opdagelse og kredsløb af asteroiderne

i slutningen af 1700 ‘ erne var mange astronomer på jagt efter en ekstra planet, som de troede skulle eksistere i kløften mellem Mars og Jupiters baner. Den sicilianske astronom Giovanni Piassi troede, at han havde fundet denne forsvundne planet i 1801, da han opdagede den første asteroide (eller som den senere blev kaldt “minor planet”), der kredsede om 2,8 AU fra solen. Hans opdagelse, som han kaldte Ceres, blev hurtigt efterfulgt af påvisning af tre andre små planeter i lignende baner.

det var klart, at der ikke var en eneste manglende planet mellem Mars og Jupiter, men snarere en hel gruppe objekter, hver meget mindre end vores måne. (En analog opdagelseshistorie har spillet ud i langsom bevægelse i det ydre solsystem. Pluto blev opdaget ud over Neptun i 1930 og blev oprindeligt kaldt en planet, men tidligt i det enogtyvende århundrede blev der fundet flere andre lignende objekter. Vi kalder dem alle dværgplaneter.)

i 1890 var mere end 300 af disse mindre planeter eller asteroider blevet opdaget af skarpe øjne observatører. I det år introducerede ulven i Heidelberg astronomisk fotografering til søgen efter asteroider, hvilket i høj grad fremskyndede opdagelsen af disse svage objekter. I det enogtyvende århundrede bruger søgere computerdrevne elektroniske kameraer, endnu et spring i teknologi. Mere end en halv million asteroider har nu velbestemte baner.

asteroider får et tal (svarende til rækkefølgen af opdagelsen) og nogle gange også et navn. Oprindeligt blev navnene på asteroider valgt blandt gudinder i græsk og romersk mytologi. Efter at have udtømt disse og andre kvindelige navne (herunder senere ægtefæller, venner, blomster, byer og andre), vendte astronomer sig til navnene på kolleger (og andre mennesker med forskel), som de ønskede at ære. For eksempel er asteroider 2410, 4859 og 68448 navngivet Morrison, Fraknoiog Sidneyvolff, for de tre originale forfattere af denne lærebog.

den største asteroide er Ceres (nummereret 1), med en diameter på mindre end 1000 kilometer. Som vi så, blev Ceres betragtet som en planet, da den blev opdaget, men blev senere kaldt en asteroide (den første af mange.) Nu er det igen blevet omklassificeret og betragtes som en af dværgplaneterne, som Pluto (se kapitlet om måner, ringe og Pluto). Vi finder det stadig praktisk at diskutere Ceres som den største af asteroiderne. To andre asteroider, Pallas og Vesta, har diametre på omkring 500 kilometer, og omkring 15 mere er større end 250 kilometer (Se tabel 1). Antallet af asteroider stiger hurtigt med faldende størrelse; der er omkring 100 gange flere objekter 10 kilometer på tværs end der er 100 kilometer på tværs. I 2016 er næsten en million asteroider blevet opdaget af astronomer.

asteroiderne drejer sig alle om Solen i samme retning som planeterne, og de fleste af deres baner ligger nær det plan, hvor jorden og andre planeter cirkler. Størstedelen af asteroider er i asteroidebæltet, regionen mellem Mars og Jupiter, der indeholder alle asteroider med kredsløbsperioder mellem 3, 3 og 6 år (Figur 1). Selvom mere end 75% af de kendte asteroider er i bæltet, er de ikke tæt placeret (som de undertiden er afbildet i science fiction-film). Båndets volumen er faktisk meget stort, og den typiske afstand mellem objekter (ned til 1 kilometer i størrelse) er flere millioner kilometer. (Dette var heldigt for rumfartøjer som Galileo, Cassini, Rosetta og nye horisonter, som skulle rejse gennem asteroidebæltet uden kollision.)

