asteroideista löytyy useimmiten avaruus Marsin ja Jupiterin välillä on aurinkokunnan aluetta, jota kutsutaan asteroidivyöhykkeeksi. Asteroidit ovat liian pieniä nähtäväksi ilman kaukoputkea; ensimmäinen niistä löydettiin vasta 1800-luvun alussa.

asteroidien löytyminen ja kiertoradat

1700-luvun lopulla monet tähtitieteilijät metsästivät uutta planeettaa, jonka he katsoivat olevan Marsin ja Jupiterin ratojen välisessä raossa. Sisilialainen tähtitieteilijä Giovanni Piazzi luuli löytäneensä tämän kadonneen planeetan vuonna 1801, kun hän havaitsi ensimmäisen asteroidin (tai kuten sitä myöhemmin kutsuttiin ”pikkuplaneetaksi”) kiertävän 2,8 AU: n päässä Auringosta. Hänen löytönsä, jonka hän nimesi Cerekseksi, seurasi nopeasti kolmen muun pikkuplaneetan havaitseminen samanlaisilla radoilla.

Marsin ja Jupiterin väliltä ei selvästikään puuttunut yhtään planeettaa, vaan kokonainen ryhmä kappaleita, joista jokainen oli paljon Kuutamme pienempi. (Vastaava löytöhistoria on toiminut hidastettuna ulommassa aurinkokunnassa. Pluto löydettiin Neptunuksen takaa vuonna 1930 ja sitä kutsuttiin aluksi planeetaksi, mutta 2000-luvun alussa löydettiin useita muita vastaavia kohteita. Kutsumme niitä kaikkia kääpiöplaneetoiksi.)

vuoteen 1890 mennessä tarkkasilmäiset tarkkailijat olivat löytäneet yli 300 tällaista pikkuplaneettaa tai asteroidia. Samana vuonna Max Wolf esitteli Heidelbergissä tähtitieteellisen valokuvauksen asteroidien etsinnässä, mikä nopeutti suuresti näiden himmeiden kohteiden löytymistä. 2000-luvulla etsijät käyttävät tietokoneohjattuja elektronisia kameroita, mikä on toinen harppaus tekniikassa. Yli puolella miljoonalla asteroidilla on nyt hyvin määritellyt kiertoradat.

asteroideille annetaan numero (joka vastaa löytöjärjestystä) ja joskus myös nimi. Alun perin asteroidien nimet valittiin jumalattarien mukaan kreikkalaisessa ja roomalaisessa mytologiassa. Uuvutettuaan nämä ja muut naisten nimet (mukaan lukien myöhemmin puolisoiden, ystävien, kukkien, kaupunkien ja muiden nimet) tähtitieteilijät kääntyivät niiden kollegoiden (ja muiden ansioituneiden ihmisten) nimiin, joita he halusivat kunnioittaa. Esimerkiksi asteroidit 2410, 4859 ja 68448 on nimetty Morrisonin, Fraknoin ja Sidneywolffin mukaan tämän oppikirjan kolmen alkuperäisen kirjoittajan mukaan.

suurin asteroidi on Ceres (numeroitu 1), jonka läpimitta on hieman alle 1 000 kilometriä. Kuten näimme, Ceres pidettiin planeetta, kun se löydettiin, mutta myöhemmin kutsuttiin asteroidi (ensimmäinen monista.) Nyt se on jälleen luokiteltu uudelleen ja sitä pidetään yhtenä kääpiöplaneetoista, kuten Plutoa (katso luku kuista, renkaista ja Plutosta). Meistä on kuitenkin edelleen kätevää keskustella Cereksestä asteroideista suurimpana. Kahden muun asteroidin, Pallaksen ja Vestan, läpimitta on noin 500 kilometriä, ja noin 15 muuta ovat suurempia kuin 250 kilometriä (KS.Taulukko 1). Asteroidien määrä kasvaa nopeasti koon pienentyessä; 10 kilometrin läpimittaisia kohteita on noin 100 kertaa enemmän kuin 100 kilometrin läpimittaisia. Vuoteen 2016 mennessä tähtitieteilijät ovat löytäneet lähes miljoona asteroidia.

