obiective de învățare

până la sfârșitul acestei secțiuni, va fi capabil să:

• sublinia povestea descoperirii de asteroizi și să descrie orbitele lor tipice
• descrie compoziția și clasificarea diferitelor tipuri de asteroizi
• discuta despre ceea ce a fost învățat de la misiuni de nave spațiale la mai multe asteroizi

spațiu între Marte și Jupiter, o regiune a sistemului solar numită centura de asteroizi. Asteroizii sunt prea mici pentru a fi văzuți fără telescop; primul dintre ele nu a fost descoperit până la începutul secolului al XIX-lea.

descoperirea și orbitele asteroizilor

la sfârșitul anilor 1700, mulți astronomi căutau o planetă suplimentară despre care credeau că ar trebui să existe în decalajul dintre orbitele lui Marte și Jupiter. Astronomul Sicilian Giovanni Piazzi a crezut că a găsit această planetă dispărută în 1801, când a descoperit primul asteroid (sau așa cum a fost numit mai târziu, „planetă minoră”) care orbitează la 2,8 UA de soare. Descoperirea sa, pe care a numit-o Ceres, a fost urmată rapid de detectarea altor trei planete mici pe orbite similare.în mod clar, nu a existat o singură planetă lipsă între Marte și Jupiter, ci mai degrabă un întreg grup de obiecte, Fiecare mult mai mică decât Luna noastră. (O istorie similară a descoperirilor a avut loc în mișcare lentă în sistemul solar exterior. Pluto a fost descoperit dincolo de Neptun în 1930 și a fost numit inițial o planetă, dar la începutul secolului XXI, au fost găsite alte câteva obiecte similare. Acum le numim pe toate planete pitice.până în 1890, mai mult de 300 dintre aceste planete minore sau asteroizi au fost descoperite de observatori cu ochi ascuțiți. În acel an, Max Wolf la Heidelberg a introdus fotografia astronomică în căutarea asteroizilor, accelerând foarte mult descoperirea acestor obiecte slabe. În secolul XXI, căutătorii folosesc camere electronice bazate pe computer, un alt salt în tehnologie. Mai mult de jumătate de milion de asteroizi au acum orbite bine determinate.

asteroizilor li se dă un număr (corespunzător ordinii descoperirii) și uneori și un nume. Inițial, numele asteroizilor au fost alese dintre zeițele din mitologia greacă și romană. După epuizarea acestor nume și a altor nume feminine (inclusiv, mai târziu, cele ale soților, prietenilor, florilor, orașelor și altele), astronomii au apelat la numele colegilor (și al altor persoane de distincție) pe care doreau să le onoreze. De exemplu, asteroizii 2410, 4859 și 68448 sunt numiți Morrison, Fraknoi și Sidneywolff, pentru cei trei autori originali ai acestui manual.

cel mai mare asteroid este Ceres (numerotat 1), cu un diametru mai mic de 1000 de kilometri. După cum am văzut, Ceres a fost considerată o planetă când a fost descoperită, dar mai târziu a fost numită asteroid (primul dintre multe altele.) Acum, a fost din nou reclasificată și este considerată una dintre planetele pitice, cum ar fi Pluto (vezi capitolul despre Luni, inele și Pluto). Totuși, considerăm că este convenabil să discutăm despre Ceres ca fiind cel mai mare dintre asteroizi. Alți doi asteroizi, Pallas și Vesta, au diametre de aproximativ 500 de kilometri, iar alte aproximativ 15 sunt mai mari de 250 de kilometri (vezi Tabelul 1). Numărul de asteroizi crește rapid odată cu scăderea dimensiunii; există de aproximativ 100 de ori mai multe obiecte de 10 kilometri decât 100 de kilometri. Până în 2016, aproape un milion de asteroizi au fost descoperiți de astronomi.

asteroizii se învârt în jurul Soarelui în aceeași direcție cu planetele, iar majoritatea orbitelor lor se află în apropierea planului în care pământul și alte planete circulă. Majoritatea asteroizilor se află în centura de asteroizi, regiunea dintre Marte și Jupiter care conține toți asteroizii cu perioade orbitale cuprinse între 3,3 și 6 ani (Figura 1). Deși mai mult de 75% din asteroizii cunoscuți se află în centură, ei nu sunt strâns distanțați (așa cum sunt uneori descriși în filmele science fiction). Volumul centurii este de fapt foarte mare, iar distanța tipică dintre obiecte (până la 1 kilometru în dimensiune) este de câteva milioane de kilometri. (Acest lucru a fost norocos pentru nave spațiale precum Galileo, Cassini, Rosetta și New Horizons, care trebuiau să călătorească prin centura de asteroizi fără o coliziune.)

