En una vitrina de meteoritos casi todo son piedras grises corrientes, y la conclusión intuitiva es que ahí fuera pasa lo mismo. Un trabajo que mide 122 asteroides pequeños del entorno de la Tierra dice lo contrario: al corregir el sesgo de que los cuerpos oscuros se ven mucho peor, el complejo C/X (los oscuros y primitivos) sube del 44% al 67% de la población, y el complejo S (los rocosos y brillantes) baja del 40% al 23%. En el suelo la proporción es la inversa: solo el 4,4% de las caídas de meteorito son condritas carbonosas.
De esa distancia entre lo que hay arriba y lo que se recoge abajo sale la consecuencia que da sentido al trabajo: buena parte del material carbonoso que entra en la atmósfera no llega al suelo. Es demasiado frágil.
Qué han medido, y con qué
El estudio lo encabeza Andy J. López-Oquendo, del Centro de Vuelo Espacial Goddard de la NASA, y lo firman con él David E. Trilling (Northern Arizona University), Michael Mommert (Stuttgart Technical University of Applied Science) y Michaël Marsset (ESO, Garching). Está disponible desde el 28 de agosto de 2026 en el repositorio arXiv, y su ficha indica que está aceptado para publicación en PSJ, The Planetary Science Journal.
Los objetos que estudia son NEOs, siglas en inglés de objetos próximos a la Tierra: cuerpos cuya órbita los trae al vecindario terrestre. Y son los pequeños de la familia, que es justo el tramo peor conocido.
La campaña usó el telescopio UKIRT con su instrumento WFCAM entre 2016 y 2024, en modo de respuesta rápida, porque la ventana en que uno de estos cuerpos es observable es corta y hay que ir a por él nada más descubrirlo. Así reunieron 371 secuencias de observación, de las que salieron colores fiables y una clasificación para 122 NEOs.
Esos 122 cuerpos miden entre unos 5 y unos 150 metros, con una mediana de unos 60 metros. Son, según el propio trabajo, los progenitores directos de los meteoros y meteoritos que llegan a la Tierra.
La técnica no es espectroscopia sino fotometría en cuatro filtros infrarrojos (Z, J, H y K), corregida de los cambios de brillo por rotación, con la clasificación taxonómica asignada por un método de aprendizaje automático. Es menos fina que un espectro completo, y los propios autores señalan que el avance clave para el futuro será conseguir espectroscopia de estos cuerpos, porque hay rasgos espectrales que la espectrofotometría no alcanza. Pero es lo que permite trabajar hoy con objetos así de débiles y de rápidos.
¿Por qué se cuentan mal los asteroides oscuros?
Por el albedo, que es la fracción de luz que un cuerpo refleja. Dos asteroides del mismo tamaño y a la misma distancia no se ven igual si uno refleja seis veces más luz que el otro: el oscuro sale más débil, se descubre más tarde y aguanta menos observaciones útiles.
La diferencia no es un matiz. Al corregir sus datos, los autores usan un albedo medio de 0,04 para el complejo C/X y de 0,24 para el complejo S. Es un factor de seis en reflectividad entre unos y otros.
La consecuencia es que cualquier catálogo de asteroides pequeños está inclinado hacia los brillantes por construcción, no por error de nadie. Esa sospecha ya se ha cruzado con otros cuerpos oscuros del Sistema Solar: es la misma familia de superficies que aparece al comparar el brillo de Fobos con el de los asteroides primitivos.
Hay además un segundo sesgo, orbital, que el trabajo describe: los sondeos detectan preferentemente objetos con semiejes mayores pequeños, que pasan más tiempo cerca de la Tierra. Los recién llegados del cinturón medio y exterior solo se dejan ver en intervalos breves cerca del perihelio, y esas regiones están dominadas por asteroides de albedo bajo. Los dos sesgos empujan en la misma dirección.
El vuelco, en cuatro cifras
Estas son las fracciones antes y después de corregir el sesgo, tal como las da la sección 4.3 del trabajo.
| Complejo taxonómico | Fracción observada | Fracción desesgada |
|---|---|---|
| S (rocosos, ricos en silicatos) | 40% | 23% |
| C/X (oscuros, carbonosos) | 44% | 67% |
| Tipos A, D y V (minoritarios) | · | ~3% cada uno |
Las fracciones observadas tienen su margen de error, y el trabajo lo publica: 40,4 ± 7% para el complejo S y 44 ± 6% para el C/X. Son las cifras que la propia sección 4.3 redondea a 40% y 44% al ponerlas frente a las desesgadas, y por eso la tabla va redondeada.