Figur 1: asteroider i solsystemet. Dette computergenererede diagram viser positionerne for de asteroider, der blev kendt i 2006. Hvis asteroidestørrelserne blev trukket i skala, ville ingen af prikkerne, der repræsenterer en asteroide, være synlige. Her er asteroidepunkterne for store og giver et falsk indtryk af, hvor overfyldt asteroidebæltet ville se ud, hvis du var i det. Bemærk, at der ud over dem i asteroidebæltet også er asteroider i det indre solsystem og nogle langs Jupiters bane (såsom Trojanerne og grækerne), kontrolleret af den gigantiske planets tyngdekraft.

stadig har der i løbet af vores solsystems lange historie været et stort antal kollisioner blandt asteroiderne selv. I 1918 fandt den japanske astronom Kiyotsugu Hirayama, at nogle asteroider falder ind i familier, grupper med lignende orbitale egenskaber. Han antog, at hver familie kan være resultatet af opløsningen af en større krop eller mere sandsynligt af kollisionen mellem to asteroider. Små forskelle i de hastigheder, hvormed de forskellige fragmenter forlod kollisionsscenen, tegner sig for den lille spredning i baner, der nu observeres for de forskellige asteroider i en given familie. Der findes adskillige dusin sådanne familier, og observationer har vist, at individuelle medlemmer af de fleste familier har lignende kompositioner, som vi ville forvente, hvis de var fragmenter af en fælles forælder.

sammensætning og klassificering

asteroider er lige så forskellige som sort / hvid. De fleste er meget mørke, med reflektivitet på kun 3 til 4%, som en klump kul. En anden stor gruppe har imidlertid en typisk reflektivitet på 15%. For at forstå mere om disse forskelle, og hvordan de er relateret til kemisk sammensætning, studerer astronomer spektret af det lys, der reflekteres fra asteroider, for at få ledetråde om deres sammensætning.

de mørke asteroider afsløres fra spektrale undersøgelser for at være primitive kroppe (dem, der har ændret sig lidt kemisk siden solsystemets begyndelse) sammensat af silikater blandet med mørke, organiske carbonforbindelser. Disse er kendt som C-type asteroider (“C” for carbonaceous). To af de største asteroider, Ceres og Pallas, er primitive, ligesom næsten alle asteroider i den ydre del af bæltet.

den næstmest folkerige gruppe er S-type asteroider, hvor” S ” står for en stenet eller silikatsammensætning. Her mangler de mørke carbonforbindelser, hvilket resulterer i højere reflektionsevne og klarere spektrale signaturer af silikatmineraler. S-type asteroider er også kemisk primitive, men deres forskellige sammensætning indikerer, at de sandsynligvis blev dannet et andet sted i solsystemet end C-type asteroider.

asteroider af en tredje klasse, meget mindre talrige end de to første, består primært af metal og kaldes M-type asteroider (“M” for metallisk). Spektroskopisk er identifikationen af metal vanskelig, men for mindst den største M-type asteroide, Psyche, er denne identifikation blevet bekræftet af radar. Da en metal asteroide, som et fly eller skib, er en meget bedre reflektor af radar end en stenet genstand, ser Psyche lys ud, når vi retter en radarstråle mod den.

hvordan kom sådanne metal asteroider til at være? Vi formoder, at hver kom fra en forældrekrop, der var stor nok til, at dens smeltede indre kunne slå sig ud eller differentiere, og de tungere metaller sank til midten. Da denne forældrekrop knuste i en senere kollision, var fragmenterne fra kernen rige på metaller. Der er nok metal I endda en 1 kilometer M-type asteroide til at forsyne verden med jern og mange andre industrielle metaller i overskuelig fremtid, hvis vi kunne bringe en sikkert til jorden.

ud over asteroiderne af M-typen viser et par andre asteroider tegn på tidlig opvarmning og differentiering. Disse har basaltiske overflader som månens og Mars vulkanske sletter; den store asteroide Vesta (diskuteret i et øjeblik) er i denne sidste kategori.

de forskellige klasser af asteroider findes i forskellige afstande fra solen (figur 2). Ved at spore, hvordan asteroidesammensætninger varierer med afstanden fra solen, kan vi rekonstruere nogle af egenskaberne af soltågen, hvorfra de oprindeligt dannede sig.

figur 2: Hvor forskellige typer asteroider findes. Asteroider af forskellig sammensætning fordeles på forskellige afstande fra solen. S-typen og C-typen er begge primitive; M-typen består af kerner af differentierede forældrekroppe.

