asteroidy znajdują się głównie w przestrzeni kosmicznej.szeroka przestrzeń między Marsem a Jowiszem, region układu słonecznego zwany pasem Planetoid. Asteroidy są zbyt małe, aby można je było zobaczyć bez teleskopu; pierwszy z nich odkryto dopiero na początku XIX wieku.

Odkrycie i orbity Planetoid

pod koniec XVII wieku wielu astronomów szukało dodatkowej planety, która według nich powinna istnieć w szczelinie między orbitami Marsa i Jowisza. Sycylijski astronom Giovanni Piazzi sądził, że odkrył tę zaginioną planetę w 1801 roku, kiedy odkrył pierwszą planetoidę (lub, jak później nazwano, „planetę mniejszą”) krążącą w odległości 2,8 AU Od Słońca. Po jego odkryciu, które nazwał Ceres, szybko odkryto trzy inne małe planety na podobnych orbitach.

najwyraźniej między Marsem a Jowiszem nie było ani jednej zaginionej planety, a raczej cała grupa obiektów, z których każdy był znacznie mniejszy od naszego Księżyca. (Analogiczna historia odkrycia rozegrała się w zwolnionym tempie w zewnętrznym Układzie Słonecznym. Pluton został odkryty poza Neptunem w 1930 roku i początkowo był nazywany planetą, ale na początku XXI wieku znaleziono kilka innych podobnych obiektów. Nazywamy je teraz planetami karłowatymi.)

do 1890 roku ponad 300 z tych mniejszych planet lub Planetoid zostało odkrytych przez bystrookich obserwatorów. W tym samym roku Max Wolf z Heidelbergu wprowadził fotografię astronomiczną do poszukiwania Planetoid, znacznie przyspieszając odkrycie tych słabych obiektów. W XXI wieku poszukiwacze używają sterowanych komputerowo kamer elektronicznych, co stanowi kolejny krok w technologii. Ponad pół miliona Planetoid ma teraz dobrze określone orbity.

Asteroidom nadano numer (odpowiadający kolejności odkrycia), a czasem także nazwę. Pierwotnie nazwy Planetoid zostały wybrane z mitologii greckiej i rzymskiej. Po wyczerpaniu tych i innych imion żeńskich (w tym później małżonków, przyjaciół, kwiatów, miast i innych), astronomowie zwrócili się do nazwisk kolegów (i innych wyróżniających się osób), których chcieli uhonorować. Na przykład planetoidy 2410, 4859 i 68448 noszą nazwy Morrison, Fraknoi i Sidneywolff, dla trzech oryginalnych autorów tego podręcznika.

największą asteroidą jest Ceres (numer 1), o średnicy mniejszej niż 1000 kilometrów. Jak widzieliśmy, Ceres była uważana za planetę, kiedy została odkryta, ale później została nazwana asteroidą(pierwszą z wielu.) Teraz został ponownie przeklasyfikowany i jest uważany za jedną z planet karłowatych, podobnie jak Pluton (patrz rozdział o księżycach, pierścieniach i Plutonie). Nadal jednak uważamy, że jest to wygodne, aby omówić Ceres jako największą z Planetoid. Dwie inne planetoidy, Pallas i Vesta, mają średnicę około 500 kilometrów, a około 15 kolejnych jest większych niż 250 kilometrów (patrz Tabela 1). Liczba planetoid gwałtownie rośnie wraz ze zmniejszaniem się ich rozmiarów; jest około 100 razy więcej obiektów o średnicy 10 kilometrów niż 100 kilometrów. Do 2016 roku astronomowie odkryli blisko milion Planetoid.