Figura 1: asteroizii din Sistemul Solar. Această diagramă generată de computer arată pozițiile asteroizilor cunoscuți în 2006. Dacă dimensiunile asteroidului ar fi atrase la scară, niciunul dintre punctele care reprezintă un asteroid nu ar fi vizibil. Aici, punctele de asteroizi sunt prea mari și dau o impresie falsă despre cât de aglomerată ar arăta centura de asteroizi dacă ați fi în ea. Rețineți că, pe lângă cei din centura de asteroizi, există și asteroizi în sistemul solar interior și unii de-a lungul orbitei lui Jupiter (cum ar fi grupurile troieni și greci), controlate de gravitația planetei uriașe.

totuși, de-a lungul istoriei îndelungate a sistemului nostru solar, au existat un număr bun de coliziuni între asteroizi înșiși. În 1918, astronomul Japonez Kiyotsugu Hirayama a descoperit că unii asteroizi se încadrează în familii, grupuri cu caracteristici orbitale similare. El a emis ipoteza că fiecare familie ar fi putut rezulta din destrămarea unui corp mai mare sau, mai probabil, din coliziunea a doi asteroizi. Diferențele ușoare în viteza cu care diferitele fragmente au părăsit scena coliziunii explică mica răspândire pe orbite observată acum pentru diferiții asteroizi dintr-o anumită familie. Există câteva zeci de astfel de familii, iar observațiile au arătat că membrii individuali ai majorității familiilor au compoziții similare, așa cum ne-am aștepta dacă ar fi fragmente ale unui părinte comun.

compoziția și clasificarea

asteroizii sunt la fel de diferiți ca alb-negru. Majoritatea sunt foarte întunecate, cu o reflectivitate de doar 3 până la 4%, ca o bucată de cărbune. Cu toate acestea, un alt grup mare are o reflectivitate tipică de 15%. Pentru a înțelege mai multe despre aceste diferențe și modul în care acestea sunt legate de compoziția chimică, astronomii studiază spectrul luminii reflectate de asteroizi pentru indicii despre compoziția lor.

asteroizii întunecați sunt descoperiți din studiile spectrale ca fiind corpuri primitive (cele care s-au schimbat puțin chimic de la începutul sistemului solar) compuse din silicați amestecați cu compuși de carbon organici întunecați. Acestea sunt cunoscute sub numele de asteroizi de tip C („C” pentru carbonat). Doi dintre cei mai mari asteroizi, Ceres și Pallas, sunt primitivi, la fel ca aproape toți asteroizii din partea exterioară a centurii.

al doilea grup cel mai populat este asteroizii de tip S, unde „S” reprezintă o compoziție pietroasă sau silicată. Aici, compușii de carbon întunecați lipsesc, rezultând o reflectivitate mai mare și semnături spectrale mai clare ale mineralelor silicate. Asteroizii de tip S sunt, de asemenea, primitivi din punct de vedere chimic, dar compoziția lor diferită indică faptul că probabil s-au format într-o locație diferită în sistemul solar de asteroizii de tip C.

asteroizii de clasa a treia, mult mai puțin numeroși decât cei din primele două, sunt compuși în principal din metal și sunt numiți asteroizi de tip M („M” pentru metal). Spectroscopic, identificarea metalului este dificilă, dar pentru cel puțin cel mai mare asteroid de tip M, Psyche, această identificare a fost confirmată de radar. Deoarece un asteroid metalic, ca un avion sau o navă, este un reflector mult mai bun al radarului decât un obiect pietros, Psyche apare luminos atunci când țintim un fascicul radar spre el.

cum au ajuns să fie astfel de asteroizi metalici? Bănuim că fiecare provenea dintr-un corp părinte suficient de mare pentru ca interiorul său topit să se stabilească sau să se diferențieze, iar metalele mai grele s-au scufundat în centru. Când acest corp părinte s-a spulberat într-o coliziune ulterioară, fragmentele din miez erau bogate în metale. Există suficient metal chiar și într-un asteroid de tip M de 1 kilometru pentru a furniza lumii fier și multe alte metale industriale pentru viitorul previzibil, dacă am putea aduce unul în siguranță pe Pământ.

în plus față de asteroizii de tip M, câțiva alți asteroizi prezintă semne de încălzire și diferențiere timpurie. Acestea au suprafețe bazaltice precum câmpiile vulcanice ale lunii și Marte; marele asteroid Vesta (discutat într-un moment) se află în această ultimă categorie.

diferitele clase de asteroizi se găsesc la distanțe diferite de soare (Figura 2). Urmărind modul în care compozițiile asteroizilor variază în funcție de Distanța față de soare, putem reconstrui unele dintre proprietățile nebuloasei solare din care s-au format inițial.

