asteroidene finnes for det meste i asteroidene.bred plass Mellom mars og jupiter, en region av solsystemet kalt asteroidbeltet. Asteroider er for små til å bli sett uten teleskop; den første av dem ble ikke oppdaget før begynnelsen av det nittende århundre.

Oppdagelse og Baner Av Asteroider

på slutten av 1700-tallet var mange astronomer på jakt etter en ekstra planet de trodde skulle eksistere i gapet mellom banene Til Mars og Jupiter. Den Sicilianske astronomen Giovanni Piazzi trodde Han hadde funnet denne savnede planeten i 1801, da han oppdaget den første asteroiden (eller som den senere ble kalt «småplanet») i bane rundt 2,8 AE fra Solen. Hans oppdagelse, som Han kalte Ceres, ble raskt etterfulgt av påvisning av tre andre små planeter i lignende baner.Det Er Klart at det ikke var en eneste savnet planet mellom Mars og Jupiter, men heller en hel gruppe objekter, hver mye mindre enn Vår Måne. (En analog oppdagelseshistorie har spilt ut i slowmotion i det ytre solsystemet. Pluto ble oppdaget utenfor Neptun i 1930 og ble opprinnelig kalt en planet, men tidlig i det tjueførste århundre ble flere andre lignende objekter funnet. Vi kaller dem alle dvergplaneter.i 1890 hadde mer enn 300 av disse småplanetene eller asteroidene blitt oppdaget av observatører med skarpe øyne. I det året introduserte Max Wolf i Heidelberg astronomisk fotografering for søket etter asteroider, noe som påskyndet oppdagelsen av disse svake objektene. I det tjueførste århundre bruker søkere datadrevne elektroniske kameraer, et annet sprang i teknologi. Mer enn en halv million asteroider har nå godt bestemte baner.

Asteroider er gitt et tall (som svarer til oppdagelsesrekkefølgen) og noen Ganger også et navn. Opprinnelig ble navnene på asteroider valgt fra gudinner i gresk og Romersk mytologi. Etter å ha utmattet disse og andre kvinnelige navn (inkludert senere ektefeller, venner, blomster, byer og andre), vendte astronomer seg til navnene på kolleger (og andre personer av forskjell) som de ønsket å ære. For eksempel er asteroidene 2410, 4859 og 68448 Navngitt Morrison, Fraknoi og Sidneywolff etter de tre opprinnelige forfatterne av denne læreboken.den største asteroiden er ceres (nummerert 1), med en diameter på bare mindre enn 1000 kilometer. Som vi så, Ble Ceres ansett som en planet da den ble oppdaget, men ble senere kalt en asteroide (den første av mange.) Nå har den igjen blitt omklassifisert og regnes som en av dvergplanetene, som Pluto(se kapitlet Om Måner, Ringer Og Pluto). Vi finner det likevel praktisk å diskutere Ceres som den største av asteroider. To andre asteroider, Pallas Og Vesta, har diametre på rundt 500 kilometer, og ytterligere 15 er større enn 250 kilometer (Se Tabell 1). Antall asteroider øker raskt med avtagende størrelse; det er omtrent 100 ganger flere objekter 10 kilometer over enn det er 100 kilometer over. I 2016 har nesten en million asteroider blitt oppdaget av astronomer.

asteroidene dreier seg alle Om Solen i samme retning som planetene, og de fleste av deres baner ligger nær planet Der Jorden og andre planeter sirkler rundt. De fleste asteroider befinner seg i asteroidebeltet, regionen Mellom Mars Og Jupiter som inneholder alle asteroider med omløpsperioder mellom 3,3 og 6 år (Figur 1). Selv om mer enn 75% av de kjente asteroidene er i beltet, er de ikke tett avstand (som de noen ganger er avbildet i science fiction-filmer). Beltets volum er faktisk veldig stort, og den typiske avstanden mellom objekter (ned til 1 kilometer i størrelse) er flere millioner kilometer. (Dette var heldig for romfartøy Som Galileo, Cassini, Rosetta og New Horizons, som trengte å reise gjennom asteroidbeltet uten kollisjon.)