wszystkie planetoidy krążą wokół Słońca w tym samym kierunku co planety, a większość ich orbit leży w pobliżu płaszczyzny, w której krąży ziemia i inne planety. Większość Planetoid znajduje się w pasie planetoid, regionie między Marsem a Jowiszem, który zawiera wszystkie planetoidy o okresie orbitalnym od 3,3 do 6 lat (Rysunek 1). Chociaż ponad 75% znanych Planetoid znajduje się w pasie, nie są one blisko siebie (jak są czasami przedstawiane w filmach science fiction). Objętość pasa jest w rzeczywistości bardzo duża, a typowy odstęp między obiektami (do 1 kilometra) wynosi kilka milionów kilometrów. (Było to szczęśliwe dla statków takich jak Galileo, Cassini, Rosetta i New Horizons, które musiały podróżować przez pas planetoid bez kolizji.)

Rysunek 1: asteroidy w Układzie Słonecznym. Ten wygenerowany komputerowo diagram pokazuje pozycje Planetoid znanych w 2006 roku. Gdyby rozmiary Planetoid zostały narysowane w skali, żadna z kropek reprezentujących asteroidę nie byłaby widoczna. Tutaj kropki asteroid są zbyt duże i dają fałszywe wrażenie, jak zatłoczony byłby pas asteroid, gdybyś w nim był. Zauważ, że oprócz tych w pasie planetoid, istnieją również asteroidy w wewnętrznym układzie słonecznym i niektóre wzdłuż orbity Jowisza (takie jak grupy trojanów i Greków), kontrolowane przez grawitację olbrzymiej planety.

mimo to, w ciągu długiej historii naszego Układu Słonecznego, doszło do wielu kolizji pomiędzy samymi asteroidami. W 1918 roku japoński astronom Kiyotsugu Hirayama odkrył, że niektóre planetoidy należą do rodzin, grup o podobnej charakterystyce orbitalnej. Wysunął hipotezę, że każda rodzina mogła wynikać z rozpadu większego ciała lub, co bardziej prawdopodobne, z kolizji dwóch Planetoid. Niewielkie różnice w prędkościach, z jakimi poszczególne fragmenty opuściły miejsce kolizji, wynikają z niewielkiego rozmieszczenia na orbitach obserwowanych obecnie dla różnych planetoid z danej rodziny. Istnieje kilkadziesiąt takich rodzin, a obserwacje wykazały, że poszczególni członkowie większości rodzin mają podobne kompozycje, jak byśmy się spodziewali, gdyby byli fragmentami wspólnego rodzica.

skład i klasyfikacja

asteroidy są tak różne jak czarno-białe. Większość jest bardzo ciemna, z odbiciem zaledwie 3-4%, jak bryła węgla. Jednak inna duża grupa ma typowy współczynnik odbicia wynoszący 15%. Aby lepiej zrozumieć te różnice i ich związek ze składem chemicznym, astronomowie badają spektrum światła odbitego od Planetoid w poszukiwaniu wskazówek na temat ich składu.

ciemne planetoidy są ujawnione w badaniach spektralnych jako prymitywne ciała (te, które zmieniły się niewiele chemicznie od początku układu słonecznego) złożone z krzemianów zmieszanych z ciemnymi, organicznymi związkami węgla. Są one znane jako planetoidy Typu C („C” dla karbonu). Dwie z największych planetoid, Ceres i Pallas, są prymitywne, podobnie jak prawie wszystkie planetoidy w zewnętrznej części pasa.

drugą najludniejszą grupą są planetoidy typu S, gdzie „S” oznacza skład kamienisty lub krzemianowy. Tutaj brakuje związków ciemnego węgla, co skutkuje wyższym współczynnikiem odbicia i wyraźniejszymi sygnaturami spektralnymi minerałów krzemianowych. Planetoidy typu S są również prymitywne chemicznie, ale ich inny skład wskazuje, że prawdopodobnie powstały w innym miejscu w Układzie Słonecznym niż planetoidy typu C.