Figura 2: Unde se găsesc diferite tipuri de asteroizi. Asteroizii cu compoziție diferită sunt distribuiți la distanțe diferite de soare. Tipul S și tipul C sunt ambele primitive; Tipul M constă din nuclee de corpuri părinte diferențiate.

Vesta: un Asteroid diferențiat

Figura 3: bucată de Vesta. Acest meteorit (Roca care a căzut din spațiu) a fost identificat ca un fragment vulcanic din scoarța asteroidului Vesta. (credit: modificarea lucrărilor de R. Kempton (New England Meteoritical Services))

Vesta este unul dintre cei mai interesanți dintre asteroizi. Orbitează Soarele cu o axă semi-majoră de 2,4 UA în partea interioară a centurii de asteroizi. Reflectivitatea sa relativ ridicată de aproape 30% îl face cel mai strălucitor asteroid, atât de strălucitor încât este de fapt vizibil cu ochiul liber dacă știi exact unde să te uiți. Dar adevărata sa pretenție la faimă este că suprafața sa este acoperită cu bazalt, indicând faptul că Vesta este un obiect diferențiat care trebuie să fi fost cândva activ vulcanic, în ciuda dimensiunilor sale mici (aproximativ 500 de kilometri în diametru).

meteoriții de pe suprafața Vesta (Figura 3), identificați prin compararea spectrelor lor cu cele ale Vesta în sine, au aterizat pe Pământ și sunt disponibili pentru studiu direct în laborator. Știm foarte multe despre acest asteroid. Vârsta fluxurilor de lavă din care provin acești meteoriți a fost măsurată la 4,4 până la 4.5 miliarde de ani, foarte curând după formarea sistemului solar. Această vârstă este în concordanță cu ceea ce ne-am putea aștepta pentru Vulcanii de pe Vesta; orice proces a încălzit un obiect atât de mic a fost probabil intens și de scurtă durată. În 2016, un meteorit a căzut în Turcia, care ar putea fi identificat cu un anumit flux de lavă, așa cum a dezvăluit nava spațială Dawn.

asteroizi de aproape

în drum spre întâlnirea sa din 1995 cu Jupiter, nava spațială Galileo a fost vizată să zboare aproape de doi asteroizi de tip S din centura principală numiți Gaspra și Ida. Camera Galileo a dezvăluit atât lung cât și foarte neregulat (asemănător unui cartof bătut), așa cum se potrivește fragmentelor dintr-o coliziune catastrofală (Figura 4).

Figura 4: Mathilde, Gaspra și Ida. Primii trei asteroizi fotografiați de pe nava spațială flybys, tipăriți la aceeași scară. Gaspra și Ida sunt de tip S și au fost investigate de nava spațială Galileo; Mathilde este de tip C și a fost o țintă de zbor pentru nava spațială NEAR-Shoemaker. (credit: modificarea lucrărilor de către NEAR Project, proiectul Galileo, NASA)

imaginile detaliate ne-au permis să numărăm craterele de pe Gaspra și Ida și să estimăm durata de timp în care suprafețele lor au fost expuse coliziunilor. Oamenii de știință Galileo au ajuns la concluzia că acești asteroizi au doar aproximativ 200 de milioane de ani (adică coliziunile care i-au format au avut loc acum aproximativ 200 de milioane de ani). Calculele sugerează că un asteroid de dimensiunea Gaspra sau Ida se poate aștepta la o altă coliziune catastrofală cândva în următorii miliarde de ani, moment în care va fi perturbat pentru a forma o altă generație de fragmente încă mai mici.

cea mai mare surpriză a zborului Galileo din Ida a fost descoperirea unei luni (care a fost numită atunci dactil), pe orbită în jurul asteroidului (Figura 5). Deși numai 1.Cu 5 kilometri în diametru, mai mic decât multe campusuri universitare, Dactyl oferă oamenilor de știință ceva altfel dincolo de raza lor de acțiune—o măsurare a masei și densității Ida folosind legile lui Kepler. Distanța lunii de aproximativ 100 de kilometri și perioada orbitală de aproximativ 24 de ore indică faptul că Ida are o densitate de aproximativ 2,5 g/cm3, care se potrivește cu densitatea rocilor primitive. Ulterior, atât telescoapele mari cu lumină vizibilă, cât și radarul planetar de mare putere au descoperit multe alte luni de asteroizi, astfel încât acum suntem capabili să acumulăm date valoroase despre masele și densitățile asteroizilor.