1903

704

1910

kaikki asteroidit kiertävät Aurinkoa samaan suuntaan kuin planeetat, ja suurin osa niiden radoista on lähellä tasoa, jossa Maa ja muut planeetat kiertävät. Suurin osa asteroideista on asteroidivyöhykkeellä, Marsin ja Jupiterin välisellä alueella, joka sisältää kaikki asteroidit, joiden kiertoaika on 3,3-6 vuotta (kuva 1). Vaikka yli 75% tunnetuista asteroideista on vyöhykkeen sisällä, ne eivät ole lähekkäin (kuten niitä joskus kuvataan tieteiselokuvissa). Vyön tilavuus on itse asiassa hyvin suuri, ja tyypillinen esineiden välinen etäisyys (alle 1 kilometrin koko) on useita miljoonia kilometrejä. (Tämä oli onni Galileon, Cassinin, Rosettan ja New Horizonsin kaltaisille avaruusaluksille, joiden piti kulkea asteroidivyöhykkeen läpi ilman törmäystä.)

silti aurinkokuntamme pitkän historian aikana itse asteroidien joukossa on ollut runsaasti törmäyksiä. Vuonna 1918 Japanilainen tähtitieteilijä Kiyotsugu Hirayama havaitsi, että jotkut asteroidit jakautuvat perheisiin, ryhmiin, joilla on samanlaiset kiertorataominaisuudet. Hän arveli, että jokainen perhe on voinut johtua suuremman kappaleen hajoamisesta tai todennäköisemmin kahden asteroidin törmäyksestä. Pienet erot nopeuksissa, joilla eri kappaleet poistuivat törmäyspaikalta, selittävät sen pienen leviämisen radoilla, joita nyt havaitaan tietyn perheen eri asteroideilla. Tällaisia sukuja on useita kymmeniä, ja havainnot ovat osoittaneet, että useimpien perheiden yksittäisillä Jäsenillä on samanlaisia sommitelmia, kuten olettaisimme, jos ne olisivat katkelmia yhteisestä vanhemmasta.

koostumus ja luokittelu

asteroidit ovat yhtä erilaisia kuin mustavalkoiset. Suurin osa on hyvin tummia, heijastuskyky vain 3-4 prosenttia, kuin kivihiilikimpale. Toisen suuren ryhmän tyypillinen heijastuskyky on kuitenkin 15 prosenttia. Ymmärtääkseen paremmin näitä eroja ja miten ne liittyvät kemialliseen koostumukseen, tähtitieteilijät tutkivat asteroideista heijastuvan valon spektriä saadakseen vihjeitä niiden koostumuksesta.

tummat asteroidit paljastuvat spektritutkimusten perusteella alkeellisiksi kappaleiksi (ne, jotka ovat muuttuneet vähän kemiallisesti aurinkokunnan alun jälkeen), jotka koostuvat silikaateista, joihin on sekoittunut tummia, orgaanisia hiiliyhdisteitä. Näitä kutsutaan C-tyypin asteroideiksi (”C” tarkoittaa hiilipitoista). Kaksi suurinta asteroidia, Ceres ja Pallas, ovat alkeellisia, kuten lähes kaikki vyöhykkeen ulko-osan asteroidit.

toiseksi väkirikkain ryhmä ovat S-tyypin asteroidit, joissa ”S” tarkoittaa kivistä tai silikaattikoostumusta. Tässä tumman hiilen yhdisteet puuttuvat, jolloin silikaattimineraalien heijastavuus on suurempi ja spektrijäljet selkeämpiä. S-tyypin asteroidit ovat myös kemiallisesti alkeellisia, mutta niiden erilainen koostumus viittaa siihen, että ne ovat todennäköisesti muodostuneet eri paikkaan aurinkokunnassa kuin C-tyypin asteroidit.

kolmannen luokan asteroidit, joita on paljon vähemmän kuin kahta ensimmäistä, koostuvat pääasiassa metallista, ja niitä kutsutaan M-tyypin asteroideiksi (”m” metalliseksi). Spektroskooppisesti metallin tunnistaminen on vaikeaa, mutta ainakin suurimmalle M-tyypin asteroidille, Psychelle, tunnistus on varmistunut tutkalla. Koska metallinen asteroidi, kuten lentokone tai laiva, on paljon parempi tutkaheijastin kuin kivinen kappale, Psykhe näyttää kirkkaalta, kun suuntaamme tutkasäteen sitä kohti.