Figur 1: Asteroider i Solsystemet. Dette datagenererte diagrammet viser posisjonene til asteroider kjent i 2006. Hvis asteroidestørrelsene ble trukket i skala, ville ingen av prikkene som representerer en asteroide være synlige. Her er asteroidepunktene for store og gir et falskt inntrykk av hvor overfylt asteroidbeltet ville se ut hvis du var i det. Merk at i tillegg til de i asteroidebeltet, er det også asteroider i det indre solsystemet og noen langs Jupiters bane (Som Trojanere og Grekere), kontrollert av den gigantiske planetens tyngdekraft.

Likevel, over den lange historien til vårt solsystem, har det vært et godt antall kollisjoner mellom asteroider selv. I 1918 fant Den Japanske astronomen Kiyotsugu Hirayama at noen asteroider faller inn i familier, grupper med lignende orbitale egenskaper. Han antydet at hver familie kan ha resultert fra oppbrudd av en større kropp eller, mer sannsynlig, fra kollisjonen av to asteroider. Små forskjeller i hastighetene som de forskjellige fragmentene forlot kollisjonsscenen, står for den lille spredningen i baner som nå er observert for de forskjellige asteroider i en gitt familie. Flere dusin slike familier eksisterer, og observasjoner har vist at enkelte medlemmer av de fleste familier har lignende komposisjoner, som vi forventer om de var fragmenter av en felles forelder.

Sammensetning og Klassifisering

Asteroider er like forskjellige som svart og hvitt. Flertallet er veldig mørkt, med reflektivitet på bare 3 til 4%, som en klump av kull. En annen stor gruppe har imidlertid en typisk reflektivitet på 15%. For å forstå mer om disse forskjellene og hvordan de er relatert til kjemisk sammensetning, studerer astronomer lysets spektrum reflektert fra asteroider for ledetråder om deres sammensetning.de mørke asteroidene avsløres fra spektralstudier som primitive legemer (de som har endret seg lite kjemisk siden solsystemets begynnelse) sammensatt av silikater blandet med mørke, organiske karbonforbindelser. Disse er Kjent Som c-type asteroider («C» for karbonholdige). To av de største asteroider, Ceres Og Pallas, er primitive, som er nesten alle asteroider i den ytre delen av beltet.

den nest mest folkerike gruppen er S-type-asteroider, hvor » S » står for en stein-eller silikatsammensetning. Her mangler de mørke karbonforbindelsene, noe som resulterer i høyere reflektivitet og klarere spektrale signaturer av silikatmineraler. S-type-asteroidene er også kjemisk primitive, men deres forskjellige sammensetning indikerer at de sannsynligvis ble dannet på et annet sted i solsystemet fra C-type-asteroidene.Asteroider av en tredje klasse, mye mindre tallrike Enn De av de to første, består hovedsakelig av metall og kalles m-type asteroider («M» for metallisk). Spektroskopisk er identifikasjonen av metall vanskelig, men for Minst den største m-type asteroiden, Psyche, har denne identifikasjonen blitt bekreftet av radar. Siden en metallasteroide, som et fly eller et skip, er en mye bedre reflektor av radar enn det er et steinete objekt, Virker Psyche lys når Vi sikter en radarstråle på den.

Hvordan ble slike metallasteroider til? Vi mistenker at hver kom fra en overordnet kropp som var stor nok til at det smeltede interiøret kunne slå seg ut eller skille seg ut, og de tyngre metallene sank til midten. Når denne overordnede kroppen knuste i en senere kollisjon, var fragmentene fra kjernen rik på metaller. Det er nok metall i enda en 1 kilometer m-type asteroide for å forsyne verden med jern og mange andre industrielle metaller i overskuelig fremtid, hvis vi kunne bringe en trygt Til Jorden.i tillegg til M-type-asteroidene viser noen få andre asteroider tegn på tidlig oppvarming og differensiering. Disse har basaltiske overflater som de vulkanske slettene Til Månen og Mars; den store asteroiden Vesta (diskutert i et øyeblikk) er i denne siste kategorien.

de forskjellige klassene av asteroider finnes på forskjellige avstander fra Solen (Figur 2). Ved å spore hvordan asteroidesammensetninger varierer med avstand fra Solen, kan vi rekonstruere noen av egenskapene til soltåken som de opprinnelig ble dannet fra.

Figur 2: Hvor Forskjellige Typer Asteroider Er Funnet. Asteroider av forskjellig sammensetning fordeles på forskjellige avstander fra Solen. S-typen og C-typen er begge primitive; M-typen består av kjerner av differensierte foreldrelegemer.