Figura 5: Ida și dactil. Asteroidul Ida și satelitul său mic dactil (corpul mic din dreapta Sa), au fost fotografiate de nava spațială Galileo în 1993. Ida cu formă neregulată are 56 de kilometri în cea mai lungă dimensiune, în timp ce dactilul are aproximativ 1,5 kilometri. Culorile au fost intensificate în această imagine; pentru ochi, toți asteroizii arată practic gri. (credit: modificarea lucrărilor de către NASA/JPL)

apropo, Phobos și Deimos, cele două luni mici ale lui Marte, sunt probabil asteroizi capturați (Figura 6). Au fost studiate pentru prima dată la distanță apropiată de Viking orbiters în 1977 și mai târziu de Mars Global Surveyor. Ambele sunt neregulate, oarecum alungite și puternic create, asemănătoare cu alți asteroizi mai mici. Cele mai mari dimensiuni ale acestora sunt de aproximativ 26 de kilometri, respectiv 16 kilometri. Micile luni exterioare ale lui Jupiter și Saturn au fost probabil capturate și de la asteroizii care trec, probabil la începutul istoriei sistemului solar.

Figura 6: lunile lui Marte. Cele două luni mici ale lui Marte, (a) Phobos și (B) Deimos, au fost descoperite în 1877 de astronomul American Asaph Hall. Materialele lor de suprafață sunt similare cu multe dintre asteroizii din centura de asteroizi exterioară, ceea ce îi face pe astronomi să creadă că cele două luni pot fi asteroizi capturați. (credit a: modificarea muncii de către NASA; credit b: modificarea muncii de către NASA/JPL-Caltech/Universitatea din Arizona)

începând cu anii 1990, navele spațiale au oferit o privire atentă asupra mai multor asteroizi. Nava spațială Near Earth Asteroid Rendezvous (NEAR) a intrat pe orbită în jurul asteroidului de tip S Eros, devenind o lună temporară a acestui asteroid. În drum spre Eros, nava spațială NEAR a fost redenumită după geologul planetar Eugene Shoemaker, un pionier în înțelegerea craterelor și a impactului.

timp de un an, nava spațială NEAR-Shoemaker a orbitat micul asteroid la diferite altitudini, măsurându-i suprafața și compoziția interioară, precum și cartografiind Eros din toate părțile (Figura 7). Datele au arătat că Eros este format din unele dintre cele mai primitive materiale chimice din Sistemul solar. Mai mulți alți asteroizi au fost dezvăluiți ca fiind făcuți din moloz liber legat, dar nu Eros. Densitatea sa uniformă (aproximativ aceeași cu cea a scoarței terestre) și canelurile și crestele extinse la scară globală arată că este o rocă crăpată, dar solidă.

Figura 7: Privind în jos la Polul Nord al Eros. Această vedere a fost construită din șase imagini ale asteroidului luate de la o altitudine de 200 de kilometri. Craterul mare din vârf a fost numit Psyche (după Fecioara care a fost iubita lui Eros în mitologia clasică) și are o lățime de aproximativ 5,3 kilometri. O regiune în formă de șa poate fi văzută direct sub ea. Craterele de multe dimensiuni diferite sunt vizibile. (credit: modificarea lucrărilor de către NASA/JHUPL)

Eros are o mulțime de materiale de suprafață libere care par să fi alunecat în jos spre cote mai mici. În unele locuri, stratul de moloz de suprafață are o adâncime de 100 de metri. Partea superioară a solului liber este presărată cu bolovani împrăștiați, pe jumătate îngropați. Există atât de mulți dintre acești bolovani încât sunt mai numeroși decât craterele. Desigur, cu gravitația atât de scăzută pe această lume mică, un astronaut în vizită ar găsi bolovani liberi care se rostogolesc spre ea destul de încet și ar putea sări cu ușurință suficient de sus pentru a evita să fie lovit de unul. Deși nava spațială NEAR-Shoemaker nu a fost construită ca un lander, la sfârșitul misiunii sale orbitale în 2000, i s-a permis să cadă ușor la suprafață, unde și-a continuat analiza chimică încă o săptămână.

