asteroidy jsou většinou nacházejí v širokém prostoru mezi Marsem a Jupiterem, je oblast sluneční soustavy, tzv. pás asteroidů. Asteroidy jsou příliš malé na to, aby je bylo možné vidět bez dalekohledu; první z nich byla objevena až na počátku devatenáctého století.

Objev a oběžné Dráhy Asteroidů

V pozdních 1700s, mnozí byli astronomové lov pro další planety si mysleli, že by měly existovat v mezeře mezi oběžnými dráhami Marsu a Jupitera. Sicilský astronom Giovanni Piazzi si myslel, že našel chybějící planetu v roce 1801, kdy se objevil první asteroid (nebo jak to později nazval, „minor planet“) obíhající na 2,8 AU od Slunce. Jeho objev, který pojmenoval Ceres, byl rychle následován detekcí dalších tří malých planet na podobných oběžných drahách.

je zřejmé, že mezi Marsem a Jupiterem nebyla jediná chybějící planeta, ale spíše celá skupina objektů, každý mnohem menší než náš Měsíc. (Analogická historie objevů se odehrála zpomaleně ve vnější sluneční soustavě. Pluto bylo objeveno za Neptunem v roce 1930 a bylo původně nazýváno planetou, ale na počátku dvacátého prvního století bylo nalezeno několik dalších podobných objektů. Nyní nazýváme všechny trpasličí planety.)

do roku 1890 bylo pozorovateli s ostrými očima objeveno více než 300 těchto menších planet nebo asteroidů. V tomto roce Max Wolf v Heidelbergu představil astronomickou fotografii při hledání asteroidů, což výrazně urychlilo objev těchto matných objektů. V jednadvacátém století používají pátrači elektronické kamery řízené počítačem, což je další skok v technologii. Více než půl milionu asteroidů má nyní dobře určené oběžné dráhy.

asteroidům je přiděleno číslo (odpovídající pořadí objevu) a někdy také jméno. Původně byla jména asteroidů vybrána z bohyní v řecké a římské mytologii. Po vyčerpání těchto a dalších ženských jmen (včetně, novější, ty, manželů, přáteli, květin, měst, a další), se astronomové obrátili na jména svých kolegů (a dalších lidí z rozdílu), které se rozhodli ctít. Například, asteroidy, 2410, 4859, a 68448 jsou pojmenovány Morrison, Fraknoi, a Sidneywolff, pro tři původní autoři této učebnice.

největším asteroidem je Ceres (číslovaný 1), s průměrem jen necelých 1000 kilometrů. Jak jsme viděli, Ceres byl považován za planetu, když byl objeven, ale později byl nazýván asteroidem(první z mnoha.) Nyní byla opět překlasifikována a je považována za jednu z trpasličích planet, jako je Pluto (viz kapitola o měsících, prstencích a Plutu). Stále však považujeme za vhodné diskutovat o Ceresovi jako o největším z asteroidů. Dva další asteroidy, Pallas a Vesta, mají průměry asi 500 kilometrů a asi 15 dalších je větších než 250 kilometrů (viz tabulka 1). Počet asteroidů se rychle zvyšuje s klesající velikostí; existuje asi 100 krát více objektů 10 kilometrů napříč než 100 kilometrů napříč. Do roku 2016 astronomové objevili téměř milion asteroidů.

asteroidy obíhají kolem Slunce ve stejném směru jako planety, a většina z jejich oběžné dráhy leží v blízkosti rovině, ve které Země a ostatní planety kruh. Většina asteroidů je v pásu asteroidů, v oblasti mezi Marsem a Jupiterem, která obsahuje všechny asteroidy s orbitálními obdobími mezi 3,3 až 6 lety (Obrázek 1). Ačkoli více než 75% známých asteroidů je v pásu ,nejsou blízko sebe (jak jsou někdy zobrazeny ve sci-fi filmech). Objem pásu je ve skutečnosti velmi velký a typická vzdálenost mezi objekty (až do velikosti 1 kilometr) je několik milionů kilometrů. (To bylo štěstí pro kosmické lodě jako Galileo, Cassini, Rosetta a New Horizons, které potřebovaly cestovat pásem asteroidů bez kolize.)