Leído en crudo, el resultado observado es un empate: rocosos y oscuros casi a partes iguales, y sin que la proporción cambie apreciablemente dentro del tramo por debajo de 150 metros. Leído después de corregir, es un dominio claro de los oscuros.
El contraste con los asteroides grandes es lo que da la medida del asunto. En los NEOs de tamaño kilométrico, la fracción de tipos S+Q ronda el 70% según los trabajos de Binzel y colaboradores (2019) y de Marsset y colaboradores (2022). Aquí, para cuerpos de menos de 150 metros, el complejo S observado se queda en ese 40,4 ± 7%.
La cautela que se ponen los propios autores
El método de corrección es, en palabras del trabajo, una aproximación de primer orden que se apoya en varias simplificaciones. Dos son explícitas. La primera: se supone que todas las clases taxonómicas comparten la misma distribución de tamaños, algo que los autores reconocen que no es estrictamente válido, porque las familias jóvenes del cinturón principal dominan el flujo de los NEOs más pequeños. La segunda: se supone que todos los objetos del complejo C/X tienen albedos bajos, de tipo C.
Y hay más sesgos que la corrección directamente ignora. Los autores rematan: «las fracciones desesgadas deben interpretarse con cautela, dadas las suposiciones que hay detrás de esta técnica».
Dicho de otro modo: la dirección del vuelco está bien sostenida, y sobre ella se apoya el resto del artículo. Los números exactos (67% y 23%) son una primera estimación, no una medida cerrada.
¿Por qué casi ningún meteorito es carbonoso?
Aquí conviene separar dos cosas que se parecen: lo que hay en órbita y lo que acaba en un cajón de museo.
Las estadísticas de caídas de meteorito, que el trabajo cita de Harvey y Cassidy (1989) y de Gattacceca y colaboradores (2025), reparten así lo que se recoge: en torno al 80% son condritas ordinarias, un 8,2% acondritas (incluidas las HED), un 5,6% metálicos y metalorrocosos, un 4,4% condritas carbonosas y un 1,6% condritas de enstatita.
Puesto en forma de proporción: las condritas ordinarias superan a las carbonosas por un factor de unas 18 veces, y por un factor de unas 53 si solo se cuentan los meteoritos de tipo CM, que son alrededor del 1,5% de las caídas.
Al comparar esas proporciones con sus fracciones desesgadas, los autores apuntan a que el material carbonoso que entra en la atmósfera terrestre queda reducido al menos en un factor de 15 respecto a las muestras que luego se recuperan. Conviene fijarse en que el trabajo lo formula como un mínimo: es un suelo, no una cifra cerrada.
La causa física la nombran sin rodeos. Los materiales carbonosos tienen una resistencia a la tracción relativamente baja, así que una fracción grande de la masa entrante puede destruirse a presiones dinámicas muy bajas, ya en la alta atmósfera, y solo una parte pequeña sobrevive hasta el suelo.
Esa frontera entre lo que frena y lo que se deshace es la misma que aparece cuando se miden las trayectorias desde tierra: hay bólidos que apenas frenan al entrar en la atmósfera y otros que se desintegran mucho antes de llegar abajo. Y cuando el material frágil sí llega, suele llegar en forma de polvo: es lo que se rescata de sitios como la nieve profunda de la Antártida, no de un cráter.
El trabajo añade un filtro anterior a la atmósfera: citando a Shober y colaboradores (2025), el procesado térmico en el espacio, sobre todo en órbitas que pasan muy cerca del Sol, debilita los meteoroides frágiles y los rompe antes incluso de que lleguen a entrar.
La comprobación que se hacen a sí mismos
Un resultado que da la vuelta a lo esperado invita a preguntar si el método no estará inflando algo. Los autores se hacen esa pregunta con una comprobación cruzada elegante.