Vesta: en differentieret asteroide

figur 3: stykke Vesta. Denne meteorit (sten, der faldt fra rummet) er blevet identificeret som et vulkansk fragment fra skorpen af asteroiden Vesta. (kredit: ændring af arbejde af R. Kempton (Ny England meteoritiske tjenester))

Vesta er en af de mest interessante af asteroiderne. Det kredser om Solen med en semi-hovedakse på 2,4 AU i den indre del af asteroidebæltet. Dens relativt høje reflektionsevne på næsten 30% gør den til den lyseste asteroide, så lys, at den faktisk er synlig for det blotte øje, hvis du bare ved, hvor du skal se. Men dens virkelige påstand om berømmelse er, at dens overflade er dækket af basalt, hvilket indikerer, at Vesta er et differentieret objekt, der engang skal have været vulkansk aktivt på trods af dets lille størrelse (omkring 500 kilometer i diameter).

meteoritter fra Vestas overflade (figur 3), identificeret ved at sammenligne deres spektre med selve Vesta, er landet på jorden og er tilgængelige til direkte undersøgelse i laboratoriet. Vi ved således meget om denne asteroide. Alderen på lavastrømmene, hvorfra disse meteoritter stammer, er målt til 4,4 til 4.5 milliarder år, meget kort efter dannelsen af solsystemet. Denne alder er i overensstemmelse med, hvad vi kunne forvente for vulkaner på Vesta; uanset hvilken proces opvarmet sådan en lille genstand var sandsynligvis intens og kortvarig. I 2016 faldt en meteorit i Tyrkiet, der kunne identificeres med en bestemt lavastrøm som afsløret af det kredsende daggry rumfartøj.

asteroider tæt på

på vej til sit møde i 1995 med Jupiter var Galileo-rumfartøjet målrettet mod at flyve tæt på to hovedbælte s-type asteroider kaldet Gaspra og Ida. Galileo-kameraet afslørede både så længe og meget uregelmæssigt (ligner en voldsramt kartoffel), som det passer til fragmenter fra en katastrofal kollision (figur 4).

de detaljerede billeder gjorde det muligt for os at tælle kratrene på Gaspra og Ida og estimere, hvor lang tid deres overflader har været udsat for kollisioner. Galileo-forskerne konkluderede, at disse asteroider kun er omkring 200 millioner år gamle (det vil sige de kollisioner, der dannede dem, fandt sted for omkring 200 millioner år siden). Beregninger tyder på, at en asteroide på størrelse med Gaspra eller Ida kan forvente en anden katastrofal kollision engang i de næste milliarder år, på hvilket tidspunkt det vil blive forstyrret for at danne en anden generation af stadig mindre fragmenter.

den største overraskelse af Galileo flyby af Ida var opdagelsen af en måne (som derefter blev navngivet Dactyl), i kredsløb om asteroiden (figur 5). Selvom kun 1.5 kilometer i diameter, mindre end mange universitetscampusser, giver Dactyl forskere noget andet uden for deres rækkevidde—en måling af massen og densiteten af Ida ved hjælp af Keplers love. Månens afstand på cirka 100 kilometer og dens omløbstid på cirka 24 timer indikerer, at Ida har en densitet på cirka 2,5 g/cm3, hvilket svarer til tætheden af primitive klipper. Efterfølgende har både store teleskoper med synligt lys og højdrevet planetarisk radar opdaget mange andre asteroidemåner, så vi nu er i stand til at akkumulere værdifulde data om asteroidemasser og tætheder.

figur 5: Ida og Dactyl. Asteroiden Ida og dens lille måne Dactyl (den lille krop til højre) blev fotograferet af Galileo-rumfartøjet i 1993. Uregelmæssigt formet Ida er 56 kilometer i sin længste dimension, mens Dactyl er omkring 1,5 kilometer på tværs. Farverne er blevet intensiveret i dette billede; for øjet ser alle asteroider stort set grå ud. (kredit: ændring af arbejde af NASA/JPL)

forresten er Phobos og Deimos, de to små måner af Mars, sandsynligvis fanget asteroider (figur 6). De blev først undersøgt på tæt hold af Viking orbiters i 1977 og senere af Mars Global Surveyor. Begge er uregelmæssige, noget aflange og stærkt skabte, der ligner andre mindre asteroider. Deres største dimensioner er henholdsvis 26 kilometer og 16 kilometer. De små ydre måner af Jupiter og Saturn blev sandsynligvis også fanget fra forbipasserende asteroider, måske tidligt i Solsystemets historie.