Vesta: En Differensiert Asteroide

Figur 3: Stykke Vesta. Denne meteoritten (stein som falt fra rommet) har blitt identifisert som et vulkansk fragment fra skorpen til asteroiden Vesta. (kreditt: modifikasjon av arbeid Av R. Kempton (New England Meteoritical Services))

Vesta Er en av de mest interessante av asteroider. Den går I bane Rundt Solen med en stor halvakse på 2,4 AE i den indre delen av asteroidebeltet. Dens relativt høye reflektivitet på nesten 30% gjør den til den lyseste asteroiden, så lyssterk at den faktisk er synlig for det blotte øye hvis du bare vet hvor du skal lete. Men det virkelige kravet til berømmelse er at overflaten er dekket med basalt, noe Som indikerer At Vesta er et differensiert objekt som en gang må ha vært vulkansk aktiv, til tross for sin lille størrelse (ca 500 kilometer i diameter).Meteoritter fra Vestas overflate (Figur 3), identifisert ved å sammenligne deres spektra med Vesta selv, har landet på Jorden og er tilgjengelige for direkte studier i laboratoriet. Vi vet mye om denne asteroiden. Alderen på lavastrømmene som disse meteorittene avledet fra, er målt til 4, 4 til 4.5 milliarder år, veldig snart etter dannelsen av solsystemet. Denne alderen er i samsvar med hva vi kan forvente for vulkaner på Vesta; uansett prosess oppvarmet så lite objekt var sannsynligvis intens og kortvarig. I 2016 falt En meteoritt i Tyrkia som kunne identifiseres med en bestemt lavastrøm som avslørt av det bane Dawn-romfartøyet.

Asteroider På Nært hold

På vei til sitt møte Med Jupiter i 1995, Ble galileo-sonden rettet mot å fly nær To Hovedbelte s-type asteroider Kalt Gaspra og Ida. Galileo-kameraet avslørte både så lenge og svært uregelmessig (som ligner en battered potet), som passer til fragmenter fra en katastrofal kollisjon (Figur 4).

Figur 4: Mathilde, Gaspra og Ida. De tre første asteroidene fotografert fra romfartøy flybys, trykt i samme skala. Gaspra og Ida er S-type og ble undersøkt Av galileo-romfartøyet; Mathilde er C-type og var et flyby mål for NÆR-Shoemaker-romfartøyet. (kreditt: modification of work by NEAR Project, Galileo Project, NASA)

de detaljerte bildene tillot oss å telle kratrene på Gaspra Og Ida, og å estimere hvor lang tid deres overflater har blitt utsatt for kollisjoner. Galileo-forskerne konkluderte med at disse asteroider bare er rundt 200 millioner år gamle (det vil si kollisjonene som dannet dem fant sted for 200 millioner år siden). Beregninger tyder på at en asteroide på Størrelse Med Gaspra Eller Ida kan forvente en annen katastrofal kollisjon en gang i de neste milliard årene, da vil den bli forstyrret for å danne en annen generasjon av enda mindre fragmenter.Den største overraskelsen Ved Galileos forbiflyvning Av Ida var oppdagelsen Av en måne (som da ble kalt Dactyl), i bane rundt asteroiden (Figur 5). Selv om bare 1.5 kilometer i diameter, mindre enn mange høyskoler, gir dactyl forskere noe annet utenfor deres rekkevidde – en måling Av Masse Og tetthet Av Ida ved Hjelp Av Keplers lover. Månens avstand på ca 100 kilometer og dens omløpstid på ca 24 timer indikerer At Ida har en tetthet på ca 2,5 g / cm3, som samsvarer med tettheten av primitive bergarter. Deretter har både store teleskoper i synlig lys og kraftige planetariske radar oppdaget mange andre asteroidemåner, slik at vi nå kan samle verdifulle data om asteroidemasser og tettheter.

Figur 5: Ida og Daktyl. Asteroiden Ida og den lille månen Dactyl (den lille kroppen til høyre) ble fotografert Av Galileo-romfartøyet I 1993. Uregelmessig formet Ida er 56 kilometer i sin lengste dimensjon, Mens Daktyl er ca 1,5 kilometer over. Fargene har blitt intensivert i dette bildet; for øyet ser alle asteroider i utgangspunktet grå ut. (kreditt: modifikasjon av ARBEID AV NASA/JPL)

Forresten, Phobos Og Deimos, De To små månene Til Mars, er sannsynligvis fanget asteroider (Figur 6). De ble først studert på nært hold Av Viking orbiters i 1977 og senere Av Mars Global Surveyor. Begge er uregelmessige, noe langstrakte og tungt opprettet, som ligner andre mindre asteroider. Deres største dimensjoner er henholdsvis 26 kilometer og 16 kilometer. De små ytre månene Til Jupiter og Saturn ble sannsynligvis også fanget fra passerende asteroider, kanskje tidlig i solsystemets historie.