En su distribución desesgada, la razón entre objetos del complejo S y objetos de tipo V vale alrededor de 11. En las estadísticas de caídas, la razón entre condritas ordinarias y meteoritos HED vale entre 10 y 11. Dos caminos independientes que dan casi el mismo número.
Ellos mismos lo etiquetan con prudencia: lo llaman una validación posible, y la condicionan a que la atmósfera filtre por igual a unos y a otros, que es precisamente lo que el resto del artículo dice que no ocurre con los carbonosos.
Cuánto miden en realidad esos cuerpos
Aquí va un cálculo que el trabajo no hace y que cambia bastante la imagen mental. Es mío, no suyo, y lo explico entero para que se pueda comprobar.
Los diámetros del estudio se estiman a partir de la magnitud absoluta suponiendo un albedo único del 15% para todos los objetos, con la relación clásica de Harris y Lagerros (2002). Lo dice el pie de su figura 5. Pero la corrección de sesgo del propio trabajo asigna un albedo de 0,04 al complejo C/X: mucho más oscuro que ese 15% de partida.
El diámetro es inversamente proporcional a la raíz cuadrada del albedo, así que para un mismo brillo la cuenta es directa: la raíz de 0,15 dividido entre 0,04 da 1,94. Un cuerpo carbonoso es 1,94 veces más grande de lo que sugiere el supuesto único.
Aplicado a la mediana de la muestra, esos 60 metros se convierten en unos 116 metros si el cuerpo es del complejo C/X. Y en el otro sentido: con el albedo de 0,24 que el trabajo asigna al complejo S, el factor es 0,79 y la mediana se queda en unos 47 metros.
La lectura práctica es que la población oscura no solo es más numerosa de lo que parece: además, cada uno de esos cuerpos es mayor de lo que dice el catálogo. Con la misma cautela de antes, eso sí, porque son albedos medios de clase y ningún asteroide concreto está obligado a tener el de su promedio.
¿De dónde vienen? Los dos modelos no se ponen de acuerdo
El trabajo pasa su muestra por dos modelos de origen dinámico, y el resultado es un desacuerdo de los que conviene contar.
El modelo METEOMOD envía el 54% de los objetos a la familia Massalia, seguida de Koronis (22%) y Veritas (10%). El modelo NEOMOD manda casi el 80% a la familia Flora, seguida de Polana (15%). Son dos retratos difícilmente compatibles del mismo conjunto de asteroides.
Hay además una letra pequeña que el propio trabajo pone por delante: solo en torno al 20% de la muestra tiene una familia de origen cuya probabilidad supere el 50%. En el resto, la asignación se hace a la familia más probable aunque esa probabilidad sea baja.
La conclusión de los autores es honesta: los orígenes dinámicos de los NEOs de unos 100 metros siguen sin entenderse del todo, y probablemente dependen del régimen de tamaños para el que se construyó cada modelo.
Qué no dice este trabajo
Este estudio mide composición: colores, clases taxonómicas y proporciones. No mide órbitas concretas, no calcula probabilidades de impacto y no aporta ninguna cifra de riesgo. Nada de lo que hay aquí dice que estos cuerpos sean peligrosos.
Lo que sí sale de su conclusión es una consecuencia de método. Si la población real está dominada por objetos primitivos y carbonosos, y si además ese es justo el material que la atmósfera destruye antes de llegar al suelo, entonces la colección de meteoritos difícilmente puede ser una muestra representativa de lo que hay ahí fuera. Por eso los autores subrayan la importancia de las misiones de retorno de muestras: el material que se recoge en el propio asteroide no ha pasado por ese filtro.
La letra pequeña
Dos avisos sobre las cifras de esta pieza.
El primero: el trabajo no es del todo coherente consigo mismo en el recuento de la campaña. Su resumen habla de 371 secuencias de observación, 122 NEOs clasificados y diámetros de 5 a 150 metros con mediana de 60. Su conclusión, en cambio, habla de 230 caracterizaciones y de objetos por debajo de 130 metros con una media de unos 60. Aquí se han usado las cifras del resumen, que son las que la sección de resultados sostiene.
El segundo: los porcentajes de esta pieza no aparecen en el resumen del trabajo, que no da ni una sola cifra en tanto por ciento. Están en el cuerpo del artículo científico.