miten tällaiset metalliasteroidit ovat syntyneet? Epäilemme, että jokainen niistä tuli emorungosta, joka oli tarpeeksi suuri sulan sisuksen laskeutumiseen tai erottumiseen, ja raskaammat metallit upposivat keskelle. Kun tämä emokappale hajosi myöhemmässä törmäyksessä, ytimen sirpaleissa oli runsaasti metalleja. Jopa 1 kilometrin mittaisessa M-tyypin asteroidissa on tarpeeksi metallia toimittamaan maailmalle rautaa ja monia muita teollisuusmetalleja lähitulevaisuudessa, jos sellaisen voisi tuoda turvallisesti maahan.

M-tyypin asteroidien lisäksi muutamissa muissa asteroideissa on merkkejä varhaisesta kuumenemisesta ja erilaistumisesta. Näillä on basalttisia pintoja kuten kuun ja Marsin vulkaanisilla tasangoilla; suuri asteroidi Vesta (josta keskustellaan hetken kuluttua) on tässä viimeisessä kategoriassa.

asteroidien eri luokat esiintyvät eri etäisyyksillä auringosta (kuva 2). Jäljittämällä, miten asteroidien koostumukset vaihtelevat auringon etäisyyden mukaan, voimme rekonstruoida joitakin sen aurinkosumun ominaisuuksia, josta ne alun perin muodostuivat.

kuva 2: Sieltä löytyy erityyppisiä asteroideja. Koostumukseltaan erilaiset asteroidit jakautuvat eri etäisyyksille auringosta. S-tyyppi ja C-tyyppi ovat molemmat alkeellisia; M-tyyppi koostuu erilaistuneiden kantakappaleiden ytimistä.

Vesta: erilaistunut asteroidi

kuva 3: pala Vestaa. Tämä meteoriitti (avaruudesta pudonnut kivi) on tunnistettu vulkaaniseksi kappaleeksi asteroidi Vestan kuoresta. (credit: modification of work by R. Kempton (New England Meteoritical Services))

Vesta on yksi kiinnostavimmista asteroideista. Se kiertää Aurinkoa asteroidivyöhykkeen sisäosassa 2,4 AU: n puolimuuriakselilla. Sen suhteellisen suuri, lähes 30%: n heijastuskyky tekee siitä kirkkaimman asteroidin, niin kirkkaan, että se näkyy paljaalle silmälle, jos vain tietää, mistä katsoa. Sen todellinen maine perustuu kuitenkin siihen, että sen pinta on basaltin peitossa, mikä osoittaa, että Vesta on erilaistunut kappale, jonka on täytynyt aikoinaan olla vulkaanisesti aktiivinen pienestä koostaan (halkaisijaltaan noin 500 kilometriä) huolimatta.

meteoriitit Vestan pinnalta (kuva 3), jotka on tunnistettu vertaamalla niiden spektrejä Vestan itse spektriin, ovat laskeutuneet maahan ja ne ovat suorassa laboratoriossa tutkittavissa. Tiedämme siis paljon tästä asteroidista. Niiden laavavirtojen iäksi, joista nämä meteoriitit ovat peräisin, on mitattu 4,4-4.5 miljardia vuotta, hyvin pian aurinkokunnan muodostumisen jälkeen. Tämä aikakausi vastaa sitä, mitä voisimme odottaa Vestan tulivuorilta; mikä tahansa prosessi lämmittikin näin pientä kohdetta, oli luultavasti voimakas ja lyhytikäinen. Vuonna 2016 Turkissa putosi meteoriitti, joka voitiin tunnistaa tiettyä laavavirtaa kiertävän Dawn-avaruusaluksen paljastamana.

asteroidit lähellä

matkalla vuoden 1995 kohtaamiseensa Jupiterin kanssa Galileo-luotaimen oli tarkoitus lentää lähelle kahta päävyöhykkeen S-tyypin asteroidia, Gaspraa ja Ida: a. Galileo kamera paljasti sekä pitkä ja erittäin epäsäännöllinen (muistuttaa pahoinpidelty peruna), kuten sopii sirpaleita katastrofaalinen törmäys (Kuva 4).