planetoidy trzeciej klasy, znacznie mniej liczne niż te z dwóch pierwszych, składają się głównie z metalu i nazywane są asteroidami typu M („M” dla metalu). Spektroskopowo identyfikacja metalu jest trudna, ale dla co najmniej największej asteroidy typu M, Psyche, identyfikacja ta została potwierdzona przez radar. Ponieważ metalowa asteroida, jak samolot czy statek, jest o wiele lepszym reflektorem radaru niż kamienny obiekt, psychika wydaje się jasna, gdy celujemy w nią wiązką radaru.

skąd się wzięły takie metalowe asteroidy? Podejrzewamy, że każdy pochodzi z ciała macierzystego wystarczająco dużego,aby jego stopione wnętrze mogło się osadzić lub odróżnić, a cięższe metale zatonęły do środka. Kiedy to ciało macierzyste rozpadło się w późniejszym zderzeniu, fragmenty rdzenia były bogate w metale. Jest wystarczająco dużo metalu w nawet 1-kilometrowej asteroidzie typu M, aby zaopatrzyć świat w żelazo i wiele innych metali przemysłowych w dającej się przewidzieć przyszłości, jeśli moglibyśmy bezpiecznie sprowadzić go na Ziemię.

oprócz Planetoid typu M, kilka innych Planetoid wykazuje oznaki wczesnego nagrzewania się i różnicowania. Mają one bazaltowe powierzchnie, takie jak wulkaniczne równiny Księżyca i Marsa; duża planetoida Vesta (omówiona za chwilę) należy do tej ostatniej kategorii.

różne klasy Planetoid znajdują się w różnych odległościach od Słońca (Rysunek 2). Śledząc, jak skład Planetoid zmienia się w zależności od odległości od Słońca, możemy zrekonstruować niektóre właściwości mgławicy słonecznej, z której pierwotnie powstały.

Rysunek 2: Gdzie znajdują się różne typy Planetoid. Planetoidy o różnym składzie rozmieszczone są w różnych odległościach od Słońca. Typ S I Typ C są prymitywne; Typ M składa się z rdzeni zróżnicowanych ciał macierzystych.

Vesta: zróżnicowana planetoida

Rysunek 3: Kawałek Westy. Meteoryt ten (skała, która spadła z kosmosu) został zidentyfikowany jako wulkaniczny fragment skorupy planetoidy Westa. (źródło: modyfikacja pracy R. Kempton (New England Meteoritical Services))

Westa jest jedną z najciekawszych Planetoid. Okrąża Słońce z półosią główną 2,4 AU w wewnętrznej części pasa planetoid. Jego stosunkowo wysoki współczynnik odbicia wynoszący prawie 30% sprawia, że jest najjaśniejszą asteroidą, tak jasną, że jest faktycznie widoczna dla nieuzbrojonego oka, jeśli wiesz, gdzie patrzeć. Ale jego prawdziwe roszczenie do sławy polega na tym, że jego powierzchnia pokryta jest bazaltem, co wskazuje, że Westa jest zróżnicowanym obiektem, który musiał być kiedyś aktywny wulkanalnie, pomimo swoich niewielkich rozmiarów (około 500 kilometrów średnicy).

meteoryty z powierzchni Westy (ryc. 3), zidentyfikowane przez porównanie ich widm z widmami samej Westy, wylądowały na Ziemi i są dostępne do bezpośrednich badań w laboratorium. Wiemy więc bardzo dużo o tej asteroidzie. Wiek strumieni lawy, z których pochodzą te meteoryty, został zmierzony na 4.4 do 4.5 miliardów lat, wkrótce po uformowaniu się Układu Słonecznego. Wiek ten jest zgodny z tym, czego możemy się spodziewać po wulkanach na Westie; jakikolwiek proces podgrzewania tak małego obiektu był prawdopodobnie intensywny i krótkotrwały. W 2016 roku w Turcji spadł meteoryt, który można zidentyfikować ze szczególnym strumieniem lawy, jak ujawnił orbitujący statek kosmiczny Dawn.

planetoidy z bliska

w drodze do spotkania z Jowiszem w 1995 roku sonda Galileo miała lecieć w pobliżu dwóch Planetoid pasa głównego typu S, nazwanych Gaspra i Ida. Kamera Galileo ujawniła zarówno tak długie, jak i bardzo nieregularne (przypominające poobijanego ziemniaka), jak przystało na fragmenty z katastrofalnej kolizji (ryc. 4).

