Carme es el decimocuarto satélite de Júpiter más alejado. Se encuentra a una distancia de 22.600.000 kilómetros; y es también conocido como Júpiter XI. Orbita en 692 días en dirección retrógrada. Carme tiene un diámetro de 40 kilómetros, y fue descubierto en 1938 por el astrónomo norteamericano Seth Barnes Nicholson (1891 – 1963).

Es un grupo de asteroides cuyos miembros tienen características orbitales muy similares (semieje mayor, excentricidad e inclinación), y que se cree que comparten un origen común. Las familias de Hirayama se piensa que son el resultado de las fragmentación de asteroides mayores con un tamaño de varios cientos de kilómetros después de colisiones catastróficas. Se llama así en honor del astrónomo japonés Kiyotsugu Hirayama (1874 – 1943), quien demostró su existencia en 1928.

Representación artística de una colisión entre asteroides o planetesimales. (Autor: Miguel Ángel Pérez Oca)

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.

Fue el primer asteroide descubierto por G. Piazzi el 1 de enero de 1801, y por ello designado como número 1. Ceres es con mucho el mayor asteroide, con un diámetro de 940 km, una masa de 1,17 x 10²¹ kg y una densidad media de 2,7 gr/cm³. Su periodo de rotación es de 9,075 horas. Ceres contiene aproximadamente un tercio de la masa de todo el cinturón de asteroides. Su magnitud media durante la oposición es de 7,4; sólo Vesta puede llegar a ser más brillante. Su perihelio de 2,55 UA, un afelio de 2,98 UA y una inclinación de 10,6º. Ceres es de clase G, con un espectro de reflexión que indica una composición que se asemeja a la de los meteoritos condritos carbonosos. Ceres es el mayor miembro de una pequeña familia de asteroides situada a una distancia media al Sol de 2,76 – 2,80 UA y con una inclinación orbital de 9-10º. Otros miembros de la familia de Ceres son (39) Laetitia, (264) Lubussa, (374) Burgundia (todos son de clase S) y (446) Aeternitas (de clase A).

Asteroide 4, el cuarto asteroide descubierto, por Heinrich Wilhelm Olbers, en 1807. Su diámetro medio es de 576 km, convirtiéndose en el tercer asteroide más grande del cinturón principal de asteroides. La masa de Vesta es de 2.76 x 10²⁰ kg y su densidad media de 3,3 g/cm³. Su órbita tiene un semejante mayor de 2,362 UA, un periodo de 3,63 años, un perihelio de 2,15 UA, un afelio de 2,57 UA y una inclinación de 7,1º. El color de Vesta cambia ligeramente a medida que rota cada 5,34 horas, indicando que su superficie no tiene composición uniforme. El telescopio Espacial Hubble ha revelado accidentes brillantes y oscuros tan pequeños como de 80 km de longitud en Vesta, sugiriendo un terreno geológicamente diverso con un manto expuesto, flujos antiguos de lava y cuencas de impacto. El albedo medio es de 0,38. El espectro de Vesta es característico del mineral piroxeno, común en los flujos de lava. Vesta puede ser una fuente de meteoritos eucritos y de algunos otros asteroides más pequeños. Es lo suficientemente diferente a otros asteroides como para que se le haya asignado una clase especial, V (de Vesta). Su magnitud aparente media en la oposición es de 6,5, aunque en las oposiciones particularmente favorables puede alcanzar magnitud 5,7, convirtiéndose en el único asteroide lo suficientemente brillante como para ser visible a simple vista.