kuva 4: Mathilde, Gaspra ja Ida. Kolme ensimmäistä asteroidia, jotka on kuvattu avaruusalus flybysistä, painettu samaan mittakaavaan. Gaspra ja Ida ovat S-tyyppiä ja niitä tutki Galileo-luotain; Mathilde on C-tyyppiä ja oli ohilentokohde NEAR-Shoemaker-luotaimelle. (luotto: modification of work by NEAR Project, Galileo Project, NASA)

yksityiskohtaisten kuvien avulla pystyimme laskemaan Gaspran ja Ida: n kraatterit ja arvioimaan, kuinka kauan niiden pinnat ovat altistuneet törmäyksille. Galileo-tutkijat päättelivät, että nämä asteroidit ovat vain noin 200 miljoonaa vuotta vanhoja (eli ne muodostaneet törmäykset tapahtuivat noin 200 miljoonaa vuotta sitten). Laskelmat viittaavat siihen, että Gaspran tai Idan kokoinen asteroidi voi odottaa toista katastrofaalista törmäystä joskus seuraavan miljardin vuoden aikana, jolloin se hajoaa muodostaen toisen sukupolven vielä pienempiä kappaleita.

Ida: n Galileo-ohilennon suurin yllätys oli asteroidia kiertävän Kuun (joka tuolloin sai nimen Dactyl) löytyminen kiertoradalta (kuva 5). Tosin vain 1.Halkaisijaltaan 5 kilometriä, pienempi kuin monet yliopistokampukset, Dactyl tarjoaa tutkijoille jotain muuta ulottumattomissa – mittaus massa ja tiheys Ida käyttäen Kepler lakeja. Kuun etäisyys noin 100 kilometriä ja sen kiertoaika noin 24 tuntia osoittavat, että Idan tiheys on noin 2,5 g/cm3, mikä vastaa alkeellisten kivien tiheyttä. Myöhemmin sekä suuret näkyvän valon teleskoopit että suuritehoiset planeettatutkat ovat löytäneet monia muitakin asteroidin kuita, joten pystymme nyt keräämään arvokasta tietoa asteroidien massoista ja tiheyksistä.

kuva 5: Ida ja Dactyl. Asteroidi Ida ja sen pieni kuu Dactyl (pieni kappale sen oikealla puolella) valokuvattiin Galileo-avaruusaluksella vuonna 1993. Epäsäännöllisen muotoinen Ida on pisimmillään 56 kilometriä, kun taas Dactylin läpimitta on noin 1,5 kilometriä. Värejä on tehostettu tässä kuvassa; silmään kaikki asteroidit näyttävät periaatteessa harmailta. (kredit: modification of work by NASA/JPL)

muuten Phobos ja Deimos, kaksi Marsin pientä kuuta, ovat todennäköisesti kaapattuja asteroideja (kuva 6). Niitä tutki lähietäisyydeltä ensin Viking orbiters vuonna 1977 ja myöhemmin Mars Global Surveyor. Molemmat ovat epäsäännöllisiä, jonkin verran pitkänomaisia ja voimakkaasti syntyneitä, muistuttaen muita pienempiä asteroideja. Niiden suurimmat mitat ovat noin 26 kilometriä ja 16 kilometriä. Myös Jupiterin ja Saturnuksen pienet ulommat kuut on todennäköisesti napattu ohikulkevista asteroideista, ehkä aurinkokunnan historian alkupuolella.

kuva 6: Marsin kuita. Marsin kaksi pientä kuuta, a) Phobos ja b) Deimos, löysi yhdysvaltalainen tähtitieteilijä Asaph Hall vuonna 1877. Niiden pintamateriaalit muistuttavat monia ulomman asteroidivyöhykkeen asteroideja, minkä vuoksi tähtitieteilijät uskovat, että nämä kaksi kuuta saattavat olla kaapattuja asteroideja. (credit a: modification of work by NASA; credit b: modification of work by NASA/JPL-Caltech/University of Arizona)