Rysunek 4: Matylda, Gaspra i Ida. Pierwsze trzy planetoidy sfotografowane z lotów kosmicznych, wydrukowane w tej samej skali. Gaspra i Ida są typu S i były badane przez sondę Galileo; Mathilde jest Typu C i był celem przelotowym dla sondy NEAR-Shoemaker. (źródło: modyfikacja prac przez NEAR Project, Galileo Project, NASA)

szczegółowe zdjęcia pozwoliły nam policzyć kratery na Gasprze i idzie oraz oszacować czas, przez jaki ich powierzchnie były narażone na kolizje. Naukowcy z Galileo doszli do wniosku, że asteroidy te mają tylko około 200 milionów lat (czyli zderzenia, które je utworzyły, miały miejsce około 200 milionów lat temu). Obliczenia sugerują, że asteroida wielkości Gaspry lub Idy może spodziewać się kolejnej katastrofalnej kolizji w ciągu najbliższych miliardów lat, kiedy to zostanie zakłócona, tworząc kolejną generację jeszcze mniejszych fragmentów.

największym zaskoczeniem lotu Galileusza Idy było odkrycie księżyca (który wówczas nazwano Daktylem), znajdującego się na orbicie wokół planetoidy (ryc. 5). Chociaż tylko 1.5 km średnicy, mniejszy niż wiele kampusów uniwersyteckich, Daktyl dostarcza naukowcom czegoś poza ich zasięgiem-pomiaru masy i gęstości Idy za pomocą praw Keplera. Odległość księżyca wynosząca około 100 km i okres orbitalny wynoszący około 24 godziny wskazują, że Ida ma gęstość około 2,5 g/cm3, co odpowiada gęstości prymitywnych skał. Następnie zarówno duże teleskopy światła widzialnego, jak i radar planetarny o dużej mocy odkryły wiele innych księżyców asteroid, dzięki czemu jesteśmy teraz w stanie gromadzić cenne dane na temat mas i gęstości Planetoid.

Rysunek 5: Ida i Daktyl. Asteroida Ida i jej mały księżyc Daktyl (małe ciało po prawej) zostały sfotografowane przez sondę Galileo w 1993 roku. Nieregularnie ukształtowana Ida ma 56 kilometrów długości, podczas gdy Daktyl ma około 1,5 kilometra średnicy. Kolory zostały zintensyfikowane na tym zdjęciu; dla oka wszystkie asteroidy wyglądają zasadniczo na szare. (źródło: modyfikacja prac NASA/JPL)

przy okazji, Fobos i Deimos, dwa małe księżyce Marsa, są prawdopodobnie przechwyconymi asteroidami (Rysunek 6). Po raz pierwszy zostały zbadane z bliska przez Viking orbiters w 1977 roku, a później przez Mars Global Surveyor. Obie są nieregularne, nieco wydłużone i silnie zbudowane, przypominając inne mniejsze asteroidy. Ich największe wymiary to odpowiednio około 26 kilometrów i 16 kilometrów. Małe zewnętrzne księżyce Jowisza i Saturna zostały prawdopodobnie również uchwycone z mijających Planetoid, być może na początku historii Układu Słonecznego.