Figur 6: Moons Of Mars. De to små månene Til Mars, (A) Phobos Og (b) Deimos, ble oppdaget i 1877 av Den Amerikanske astronomen Asaph Hall. Overflatematerialene ligner mange av asteroidene i det ytre asteroidebeltet, noe som får astronomer til å tro at de to månene kan være innfangede asteroider. (credit a: modification of work by NASA; credit b: modification of work by NASA / JPL-Caltech / University Of Arizona)

fra begynnelsen av 1990-tallet har romfartøy gitt nært blikk på flere flere asteroider. Near Earth Asteroid Rendezvous (NEAR) – romfartøyet gikk i bane rundt S – type-asteroiden Eros, og ble en midlertidig måne av denne asteroiden. PÅ vei til EROS ble NEAR-romfartøyet omdøpt etter planetarisk geolog Eugene Shoemaker, en pioner i vår forståelse av kratere og nedslag.I et år gikk NEAR-Shoemaker-sonden i bane rundt den lille asteroiden i ulike høyder, målte overflaten og den indre sammensetningen, samt kartlegging Av Eros fra alle sider (Figur 7). Dataene viste at Eros er laget av noen av de mest kjemisk primitive materialene i solsystemet. Flere andre asteroider har blitt avslørt som laget av løst bundet steinsprut gjennom, men ikke Eros. Dens ensartede tetthet (omtrent det samme Som jordskorpen) og omfattende globale spor og rygger viser at det er en sprukket, men solid stein.

Figur 7: Ser Ned På Nordpolen Av Eros. Denne utsikten ble konstruert fra seks bilder av asteroiden tatt fra en høyde på 200 kilometer. Det store krateret på toppen har fått navnet Psyche (etter jomfruen Som var eros ‘ elsker i klassisk mytologi) og er omtrent 5,3 kilometer bredt. En sadelformet region kan ses rett under den. Kratere av mange forskjellige størrelser er synlige. (kreditt: modifikasjon av ARBEID AV NASA/JHUPL)

Eros har en god del løs overflatemateriale som ser ut til å ha gått ned mot lavere høyder. På enkelte steder er overflaten rubble laget 100 meter dypt. Øverst på løs jord er prikket med spredte, halvbegravede steinblokker. Det er så mange av disse steinblokker at de er flere tallrike enn kratrene. Selvfølgelig, med tyngdekraften så lav på denne lille verden, ville en besøkende astronaut finne løse steinblokker som rullet mot henne ganske sakte og kunne lett hoppe høyt nok til å unngå å bli rammet av en. SELV OM NEAR-Shoemaker-romfartøyet ikke ble konstruert som en lander, ble det på slutten av sin orbitale oppdrag i 2000 tillatt å falle forsiktig til overflaten, hvor den fortsatte sin kjemiske analyse i en uke.I 2003 besøkte Japans Hayabusa 1-oppdrag ikke bare en liten asteroide, Men brakte også tilbake prøver for å studere i laboratorier på Jorden. Målet S-type asteroide, Itokawa (vist i Figur 8), er mye mindre Enn Eros, bare ca 500 meter lang. Denne asteroiden er langstrakt og ser ut til å være et resultat av kollisjonen av to separate asteroider for lenge siden. Det er nesten ingen slagkratere, men en overflod av steinblokker (som en haug med murstein) på overflaten.

Figur 8: Asteroide Itokawa. Overflaten til asteroiden Itokawa ser ikke ut til å ha noen kratere. Astronomer har antydet at overflaten består av bergarter og isbiter holdt sammen av en liten tyngdekraft, og interiøret er sannsynligvis også en lignende rubble haug. Hayabusa-romfartøyet var designet for ikke å lande, men å berøre overflaten akkurat lenge nok til å samle en liten prøve. Denne vanskelige manøveren mislyktes på første forsøk, med romfartøyet kort veltet over på sin side. Til slutt klarte kontrollerne å plukke opp noen få korn av overflatemateriale og overføre dem til returkapselen.