Obrázek 1: asteroidy ve sluneční soustavě. Tento počítačem generovaný diagram ukazuje polohy asteroidů známých v roce 2006. Pokud by byly velikosti asteroidů nakresleny v měřítku, žádná z bodů představujících asteroid by nebyla viditelná. Zde jsou body asteroidů příliš velké a vytvářejí falešný dojem o tom, jak přeplněný by pás asteroidů vypadal, kdybyste byli v něm. Všimněte si, že kromě těch v pásu asteroidů existují také asteroidy ve vnitřní sluneční soustavě a některé podél oběžné dráhy Jupitera (například trojské a řecké skupiny), ovládané gravitací obří planety.

přesto během dlouhé historie naší sluneční soustavy došlo k velkému počtu kolizí mezi samotnými asteroidy. V roce 1918 Japonský astronom Kiyotsugu Hirayama zjistil, že některé asteroidy spadají do rodin, skupin s podobnými orbitálními charakteristikami. Předpokládal, že každá rodina mohla vyplynout z rozpadu většího těla nebo, pravděpodobněji, ze srážky dvou asteroidů. Malé rozdíly v rychlostech, s nimiž různé fragmenty opustily kolizní scénu, představují malé šíření na oběžných drahách, které jsou nyní pozorovány pro různé asteroidy v dané rodině. Existuje několik desítek takových rodin a pozorování ukázala, že jednotliví členové většiny rodin mají podobné složení, jak bychom očekávali, kdyby to byly fragmenty společného rodiče.

složení a klasifikace

Asteroidy jsou stejně odlišné jako černobílé. Většina je velmi tmavá, s odrazivostí pouze 3 až 4%, jako kus uhlí. Další velká skupina má však typickou odrazivost 15%. Abychom pochopili více o těchto rozdílech a o tom, jak souvisejí s chemickým složením, astronomové studují spektrum světla odraženého od asteroidů pro stopy o jejich složení.

tmavé asteroidy jsou odhaleny ze spektrálních studií primitivní subjekty (ty, které se změnily jen málo chemicky od počátku sluneční soustavy), složený z křemičitanů smíšená s tmavými, organické sloučeniny uhlíku. Tito jsou známí jako asteroidy typu C („C“ pro uhlíkaté). Dva z největších asteroidů, Ceres a Pallas, jsou primitivní, stejně jako téměř všechny asteroidy ve vnější části pásu.

druhou nejlidnatější skupinou jsou asteroidy typu S, kde „S“ znamená kamenité nebo silikátové složení. Zde chybí sloučeniny tmavého uhlíku, což má za následek vyšší odrazivost a jasnější spektrální podpisy silikátových minerálů. S-typu asteroidy jsou také chemicky primitivní, ale jejich různé složení naznačuje, že byly pravděpodobně vytvořeny na jiném místě ve sluneční soustavě od C-typ planetek.

asteroidy třetí třídy, mnohem méně početné než ty z prvních dvou, jsou složeny převážně z kovu a nazývají se asteroidy typu M („M“ pro kovové). Spektroskopicky je identifikace kovu obtížná, ale alespoň u největšího asteroidu typu M, Psyche, byla tato identifikace potvrzena radarem. Od kovového asteroidu, jako letadlo nebo loď, je mnohem lepší reflektor radaru, než je kamenný objekt, Psychika se zdá jasné, kdy naším cílem je radarový paprsek se na to.

Jak takové kovové asteroidy vznikly? Máme podezření, že každý přišel z mateřského těla dostatečně velké pro jeho roztavené interiér usadit nebo rozlišovat, a těžší kovy potopil do centra. Když se toto mateřské tělo roztříštilo při pozdější kolizi, fragmenty z jádra byly bohaté na kovy. Tam je dostatek kovu v i 1-kilometr M-typ asteroidu k světu dodávat železo a mnoho dalších průmyslových kovů v dohledné budoucnosti, pokud můžeme přinést jeden bezpečně na Zemi.

kromě asteroidů typu M vykazuje několik dalších asteroidů známky včasného zahřívání a diferenciace. Mají čedičové povrchy, jako jsou sopečné pláně měsíce a Marsu; velký asteroid Vesta (diskutovaný v okamžiku) je v této poslední kategorii.

různé třídy asteroidů se nacházejí v různých vzdálenostech od Slunce (Obrázek 2). Sledováním toho, jak se složení asteroidů mění se vzdáleností od Slunce, můžeme rekonstruovat některé vlastnosti sluneční mlhoviny, ze které se původně vytvořily.