Rysunek 6: Księżyce Marsa. Dwa małe księżyce Marsa, (a) Fobos i (b) Deimos, zostały odkryte w 1877 roku przez amerykańskiego astronoma Asapha Halla. Ich materiały powierzchniowe są podobne do wielu Planetoid w zewnętrznym pasie planetoid, co prowadzi astronomów do przekonania, że dwa księżyce mogą być przechwytywane asteroidy. (kredyt a: modyfikacja pracy NASA; kredyt b: modyfikacja pracy NASA/JPL-Caltech/University of Arizona)

począwszy od lat 90., statki kosmiczne przyjrzały się bliżej kilku asteroidom. Sonda Near Earth Asteroid Rendezvous (NEAR) weszła na orbitę wokół planetoidy typu S Eros, stając się tymczasowym księżycem tej planetoidy. W drodze do Eros, sonda NEAR została przemianowana na cześć geologa planetarnego Eugene ’ a Shoemakera, pioniera w naszym rozumieniu kraterów i uderzeń.

przez rok statek kosmiczny NEAR-Shoemaker okrążał małą asteroidę na różnych wysokościach, mierząc jej powierzchnię i skład wnętrza, a także mapując Erosa ze wszystkich stron (Rysunek 7). Dane wykazały, że Eros jest wykonany z najbardziej prymitywnych chemicznie materiałów w Układzie Słonecznym. Kilka innych Planetoid zostało ujawnionych jako zbudowane z luźno związanego gruzu, ale nie Eros. Jego jednolita gęstość (mniej więcej taka sama jak skorupy ziemskiej) i rozległe rowki i grzbiety w skali globalnej pokazują, że jest to pęknięta, ale solidna skała.

Rysunek 7: patrząc w dół na Biegun Północny Erosa. Ten widok został zbudowany z sześciu zdjęć asteroidy wykonanych z wysokości 200 kilometrów. Duży Krater na szczycie został nazwany Psyche (od Panny, która była kochanką Erosa w klasycznej mitologii) i ma około 5,3 km szerokości. Bezpośrednio pod nim widać obszar w kształcie siodła. Widoczne są kratery różnej wielkości. (kredyt: modyfikacja pracy NASA/JHUPL)

Eros ma dużo luźnego materiału powierzchniowego, który wydaje się zsunął w dół w kierunku niższych wzniesień. W niektórych miejscach warstwa gruzu powierzchniowego ma głębokość 100 metrów. Wierzchołek luźnej gleby usiany jest rozproszonymi, na wpół zakopanymi głazami. Tych głazów jest tak wiele, że są one liczniejsze niż kratery. Oczywiście, przy tak niskiej grawitacji na tym małym świecie, odwiedzający astronautę znajdowałby luźne głazy toczące się w jej kierunku dość powoli i mógł łatwo skakać wystarczająco wysoko, aby uniknąć trafienia przez jednego. Chociaż sonda NEAR-Shoemaker nie została skonstruowana jako lądownik, pod koniec misji orbitalnej w 2000 roku pozwolono jej łagodnie spaść na powierzchnię, gdzie kontynuowała analizę chemiczną przez kolejny tydzień.

w 2003 roku japońska misja Hayabusa 1 nie tylko odwiedziła małą asteroidę, ale także przywiozła próbki do badań w laboratoriach na Ziemi. Docelowa planetoida typu S, Itokawa (pokazana na rysunku 8), jest znacznie mniejsza od Eros, ma tylko około 500 metrów długości. Asteroida ta jest wydłużona i wydaje się być wynikiem kolizji dwóch osobnych Planetoid dawno temu. Nie ma prawie żadnych kraterów uderzeniowych, ale mnóstwo głazów (jak stos gruzu) na powierzchni.

Rysunek 8: asteroida Itokawa. Na powierzchni planetoidy Itokawa nie ma kraterów. Astronomowie wysunęli hipotezę, że jego powierzchnia składa się ze skał i kawałków lodu utrzymywanych razem przez niewielką ilość grawitacji, a jego wnętrze jest prawdopodobnie również podobną stertą gruzu. (źródło: JAXA)

Sonda Hayabusa została zaprojektowana nie do lądowania, ale do dotykania powierzchni na tyle długo, aby pobrać niewielką próbkę. Ten podstępny manewr nie powiódł się przy pierwszej próbie, a statek na krótko przewrócił się na bok. Ostatecznie kontrolerom udało się zebrać kilka ziaren materiału powierzchniowego i przenieść je do kapsuły powrotnej.