1990-luvulta alkaen avaruusalukset ovat tarjonneet läheisen katsauksen useisiin muihin asteroideihin. Near Earth Asteroid Rendezvous (NEAR) – luotain lähti S-tyypin asteroidi Eroksen kiertoradalle, jolloin siitä tuli tämän asteroidin väliaikainen Kuu. Matkalla Erokselle LÄHILUOTAIN nimettiin uudelleen planeettageologi Eugene Shoemakerin mukaan, joka oli uranuurtaja kraatterien ja törmäysten ymmärtämisessä.

vuoden ajan NEAR-Shoemaker-luotain kiersi pikku-asteroidia eri korkeuksilla mitaten sen pinta-ja sisäkoostumusta sekä kartoittaen erosta joka puolelta (Kuva 7). Aineisto osoitti, että Eros on tehty aurinkokunnan kemiallisesti alkeellisimmista aineista. Useat muutkin asteroidit on paljastettu kauttaaltaan löyhästi sidotuista raunioista tehdyiksi, mutta ei Eros. Sen yhtenäinen tiheys (suunnilleen sama kuin maankuoren tiheys) ja laajat maailmanlaajuiset urat ja harjanteet osoittavat, että se on halkeilevaa mutta kiinteää kiveä.

kuva 7: katse alas Eroksen pohjoisnavalle. Tämä näkymä on rakennettu kuudesta asteroidista otetusta kuvasta, jotka on otettu 200 kilometrin korkeudesta. Huipulla oleva suuri kraatteri on nimetty Psykheksi (neidon mukaan, joka oli Eroksen rakastaja klassisessa mytologiassa), ja se on noin 5,3 kilometriä leveä. Satulan muotoinen alue näkyy suoraan sen alapuolella. Eri kokoisia kraattereita on näkyvissä. (kredit: modification of work by NASA/JHUPL)

Eroksella on runsaasti irtonaista pintamateriaalia, joka näyttää liukuneen alas kohti alempia korkeuksia. Pinnan rauniokerros on paikoin 100 metriä syvä. Irtonaisen maan päällä on hajanaisia, puoliksi hautautuneita lohkareita. Näitä lohkareita on niin paljon, että niitä on kraattereita enemmän. Tietenkin, koska painovoima on niin alhainen tässä pienessä maailmassa, vieraileva astronautti löytäisi irtolohkareita vierimässä häntä kohti melko hitaasti ja voisi helposti hypätä niin korkealle, ettei yksi osuisi häneen. Vaikka NEAR-Shoemaker-luotainta ei ollut rakennettu laskeutujaksi, sen annettiin kiertoratansa lopussa vuonna 2000 pudota kevyesti pinnalle, jossa se jatkoi kemiallista analyysiään vielä viikon ajan.

vuonna 2003 Japanin Hayabusa 1-luotain paitsi vieraili pienellä asteroidilla, myös toi takaisin näytteitä tutkittavaksi maan laboratorioihin. Kohde S-tyypin asteroidi Itokawa (kuvassa 8) on paljon pienempi kuin Eros, vain noin 500 metriä pitkä. Tämä asteroidi on pitkänomainen ja näyttää olevan seurausta kahden erillisen asteroidin törmäyksestä kauan sitten. Törmäyskraattereita ei ole juuri lainkaan, mutta pinnalla on runsaasti kivenlohkareita (kuten kasa raunioita).

kuva 8: asteroidi Itokawa. Asteroidi Itokawan pinnalla ei näytä olevan kraattereita. Tähtitieteilijät ovat olettaneet, että sen pinta koostuu kivistä ja jääpaloista, joita pieni määrä painovoimaa pitää koossa, ja sen sisus on todennäköisesti myös samanlainen rauniokasa. (luotto: JAXA)

Hayabusa-avaruusalusta ei suunniteltu laskeutumaan, vaan koskemaan pintaa juuri sen verran kauan, että se pystyi keräämään pienen näytteen. Tämä hankala manööveri epäonnistui ensimmäisellä yrityksellään avaruusaluksen kaatuessa hetkeksi kyljelleen. Lopulta lennonjohtajat onnistuivat poimimaan muutamia pintamateriaalin jyviä ja siirtämään ne palautuskapseliin.