figur 6: måner af Mars. De to små måner af Mars, (a) Phobos og (b) Deimos, blev opdaget i 1877 af den amerikanske astronom Asaph Hall. Deres overfladematerialer ligner mange af asteroiderne i det ydre asteroidebælte, hvilket får astronomer til at tro, at de to måner kan fanges asteroider. (credit a: ændring af NASA ‘s arbejde; credit b: ændring af NASA’ s arbejde/JPL-Caltech/University of California)

begyndende i 1990 ‘ erne har rumfartøjer givet et tæt kig på flere flere asteroider. Rumfartøjet Near Earth Asteroid Stævnemøde (NEAR) gik i kredsløb omkring S-type asteroiden Eros og blev en midlertidig måne af denne asteroide. På vej til Eros blev det nærmeste rumfartøj omdøbt efter planetgeologen Eugene Shoemaker, en pioner i vores forståelse af kratere og påvirkninger.

i et år kredsede rumfartøjet NEAR-Shoemaker den lille asteroide i forskellige højder og målte dens overflade og indvendige sammensætning samt kortlagde eros fra alle sider (Figur 7). Dataene viste, at Eros er lavet af nogle af de mest kemisk primitive materialer i solsystemet. Flere andre asteroider er blevet afsløret som lavet af løst bundet murbrokker overalt, men ikke eros. Dens ensartede tæthed (omtrent den samme som jordskorpen) og omfattende riller og kamme i global skala viser, at det er en revnet, men solid klippe.

Figur 7: ser ned på Nordpolen i eros. Denne opfattelse blev konstrueret af seks billeder af asteroiden taget fra en højde på 200 kilometer. Det store krater øverst er opkaldt Psyche (efter jomfruen, der var Eros’ elsker i klassisk mytologi) og er omkring 5,3 kilometer bred. En sadelformet region kan ses direkte under den. Kratere i mange forskellige størrelser er synlige. (kredit: ændring af arbejde fra NASA/JHUPL)

Eros har en hel del løs overflademateriale, der ser ud til at have gled ned mod lavere højder. Nogle steder er overfladen murbrokker lag 100 meter dyb. Toppen af løs jord er oversået med spredte, halvgravede stenblokke. Der er så mange af disse stenblokke, at de er flere end kraterne. Selvfølgelig, med tyngdekraften så lav på denne lille verden, en besøgende astronaut ville finde løse stenblokke, der rullede mod hende temmelig langsomt og kunne let springe højt nok til at undgå at blive ramt af en. Selvom rumfartøjet nær skomager ikke blev konstrueret som en lander, fik det i slutningen af sin orbitale mission i 2000 lov til at falde forsigtigt til overfladen, hvor det fortsatte sin kemiske analyse i endnu en uge.i 2003 besøgte Japans Hayabusa 1-mission ikke kun en lille asteroide, men bragte også prøver tilbage for at studere i laboratorier på jorden. Målet s-type asteroide, Itokava (vist i figur 8), er meget mindre end Eros, kun omkring 500 meter lang. Denne asteroide er langstrakt og ser ud til at være resultatet af kollisionen mellem to separate asteroider for længe siden. Der er næsten ingen slagkratere, men en overflod af stenblokke (som en bunke murbrokker) på overfladen.

figur 8: asteroide. Overfladen af asteroiden ser ud til at have ingen kratere. Astronomer har antaget, at dens overflade består af klipper og isbiter, der holdes sammen af en lille mængde tyngdekraft, og dens indre er sandsynligvis også en lignende murbrokker. Hayabusa-rumfartøjet var designet til ikke at lande, men at røre overfladen lige længe nok til at samle en lille prøve. Denne vanskelige manøvre mislykkedes ved sit første forsøg, hvor rumfartøjet kortvarigt væltede på sin side. Til sidst lykkedes det controllerne at samle et par korn af Overflademateriale og overføre dem til returkapslen.

figur 9: Hayabusa tilbagevenden. Dette dramatiske billede viser, at Hayabusa-sonden bryder op ved genindtræden. Returkapslen, der adskilles fra hovedfartøjet og faldskærm til overfladen, lyser nederst til højre. (kredit: ændring af arbejde af NASA Ames/Jesse Carpenter/Greg Merkes)

