En este documento se analizan las edades de las superficies de los asteroides cercanos a la Tierra (NEA) Bennu, Ryugu e Itokawa, de los cuales se han recuperado muestras mediante las misiones OSIRIS-REx, Hayabusa2 y Hayabusa, respectivamente. Se busca relacionar las edades de las superficies de estos asteroides, obtenidas a través del modelado de la producción de distribuciones de frecuencia de tamaños de cráteres (SFD), con las edades de exposición a rayos cósmicos (CRE) de las muestras recolectadas.
Se destaca que, a medida que estos NEA se desplazan desde el cinturón principal hacia sus órbitas actuales, el flujo de impactadores que los golpean cambia, incluyendo asteroides del cinturón principal, asteroides que cruzan la órbita de Marte y otros NEA. Para abordar esta complejidad, se permite que Bennu, Ryugu e Itokawa evolucionen dinámicamente dentro de un modelo de producción de cráteres.
Bennu, un asteroide de tipo B con un diámetro de aproximadamente 0.5 km, fue el objetivo de la misión OSIRIS-REx. Ryugu, un asteroide de tipo Cb con un diámetro de aproximadamente 1 km, fue visitado por la misión Hayabusa2. Itokawa, un asteroide de tipo S(IV) con dimensiones de aproximadamente 0.5 km × 0.3 km × 0.2 km, fue el objetivo de la misión Hayabusa.
Se rastrea la evolución de cada asteroide a lo largo de múltiples trayectorias orbitales, considerando también los efectos de borrado de cráteres causados por la superposición de cráteres, el arenado y el movimiento de masa de materiales superficiales impulsado por impactos. Este último efecto se parametriza utilizando una función de daño de cráter.
Las edades de la superficie se determinan comparando las distribuciones de frecuencia de tamaño de cráter modeladas con las observadas. Los resultados arrojan valores de edad superficial mediana de 7.7 millones de años (Ma) para Bennu, 4.1 Ma para Ryugu y 3.2 Ma para Itokawa. Estas edades modeladas son consistentes con las edades CRE medidas en las muestras recuperadas.  

Se sugiere que estas edades modeladas podrían representar el momento de eventos de renovación global de la superficie, siendo los mecanismos más probables los impactos catastróficos de proyectiles del cinturón principal y la aceleración de espín impulsada por el efecto YORP (Yarkovsky–O'Keefe–Radzievskii–Paddack). El efecto YORP, un torque térmico, puede acelerar la rotación de pequeños asteroides lo suficiente como para provocar movimientos de masa y desprendimiento de material.
Se predice que los materiales cercanos a la superficie de Bennu, Ryugu e Itokawa han experimentado una considerable agitación con el tiempo, debido a la combinación de eventos de craterización y otros procesos de renovación.
Se discuten los orígenes de los asteroides. Los cuerpos parentales de Bennu y Ryugu probablemente se originaron como planetesimales en la zona de los planetas gigantes y fueron llevados al cinturón principal por procesos dinámicos. El cuerpo parental de Itokawa probablemente se formó en el sistema solar interior.

Se menciona que los precursores inmediatos de Bennu, Ryugu e Itokawa probablemente se reensamblaron a partir de los escombros expulsados por la disrupción de sus cuerpos parentales. Estos fragmentos de tamaño subkilométrico a kilométrico atravesaron el cinturón principal durante cientos de millones de años o más a través de las fuerzas térmicas de Yarkovsky y resonancias.
Se destaca que Ryugu es aproximadamente dos veces más grande que Bennu, pero ambos tienen formas similares y una estructura de pila de escombros. Pila de escombros es un término que describe cuerpos formados por la reacumulación de escombros rocosos unidos débilmente por la gravedad. Itokawa tiene dos lóbulos principales y una forma alargada.
Las muestras de Ryugu parecen coincidir composicionalmente con las condritas CI de tipo Ivuna. Las partículas de Bennu parecen tener muchas de las propiedades de las condritas CI promedio. Las condritas CI son un tipo de meteorito carbonáceo químicamente no fraccionado y alterado acuáticamente. Las partículas de Itokawa coinciden con las condritas ordinarias de tipo LL. Las condritas LL son un tipo común de meteorito pétreo con bajo contenido de hierro.
Se explora la evolución colisional y dinámica de Bennu, Ryugu e Itokawa, con el objetivo de establecer un contexto para la interpretación de las muestras de las tres misiones. Se consideran factores como la evolución dinámica de los NEA, la evolución colisional y la ausencia de cráteres pequeños.

Se describe el modelo NEA-EVOL, que incluye resultados de modelos de escape dinámico del cinturón principal, algoritmos para rastrear los cambios en el flujo de impacto y un código de evolución de cráteres que considera el borrado de cráteres por superposición, arenado y movimiento de masa.
Se discuten los posibles mecanismos de renovación de la superficie, como los impactos catastróficos, la aceleración de espín YORP y la disrupción mareal. La disrupción mareal se refiere a la destrucción de un cuerpo celeste debido a las fuerzas de marea gravitacional.
Se analizan las distribuciones de tamaño de cráter (SFD) de Bennu, Ryugu e Itokawa. Se describe el modelo de producción de cráteres, incluyendo las poblaciones de asteroides impactantes, las leyes de escala de cráteres y el código CRASAT para modelar la formación y el borrado de cráteres.
Se presentan los resultados para cada asteroide, comparando las edades de la superficie con las edades CRE de las muestras recuperadas y las edades encontradas en varios grupos de meteoritos. Se discuten los mecanismos que producen edades de renovación global en pequeños NEA, así como el significado de la dicotomía en las edades CRE entre clases de meteoritos débiles y fuertes.


Palabras clave:

Asteroides cercanos a la Tierra (NEA) | Asteroides con órbitas que se acercan a la de la Tierra. Distribución de tamaño-frecuencia de cráteres (SFD) | Mide el número de cráteres de diferentes tamaños en una superficie. Edades de exposición a rayos cósmicos (CRE) | Tiempo que un material ha estado expuesto a la radiación cósmica. Efecto Yarkovsky-O'Keefe-Radzievskii-Paddack (YORP) | Par térmico que modifica el vector de espín de los asteroides. Resonancias dinámicas | Regiones donde la gravedad de los planetas altera las órbitas. Abrasión por arena | Erosión de superficies por pequeños impactos. Pila de escombros | Asteroide compuesto de fragmentos rocosos unidos gravitacionalmente. Alteración acuosa | Cambios químicos en minerales por interacción con agua líquida. Acondritas condríticas carbonáceas (CI) | Meteoritos químicamente no fraccionados y alterados acuáticamente. Meteoritos | Restos de asteroides que sobreviven al paso por la atmósfera. Familias de asteroides | Grupos de asteroides formados por colisiones. Resonancia secular ν6 | Resonancia que define el límite interior del cinturón principal. Efecto Yarkovsky | Fuerza de radiación térmica que causa la deriva orbital. Función de daño del cráter | Describe cómo los cráteres se degradan y erosionan con el tiempo. Equilibrio de saturación | Estado donde la creación y destrucción de cráteres se equilibran. Reseteo de superficie | Proceso que borra o modifica significativamente la superficie de un asteroide.

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🧶 Referencias:
1️⃣ Meteoritics & Planetary Science
2️⃣ Science, Volume 368, Issue 6486, pp. 67-71 (2020).
📷 The New York Times