Rysunek 9: powrót Hayabusa. Ten dramatyczny obraz pokazuje, jak sonda Hayabusa rozbija się po ponownym wejściu. Kapsuła powrotna, która oddzieliła się od głównego statku kosmicznego i zeskoczyła na powierzchnię, świeci w prawym dolnym rogu. (źródło: modyfikacja prac NASA Ames / Jesse Carpenter / Greg Merkes)

powrót w 2010 roku do atmosfery ziemskiej nad Australią był spektakularny (Rysunek 9), z ognistym rozpadem statku kosmicznego, podczas gdy mała kapsuła powrotna z powodzeniem skoczyła na powierzchnię. Miesiące starannej ekstrakcji i badań ponad tysiąca drobnych cząstek pyłu potwierdziły, że powierzchnia Itokawy miała skład podobny do znanej klasy prymitywnych meteorytów. Szacujemy, że ziarna pyłu, które zebrała Hayabusa, były eksponowane na powierzchni asteroidy przez około 8 milionów lat.

najambitniejsza misja kosmiczna (o nazwie Dawn) odwiedziła dwie największe asteroidy pasa głównego, Ceres i Westę, obiegając je przez około rok (Rysunek 10). Ich duże rozmiary (średnice odpowiednio około 1000 i 500 km) sprawiają, że nadają się do porównania z planetami i dużymi księżycami. Obie okazały się być mocno skrzydlate, co sugeruje, że ich powierzchnie są stare. Na Westie zlokalizowaliśmy Duże kratery uderzeniowe, które wyrzuciły bazaltowe meteoryty wcześniej zidentyfikowane jako pochodzące z tej asteroidy. Kratery te są tak duże, że pobierają próbki z kilku warstw skorupy Westy.

Rysunek 10: Vesta i Ceres. Sonda NASA Dawn wykonała te zdjęcia dużych Planetoid (a) Vesta I (B) Ceres. (a) zauważ, że Westa nie jest okrągła, tak jak Ceres (który jest uważany za planetę karłowatą). Góra dwa razy wyższa od Mt. Everest na Ziemi jest widoczny na samym dole obrazu Westy. (b) obraz Ceres ma swoje kolory przesadzone, aby wydobyć różnice w kompozycji. Możesz zobaczyć białą cechę w kraterze Occator w pobliżu środka obrazu. (kredyt a, b: modyfikacja prac NASA / JPL-Caltech/UCLA/MPS/DLR/IDA)

Ceres nie ma porównywalnej historii gigantycznych uderzeń, więc jego powierzchnia jest pokryta kraterami, które wyglądają bardziej jak te z księżycowych wyżyn. Dużym zaskoczeniem w Ceres jest obecność bardzo jasnych białych plam, związanych przede wszystkim z centralnymi szczytami dużych kraterów (ryc. Jasnokolorowy minerał jest rodzajem soli, wytwarzanej podczas formowania się tych kraterów lub następnie uwalnianej z wnętrza.

Rysunek 11: białe plamy w większym kraterze na Ceres. Te jasne cechy wydają się być złożami soli w kraterze Ceres zwanym Occator, który ma 92 kilometry średnicy. (źródło: modyfikacja prac NASA / JPL-Caltech/UCLA/MPS/DLR/IDA)

Słowniczek

:

pas planetoid: obszar układu słonecznego pomiędzy orbitami Marsa i Jowisza, w którym znajduje się większość Planetoid; pas Główny, w którym orbity są na ogół najbardziej stabilne, rozciąga się od 2,2 do 3,3 AU od Słońca