Obrázek 2: Kde se nacházejí různé typy asteroidů. Asteroidy různého složení jsou distribuovány v různých vzdálenostech od Slunce. Typ S A Typ C jsou primitivní; typ M se skládá z jader diferencovaných mateřských těles.

Vesta: diferencovaný Asteroid

obrázek 3: kus vesty. Tento meteorit (skála, která spadla z vesmíru) byl identifikován jako sopečný fragment z kůry asteroidu Vesta. (kredit: modifikace práce R. Kemptona (New England Meteoritical Services))

Vesta je jedním z nejzajímavějších asteroidů. Obíhá kolem Slunce s poloviční osou 2,4 AU ve vnitřní části pásu asteroidů. Jeho relativně vysoká odrazivost téměř 30% z něj činí nejjasnější asteroid, tak jasný, že je ve skutečnosti viditelný pouhým okem, pokud víte, kam hledat. Ale jeho skutečný nárok na slávu, je, že jeho povrch je pokryt čediče, což znamená, že Vesta je diferencovaný objekt, který musí jednou byla vulkanicky aktivní, navzdory své malé velikosti (asi 500 kilometrů v průměru).

Meteority z Vesty povrchu (Obrázek 3), identifikovány porovnáním jejich spekter s Vesta sám, přistáli na Zemi, a jsou k dispozici pro přímé studium v laboratoři. O tomto asteroidu tedy víme hodně. Věk lávových proudů, ze kterých tyto meteority pocházejí, byl měřen na 4,4 až 4.5 miliard let, velmi brzy po vzniku sluneční soustavy. Tento věk je v souladu s tím, co bychom mohli očekávat pro sopky na Vesta; bez ohledu na proces zahřívá takový malý objekt byl pravděpodobně intenzivní a krátkodobé. V roce 2016 padl v Turecku meteorit, který mohl být identifikován se zvláštním proudem lávy, jak odhalil obíhající kosmická loď Dawn.

Asteroidy zblízka

Na cestě k její 1995 setkání s Jupiter, sonda Galileo byla zaměřena létat téměř dvě hlavní pás S-type zvané asteroidy Gaspra a Ida. Kamera Galileo odhalila jak dlouhé, tak velmi nepravidelné (připomínající otlučený brambor), jak se hodí fragmenty z katastrofické kolize (obrázek 4).

obrázek 4: Mathilde, Gaspra a Ida. První tři asteroidy fotografoval z kosmických lodí flybys, vytištěny ve stejném měřítku. Gaspra a Ida jsou S-typu a byly vyšetřovány sonda Galileo; Mathilde je typu C a byl průlet cíl pro NEAR-Shoemaker spacecraft. (credit: změna práce U Projektu, Projekt Galileo, NASA)

podrobné obrázky nám umožnila spočítat krátery na Gaspra a Ida, a k odhadu délky času jejich povrchy byly vystaveny srážkám. Galileo vědci k závěru, že tyto asteroidy jsou jen asi 200 milionů let stará (to je, kolize, které tvořily jim došlo asi před 200 miliony let). Výpočty naznačují, že asteroid o velikosti Gaspra nebo Ida může očekávat další katastrofickou kolizi někdy v příštích miliardách let, kdy bude narušen a vytvoří další generaci stále menších fragmentů.

největším překvapením průletu Galileo Ida byl objev měsíce (který byl tehdy pojmenován Dactyl)na oběžné dráze kolem asteroidu (obrázek 5). Ačkoli pouze 1.5 kilometrů v průměru, menší než mnoho univerzitních kampusů, Dactyl poskytuje vědcům něco jiného mimo jejich dosah-měření hmotnosti a hustoty Ida pomocí Keplerových zákonů. Měsíc je vzdálenost asi 100 km a jeho oběžná doba 24 hodin naznačují, že Ida má hustotu přibližně 2,5 g/cm3, což odpovídá hustotě primitivní skály. Následně, jak velké viditelné světelné dalekohledy a high-powered planetární radar objevili mnoho dalších asteroidů, měsíce, takže jsme nyní schopni nashromáždit cenné údaje o asteroidu hmotnosti a hustoty.

