstante, algunos cráteres en los satélites de los planetas exteriores parecen ser el resultado de un vulcanismo de hielo en el que un calentamiento interno funde y vaporiza el hielo para producir explosiones de gas y flujos de agua. Los cráteres volcánicos tienden a ser menos circulares que los de impacto, y pueden formarse tanto por explosión como por colapso. Los cráteres volcánicos son puramente de origen explosivo, tienen normalmente un diámetro menor que 1 kilómetro y se encuentran habitualmente en la cima de un cono de escombros proyectados; los cráteres de colapso pueden tener más de 100 kilómetros de ancho u no presentar ninguna pendiente exterior. Los cráteres de impacto han sido fotografiados por sondas espaciales en todos los cuerpos del Sistema Solar excepto en el satélite volcánico de Jupiter Io, aunque no parecen existir cráteres volcánicos en los cuerpos más pequeños del Sistema Solar.

Tipos de cráteres

Cráteres de impacto:
Depresión provocada por la colisión a alta velocidad de un meteorito, asteroide o cometa con una superficie sólida. Se pueden encontrar cráteres de impacto en la Luna y en todos los planetas terrestres y satélites excepto en Io. Varían en tamaño desde pequeños agujeros desde unos pocos micrómetros hasta las vastas cuencas de impacto de miles de kilómetros de ancho. Los cráteres de impacto jóvenes pueden distinguirse de los cráteres volcánicos por su forma circular, paredes interiores escarpadas y pendiente exteriores más suaves, además de por sus mantos de proyecciones, cráteres secundarios y brillantes rayos. Los cráteres de impacto más grandes tienen terrazas interiores, suelos planos y picos centrales. Los cráteres de impacto viejos se han vuelto previsiblemente más erosionados y pueden perder parte de estos rasgos distintivos; otros pueden estar parcialmente sumergidos o estar llenos de flujo de lava o sedimentos.

Cráter de impacto de Arizona

Cráter de pedestal:
Cráter de impacto formado en materiales superficiales blandos que ha sido posteriormente erosionado, excepto cuando están protegidos por el manto de proyecciones circundante. El término fue acuñado para ciertos cráteres de Marte, que en alguna área del planeta forma prominentes mesetas circulares por encima del terreno circundante.

Cráter de Pedestal en el suroeste del Amazonas

Cráter de terraplén:
Cráter rodeado por un anillo de colinas de poca altura. Se piensa que dichos cráteres se forman por el impacto de un meteorito sobre un planeta con atmósfera o con una superficie embarrada o húmeda. El impacto produce un patrón de salpicaduras y un flujo de la superficie del manto de proyecciones formando un terraplén en su borde. Un ejemplo es el cráter marciano Yuty, de 18 kilómetros.

Cráter de terraplén marciano Yuty

Cráter fantasma:
Cráter muy erosionado o inundado sobre una superficie planetaria. En algunos ejemplos lunares, como Lambert R, sólo los picos más altos del cráter destacan sobre la cubierta de lava que los inundó. En otros, como Lamont en el Mar de la Tranquilidad, el cráter original ha sido completamente cubierto, aunque hundimientos posteriores han hecho que unas crestas arrugadas perfilen la posición del antiguo borde del cráter.

Cráter fantasma Lamont

Cráter secundario:
Pequeño cráter formado por las proyecciones lanzadas de un cráter de impacto mayor. Los cráteres secundarios tienden a acumularse alrededor de un anillo del cráter principal, estando concentrados en mayor número a una distancia del cráter ligeramente mayor que un diámetro de éste en la Luna, pero a una distancia bastante menor en Mercurio por su mayor gravedad superficial. Las proyecciones que caen más cerca que alrededor de la mitad del diámetro del cráter están viajando demasiado despacio como para formar cráteres y se apilan formando manto de proyecciones. Los cráteres secundarios pueden estar muy dispersos sobre el planeta si este no tiene atmósfera. Aquellos situados lejos del cráter primario tienden a ser bastante circulares, mientras que los cercanos pueden tener forma irregular, como resultado de las velocidades más bajas de las proyecciones.

Cráteres secundarios alrededor del cráter Copérnico en la Luna