kuva 9: Hayabusan paluu. Tässä dramaattisessa kuvassa Hayabusa-luotain hajoaa palatessaan maahan. Paluukapseli, joka irtautui pääluotaimesta ja hyppäsi laskuvarjolla pintaan, hohtaa oikeassa alakulmassa. (kredit: modification of work by NASA Ames / Jesse Carpenter/Greg Merkes)

vuoden 2010 paluu maan ilmakehään Australian yllä oli näyttävä (kuva 9): avaruusalus hajosi tulisesti, kun pieni paluukapseli onnistui hyppäämään laskuvarjolla maan pinnalle. Kuukausien huolellinen louhinta ja yli tuhannen pienen pölyhiukkasen tutkiminen vahvisti, että itokawan pinnalla oli koostumukseltaan samanlainen kuin tunnetulla primitiivisten meteoriittien luokalla. Arvioimme, että Hayabusan poimimat pölyhiukkaset olivat paljastuneet asteroidin pinnalta noin 8 miljoonan vuoden ajan.

kunnianhimoisin asteroidi-avaruuslento (nimeltään Dawn) on vieraillut kahdella suurimmalla päävyöhykkeen asteroideilla, Cereksellä ja Vestalla, kiertäen kumpaakin noin vuoden ajan (Kuva 10). Niiden suuri koko (läpimitta noin 1000 ja 500 kilometriä) tekee niistä sopivia verrattavaksi planeettoihin ja suuriin kuihin. Molemmat osoittautuivat voimakkaasti kraatteroituneiksi, mikä viittaa siihen, että niiden pinnat ovat vanhoja. Vestalla olemme nyt paikantaneet suuret törmäyskraatterit, – jotka sinkosivat basalttiset meteoriitit, – jotka aiemmin tunnistettiin tulevan tästä asteroidista. Nämä kraatterit ovat niin suuria, että ne ottavat näytteitä useista kerroksista Vestan maankuorimateriaalista.

kuva 10: Vesta ja Ceres. Nasan Dawn-luotain otti nämä kuvat suurista asteroideista (a) Vesta ja (b) Ceres. a) huomaa, että Vesta ei ole pyöreä, kuten Ceres (jota pidetään kääpiöplaneettana) on. Kaksi kertaa Mt: n korkuinen vuori. Everest on Earth näkyy aivan Vestan kuvan alareunassa. B) Cereksen kuvan värejä on liioiteltu, jotta sommitteluerot saataisiin esiin. Occatorin kraatterissa näkyy valkoinen piirre lähellä kuvan keskustaa. (luotto a, b: NASA/JPL-Caltech/UCLA/MPS/DLR/IDA)

Ceresillä ei ole ollut vastaavaa jättiläismäisten törmäysten historiaa, joten sen pinnalla on kraattereita, jotka näyttävät enemmän Kuun ylängöiltä. Suuri yllätys Ceresissä on erittäin kirkkaan valkoiset täplät, jotka liittyvät pääasiassa suurten kraatterien keskushuippuihin (Kuva 11). Vaalea mineraali on jonkinlaista suolaa, joka on joko syntynyt näiden kraatterien muodostuessa tai myöhemmin vapautunut sisämaasta.

kuva 11: valkoisia pilkkuja suuremmassa kraatterissa Cereksellä. Nämä kirkkaat piirteet näyttävät olevan suolakerrostumia Ceres-kraatterissa nimeltä Occator, jonka läpimitta on 92 kilometriä. (luotto: modification of work by NASA / JPL-Caltech/UCLA / MPS/DLR/IDA)

Sanasto

asteroidi: Aurinkoa kiertävä kivinen tai metallinen kappale, joka on pienempi kuin pääplaneetta, mutta jossa ei ole merkkejä kaasukehästä tai muusta komeettoihin liittyvästä toiminnasta

asteroidivyöhyke: se aurinkokunnan alue Marsin ja Jupiterin ratojen välissä, jossa useimmat asteroidit sijaitsevat; päävyöhyke, jossa radat ovat yleensä vakaimpia, ulottuu 2,2-3,3 AU: n päähän auringosta