în 2003, Misiunea Japoneză Hayabusa 1 nu numai că a vizitat un asteroid mic, dar a adus și probe pentru a studia în laboratoarele de pe Pământ. Asteroidul țintă de tip S, Itokawa (prezentat în Figura 8), este mult mai mic decât Eros, cu o lungime de doar 500 de metri. Acest asteroid este alungit și pare a fi rezultatul coliziunii a doi asteroizi separați cu mult timp în urmă. Aproape că nu există cratere de impact, ci o abundență de bolovani (ca o grămadă de moloz) la suprafață.

figura 8: asteroidul Itokawa. Suprafața asteroidului Itokawa pare să nu aibă cratere. Astronomii au emis ipoteza că suprafața sa este formată din roci și bucăți de gheață ținute împreună de o cantitate mică de gravitație, iar interiorul său este probabil, de asemenea, o grămadă de moloz similară. (credit: JAXA)

nava spațială Hayabusa a fost proiectată nu pentru a ateriza, ci pentru a atinge suprafața suficient de lungă pentru a colecta o mică probă. Această manevră dificilă a eșuat la prima încercare, nava spațială răsturnându-se scurt pe o parte. În cele din urmă, controlorii au reușit să ridice câteva boabe de material de suprafață și să le transfere în capsula de întoarcere.

Figura 9: Hayabusa întoarcere. Această imagine dramatică arată că sonda Hayabusa se rupe la reintrare. Capsula de întoarcere, care s-a separat de nava spațială principală și a fost parașutată la suprafață, strălucește în partea dreaptă jos. (credit: modificarea lucrărilor NASA Ames/Jesse Carpenter/Greg Merkes)

reintrarea în atmosfera Pământului din Australia din 2010 a fost spectaculoasă (Figura 9), cu o despărțire aprinsă a navei spațiale, în timp ce o mică capsulă de întoarcere s-a parașutat cu succes la suprafață. Lunile de extracție atentă și studiul a peste o mie de particule mici de praf au confirmat că suprafața Itokawa avea o compoziție similară cu o clasă bine cunoscută de meteoriți primitivi. Estimăm că boabele de praf pe care Hayabusa le-a luat au fost expuse pe suprafața asteroidului timp de aproximativ 8 milioane de ani.

cea mai ambițioasă misiune spațială de asteroizi (numită Dawn) a vizitat cei mai mari doi asteroizi din centura principală, Ceres și Vesta, orbitând fiecare timp de aproximativ un an (Figura 10). Dimensiunile lor mari (diametre de aproximativ 1000 și, respectiv, 500 de kilometri) le fac adecvate pentru comparație cu planetele și lunile mari. Ambele s-au dovedit a fi puternic craterate, ceea ce înseamnă că suprafețele lor sunt vechi. Pe Vesta, am localizat acum craterele mari de impact care au ejectat meteoriții bazaltici identificați anterior ca provenind de la acest asteroid. Aceste cratere sunt atât de mari încât eșantionează mai multe straturi de material crustal Vesta.

Figura 10: Vesta și Ceres. Nava spațială NASA Dawn a luat aceste imagini ale asteroizilor mari (a) Vesta și (B) Ceres. (a) rețineți că Vesta nu este rotundă, așa cum este Ceres (care este considerată o planetă pitică). Un munte de două ori înălțimea muntelui. Everest pe Pământ este vizibil chiar în partea de jos a imaginii Vesta. (b) imaginea lui Ceres are culorile sale exagerate pentru a scoate în evidență diferențe de compoziție. Puteți vedea o caracteristică albă în craterul Occator lângă centrul imaginii. (credit a, b: modificarea lucrărilor de către NASA / JPL-Caltech/UCLA/MPS/DLR/IDA)

Ceres nu a avut o istorie comparabilă de impacturi uriașe, astfel încât suprafața sa este acoperită cu cratere care seamănă mai mult cu cele din zonele muntoase lunare. Marea surpriză la Ceres este prezența unor pete albe foarte strălucitoare, asociate în primul rând cu vârfurile centrale ale craterelor mari (Figura 11). Mineralul de culoare deschisă este un fel de sare, fie produsă atunci când s-au format aceste cratere, fie ulterior eliberată din interior.

Figura 11: pete albe într-un Crater mai mare de pe Ceres. Aceste caracteristici luminoase par a fi depozite de sare într-un crater Ceres numit Occator, care are o lățime de 92 de kilometri. (credit: modificarea lucrărilor de NASA/JPL-Caltech/UCLA/MPS/DLR/IDA)

Glosar

asteroid: un obiect pietros sau metalic care orbitează Soarele, care este mai mic decât o planetă majoră, dar care nu prezintă nicio dovadă a unei atmosfere sau a altor tipuri de activitate asociate cometelor

centura de asteroizi: regiunea sistemului solar dintre orbitele lui Marte și Jupiter în care se află majoritatea asteroizilor; centura principală, unde orbitele sunt în general cele mai stabile, se extinde de la 2,2 la 3,3 UA