2010-genindtræden i Jordens atmosfære over Australien var spektakulær (figur 9) med en brændende sammenbrud af rumfartøjet, mens en lille returkapsel med succes faldskærm til overfladen. Måneder med omhyggelig udvinding og undersøgelse af mere end tusind små støvpartikler bekræftede, at overfladen af Itokava havde en sammensætning svarende til en velkendt klasse af primitive meteoritter. Vi vurderer, at støvkornene Hayabusa afhentet havde været udsat på overfladen af asteroiden i omkring 8 millioner år.

den mest ambitiøse asteroide rummission (kaldet daggry) har besøgt de to største hovedbælte asteroider, Ceres og Vesta, der kredser hver i omkring et år (Figur 10). 1000 og 500 kilometer) gør dem passende til sammenligning med planeterne og de store måner. Begge viste sig at være stærkt kraterede, hvilket antyder, at deres overflader er gamle. På Vesta har vi nu faktisk fundet de store slagkratere, der udstødte de basaltiske meteoritter, der tidligere blev identificeret som kommer fra denne asteroide. Disse kratere er så store, at de prøver flere lag af Vestas skorpemateriale.

Figur 10: Vesta og Ceres. NASA daggry rumfartøjet tog disse billeder af de store asteroider (a) Vesta og (b) Ceres. (a) Bemærk, at Vesta ikke er rund, som Ceres (som betragtes som en dværgplanet) er. Et bjerg to gange højden af Mt. Everest på jorden er synlig i bunden af Vesta-billedet. (B) billedet af Ceres har sine farver overdrevet for at frembringe forskelle i sammensætning. Du kan se en hvid funktion i Occator crater nær midten af billedet. (Kredit A, b: ændring af arbejde fra NASA/JPL-Caltech/UCLA/MPS/DLR/IDA)

Ceres har ikke haft en sammenlignelig historie med kæmpe påvirkninger, så dens overflade er dækket af kratere, der ligner mere dem fra månens højland. Den store overraskelse ved Ceres er tilstedeværelsen af meget lyse hvide pletter, der primært er forbundet med de centrale toppe af store kratere (Figur 11). Det lyse mineral er en slags salt, der enten produceres, når disse kratere blev dannet eller efterfølgende frigivet fra det indre.

Figur 11: hvide pletter i et større krater på Ceres. Disse lyse træk ser ud til at være saltaflejringer i et Ceres-krater kaldet Occator, som er 92 kilometer på tværs. (kredit: ændring af arbejde fra NASA / JPL-Caltech / UCLA/MPS/DLR/IDA)

de rumagenturer, der er involveret i daggry-missionen, har produceret dejlige animerede “flyover” – videoer af Vesta og Ceres:

nøglebegreber og Resume

solsystemet indeholder mange objekter, der er meget mindre end planeterne og deres større måner. De stenede kaldes generelt asteroider. Ceres er den største asteroide; omkring 15 er større end 250 kilometer og omkring 100.000 er større end 1 kilometer. De fleste er i asteroidebæltet mellem Mars og Jupiter. Tilstedeværelsen af asteroidefamilier i bæltet indikerer, at mange asteroider er resterne af gamle kollisioner og fragmentering. Asteroiderne omfatter både primitive og differentierede objekter. De fleste asteroider er klassificeret som C-type, hvilket betyder, at de er sammensat af kulstofholdige materialer. Dominerende det indre bælte er S-type (stenede) asteroider, med et par M-type (metalliske) dem. Vi har rumfartøjer billeder af flere asteroider og returnerede prøver fra asteroiden. Nylige observationer har opdaget et antal asteroidemåner, hvilket gør det muligt at måle masserne og densiteterne af de asteroider, de kredser om. De to største asteroider, Ceres og Vesta, er blevet grundigt undersøgt fra kredsløb af daggry rumfartøjer.

ordliste

asteroide: en stenet eller metallisk genstand, der kredser om Solen, der er mindre end en større planet, men som ikke viser tegn på en atmosfære eller andre former for aktivitet forbundet med kometer

asteroidebælte: solsystemets område mellem Mars og Jupiters baner, hvor de fleste asteroider er placeret; hovedbæltet, hvor kredsløbene generelt er de mest stabile, strækker sig fra 2,2 til 3,3 AU fra solen