obrázek 5: Ida a Dactyl. Asteroid Ida a jeho malý měsíc Dactyl (malé tělo vpravo) byly vyfotografovány kosmickou lodí Galileo v roce 1993. Nepravidelně tvarovaná Ida má nejdelší rozměr 56 kilometrů, zatímco Dactyl je asi 1,5 kilometru napříč. Barvy byly na tomto obrázku zesíleny; do očí vypadají všechny asteroidy v podstatě šedě. (credit: změna práce NASA/JPL)

mimochodem, Phobos a Deimos, dva malé měsíce Marsu, jsou pravděpodobně zachycené asteroidy (Obrázek 6). Poprvé byly studovány na krátkou vzdálenost Viking orbiters v roce 1977 a později Mars Global Surveyor. Oba jsou nepravidelné, poněkud protáhlé a silně vytvořené, připomínající jiné menší asteroidy. Jejich největší rozměry jsou asi 26 kilometrů a 16 kilometrů. Malé vnější měsíce Jupiteru a Saturnu byly pravděpodobně také zachyceny z projíždějících asteroidů, možná brzy v historii sluneční soustavy.

obrázek 6: Měsíce Marsu. Dva malé Měsíce Marsu, (a) Phobos a (b) Deimos, objevil v roce 1877 americký astronom Asaph Hall. Jejich povrchové materiály jsou podobné mnoha asteroidům ve vnějším pásu asteroidů, což vede astronomy k domněnce, že dva měsíce mohou být zachyceny asteroidy. (kredit: úprava práce NASA; credit b: změna práce NASA/JPL-Caltech/University of Arizona)

Začátek v roce 1990, kosmické lodi, za předpokladu, v blízkosti se dívá na několik dalších asteroidů. Kosmická loď Near Earth Asteroid Rendezvous (NEAR) šla na oběžnou dráhu kolem asteroidu typu S Eros a stala se dočasným měsícem tohoto asteroidu. Na cestě do Erosu byla blízká kosmická loď přejmenována na planetárního geologa Eugena Shoemakera, průkopníka v našem chápání kráterů a dopadů.

Za rok, NEAR-Shoemaker kosmické lodi obletěl malý asteroid v různých nadmořských výškách, měření povrchové a vnitřní složení, stejně jako mapování Eros ze všech stran (Obrázek 7). Data ukázala, že Eros je vyroben z některých z nejvíce chemicky primitivních materiálů ve sluneční soustavě. Několik dalších asteroidů bylo odhaleno jako vyrobené z volně vázaných sutin, ale ne Eros. Jeho jednotnou hustotu (asi stejné jako u Zemské kůry) a rozsáhlé globální měřítku drážky a hřebeny ukázat, že je prasklý, ale pevné skále.

Obrázek 7: Při pohledu dolů na severní pól Eros. Tento pohled byl vytvořen ze šesti snímků asteroidu pořízených z nadmořské výšky 200 kilometrů. Velký kráter na vrcholu byl pojmenován Psyche (po dívce, která byla erosovou milenkou v klasické mytologii)a je široký asi 5,3 kilometru. Přímo pod ním je vidět oblast ve tvaru sedla. Jsou vidět krátery mnoha různých velikostí. (credit: změna práce NASA/JHUPL)

Eros má hodně volné povrch materiálu, který zdá se, sklouzl dolů směrem nižších nadmořských výškách. Na některých místech je povrchová vrstva sutin hluboká 100 metrů. Vrchol volné půdy je posetý rozptýlenými, napůl pohřbenými balvany. Existuje tolik těchto balvanů, že jsou početnější než krátery. Samozřejmě, že se gravitace tak nízká, na tento malý svět, na návštěvě astronauta by najít volné balvany válcování směrem k ní pěkně pomalu a může snadno vyskočit dostatečně vysoko, aby se vyhnula hit. Ačkoli kosmická loď NEAR-Shoemaker nebyla konstruována jako přistávací modul, na konci své orbitální mise v roce 2000 bylo dovoleno jemně spadnout na povrch, kde pokračovala v chemické analýze další týden.

v roce 2003 japonská mise Hayabusa 1 nejen navštívila malý asteroid, ale také přinesla zpět vzorky ke studiu v laboratořích na Zemi. Cílový asteroid typu s, Itokawa (znázorněný na obrázku 8), je mnohem menší než Eros, dlouhý jen asi 500 metrů. Tento asteroid je protáhlý a zdá se, že je výsledkem kolize dvou samostatných asteroidů už dávno. Na povrchu nejsou téměř žádné krátery, ale množství balvanů (jako hromada sutin).