Figur 9: Hayabusa Retur. Dette dramatiske bildet viser Hayabusa-sonden som bryter opp ved reentry. Returkapselen, som er skilt fra hovedfartøyet og fallskjerm til overflaten, lyser nederst til høyre. (kreditt: modifikasjon av ARBEID AV NASA Ames/Jesse Carpenter/Greg Merkes)

2010-reentry inn I Jordens atmosfære over Australia var spektakulær (Figur 9), med en brennende oppbrudd av romfartøyet, mens en liten returkapsel vellykket fallskjerm til overflaten. Måneder med forsiktig utvinning og studier av mer enn tusen små støvpartikler bekreftet at Overflaten Av Itokawa hadde en sammensetning som ligner på en kjent klasse av primitive meteoritter. Vi anslår at Støvkornene Hayabusa plukket opp hadde vært utsatt på overflaten av asteroiden i ca 8 millioner år.Den mest ambisiøse asteroideoppdraget (Kalt Dawn) har besøkt De to største hovedbelteasteroidene, Ceres Og Vesta, som går i bane rundt Hverandre i omtrent et år (Figur 10). Deres store størrelser (diametre på henholdsvis 1000 og 500 kilometer) gjør dem passende for sammenligning med planeter og store måner. Begge viste seg å være tungt kratert, noe som betyr at overflatene deres er gamle. På Vesta har vi nå faktisk funnet de store nedslagskratrene som kastet ut basaltiske meteoritter som tidligere ble identifisert som kommer fra denne asteroiden. Disse kratrene er så store at de prøver flere lag Av Vestas skorpemateriale.

Figur 10: Vesta og Ceres. NASA Dawn-romfartøyet tok disse bildene av de store asteroidene (A) Vesta og (b) Ceres. (A) Merk At Vesta ikke er rund, som Ceres (som regnes som en dvergplanet) er. Et fjell dobbelt så høyt Som Mt. Everest På Jorden er synlig helt nederst På Vesta-bildet. (b) bildet Av Ceres har sine farger overdrevet for å få frem forskjeller i sammensetning. Du kan se en hvit funksjon I Occator crater nær midten av bildet. (kreditt a, b: endring av ARBEID AV NASA/JPL-Caltech/UCLA/MPS/DLR/IDA)

Ceres har ikke hatt en sammenlignbar historie med gigantiske nedslag, så overflaten er dekket med kratere som ser mer ut som de fra månens høyland. Den store overraskelsen Ved Ceres er tilstedeværelsen av svært lyse hvite flekker, hovedsakelig knyttet til de sentrale toppene av store kratere (Figur 11). Det lyse mineralet er en slags salt, enten produsert når disse kratrene ble dannet eller senere frigjort fra interiøret.

rombyråene som er involvert I Dawn-oppdraget, har produsert fine animerte «flyover» – videoer Av Vesta og Ceres:

Nøkkelbegreper og Sammendrag

solsystemet inneholder mange objekter som er mye mindre enn planetene og deres større måner. De steinete kalles vanligvis asteroider. Ceres er den største asteroiden; ca 15 er større enn 250 kilometer og ca 100 000 er større enn 1 kilometer. De fleste befinner seg i asteroidebeltet Mellom Mars Og Jupiter. Tilstedeværelsen av asteroidefamilier i beltet indikerer at mange asteroider er restene av gamle kollisjoner og fragmentering. Asteroidene inkluderer både primitive og differensierte objekter. De fleste asteroider er Klassifisert Som C-type, noe som betyr at de er sammensatt av karbonholdige materialer. Dominerende i det indre beltet er S-type (steinete) asteroider, med Noen få m-type (metalliske) seg. Vi har romfartøy bilder av flere asteroider og returnerte prøver Fra asteroiden Itokawa. Nylige observasjoner har oppdaget en rekke asteroidmåner, noe som gjør det mulig å måle massene og tetthetene til asteroider de går i bane. De to største asteroidene, Ceres Og Vesta, har blitt grundig studert fra bane Av Dawn-romfartøyet.

Ordliste

asteroide: asteroidebeltet: regionen i solsystemet mellom banene Til Mars og Jupiter hvor de Fleste asteroider befinner seg; hovedbeltet, hvor banene generelt er mest stabile, strekker seg fra 2,2 til 3,3 AE fra Solen.