Obrázek 8: Asteroid Itokawa. Zdá se, že povrch asteroidu Itokawa nemá žádné krátery. Astronomové předpokládali, že jeho povrch se skládá ze skal a ledu, kousky drží pohromadě malé množství gravitace, a jeho interiér je pravděpodobně také podobné hromady. (kredit: JAXA)

Hayabusa kosmická loď byla navržena tak, aby země, ale na dotek povrchu jen dost dlouho, aby sbírat malý vzorek. Tento složitý manévr selhal při prvním pokusu a kosmická loď se krátce převrátila na bok. Nakonec byli kontroloři úspěšní při vyzvednutí několika zrn povrchového materiálu a jejich přenesení do vratné kapsle.

obrázek 9: Hayabusa návrat. Tento dramatický obrázek ukazuje, jak se sonda Hayabusa rozpadla po návratu. Vratná kapsle, která se oddělila od hlavní kosmické lodi a padala na povrch, svítí vpravo dole. (kredit: modifikace práci v NASA Ames/Jesse Tesař/Greg Merkes)

V roce 2010 návratu do Zemské atmosféry nad Austrálií byla efektní (viz Obrázek 9), s ohnivým rozchod kosmické lodi, zatímco malý návrat kapsle úspěšně přistála na povrchu. Měsíce pečlivé extrakce a studia více než tisíce drobných prachových částic potvrdily, že povrch Itokawa měl složení podobné známé třídě primitivních meteoritů. Odhadujeme, že prachová zrna, která Hayabusa zachytila, byla vystavena na povrchu asteroidu asi 8 milionů let.

nejvíce ambiciózní asteroid kosmické mise (tzv. Dawn), navštívil dva největší asteroidy hlavního pásu Ceres a Vesta, obíhající každý rok (Obrázek 10). Jejich velké velikosti (průměry asi 1000 a 500 kilometrů) je činí vhodnými pro srovnání s planetami a velkými měsíci. Ukázalo se, že oba jsou silně krátery, což znamená, že jejich povrchy jsou staré. Na Vesta, máme nyní skutečně nachází velké impaktní krátery, které se vysune čedičové meteority dříve identifikovány jako pocházející z tohoto asteroidu. Tyto krátery jsou tak velké, že vzorkují několik vrstev materiálu Vesta ‚ s crustal.

obrázek 10: Vesta a Ceres. Kosmická loď NASA Dawn pořídila tyto snímky velkých asteroidů (a) Vesta a (b) Ceres. (a) Všimněte si, že Vesta není kulatá, jako Ceres (který je považován za trpasličí planetu). Hora dvakrát vyšší než Mt. Everest na Zemi je viditelný na samém spodku obrazu Vesta. (b) obraz Ceres má své barvy přehnané, aby vyvolal rozdíly ve složení. Můžete vidět bílý prvek v kráteru Occator poblíž středu obrazu. (kredit a, b: modifikace práce NASA/JPL-Caltech/UCLA/MPS/DLR/IDA)

Ceres nemá srovnatelnou historii obří dopady, takže jeho povrch je pokryt krátery, které vypadají spíše jako ty z lunární vysočiny. Velkým překvapením v Ceres je přítomnost velmi jasných bílých skvrn, spojených především s centrálními vrcholy velkých kráterů (obrázek 11). Světle zbarvený minerál je nějaký druh soli, buď vzniklý při vzniku těchto kráterů, nebo následně uvolněný z interiéru.

obrázek 11: bílé skvrny ve větším kráteru na Ceres. Tyto jasné rysy se zdají být ložiska soli v kráteru Ceres zvaném Occator, který je 92 kilometrů napříč. (credit: změna práce NASA/JPL-Caltech/UCLA/MPS/DLR/IDA)

Glosář

asteroid: kamenný nebo kovový objekt obíhající kolem Slunce, který je menší než hlavní planetě, ale ukazuje, že žádný důkaz o atmosféru, nebo o jiné druhy aktivity, která je spojena s kometami

pás asteroidů: oblast sluneční soustavy mezi drahami Marsu a Jupiteru, ve kterém se většina planetek se nachází; hlavní pás, kde oběžné dráhy jsou obecně velmi stabilní, prodlužuje z 2,2 na 3,3 AU od Slunce.