asteroiderna finns mestadels i det breda utrymmet mellan mars och Jupiter, en region i solsystemet som kallas asteroidbältet. Asteroider är för små för att ses utan teleskop; den första av dem upptäcktes inte förrän i början av artonhundratalet.

upptäckt och banor av asteroiderna

i slutet av 1700-talet jagade många astronomer efter en ytterligare planet som de trodde borde existera i klyftan mellan mars och Jupiters banor. Den sicilianska astronomen Giovanni Piazzi trodde att han hade hittat denna saknade planet 1801, när han upptäckte den första asteroiden (eller som den senare kallades ”minor planet”) som kretsade vid 2,8 AU från solen. Hans upptäckt, som han kallade Ceres, följdes snabbt av upptäckten av tre andra små planeter i liknande banor.det var uppenbart att det inte fanns en enda saknad planet mellan Mars och Jupiter utan snarare en hel grupp objekt, var och en mycket mindre än vår måne. (En analog upptäcktshistoria har spelat ut i slow motion i det yttre solsystemet. Pluto upptäcktes bortom Neptunus 1930 och kallades ursprungligen en planet, men i början av det tjugoförsta århundradet hittades flera andra liknande föremål. Vi kallar dem alla dvärgplaneter.)

år 1890 hade mer än 300 av dessa mindre planeter eller asteroider upptäckts av skarpögda observatörer. Det året introducerade Max Wolf i Heidelberg astronomisk fotografi för sökandet efter asteroider, vilket påskyndade upptäckten av dessa svaga föremål. Under det tjugoförsta århundradet använder sökare datordrivna elektroniska kameror, ett annat steg i teknik. Mer än en halv miljon asteroider har nu välbestämda banor.

asteroider ges ett nummer (motsvarande upptäcktsordningen) och ibland också ett namn. Ursprungligen valdes namnen på asteroider från gudinnor i grekisk och romersk mytologi. Efter att ha uttömt dessa och andra kvinnliga namn (inklusive senare makar, vänner, blommor, städer och andra) vände sig astronomer till namnen på kollegor (och andra personer med skillnad) som de ville hedra. Till exempel heter asteroiderna 2410, 4859 och 68448 Morrison, Fraknoi och Sidneywolff, för de tre ursprungliga författarna till denna lärobok.

den största asteroiden är Ceres (numrerad 1), med en diameter bara mindre än 1000 kilometer. Som vi såg betraktades Ceres som en planet när den upptäcktes men senare kallades en asteroid (den första av många.) Nu har den återigen klassificerats om och anses vara en av dvärgplaneterna, som Pluto (se kapitlet om månar, ringar och Pluto). Vi tycker fortfarande att det är bekvämt att diskutera Ceres som den största av asteroiderna. Två andra asteroider, Pallas och Vesta, har diametrar på cirka 500 kilometer och cirka 15 mer är större än 250 kilometer (se Tabell 1). Antalet asteroider ökar snabbt med minskande storlek; det finns cirka 100 gånger fler objekt 10 kilometer över än det finns 100 kilometer över. År 2016 har nästan en miljon asteroider upptäckts av astronomer.

asteroiderna kretsar alla om solen i samma riktning som planeterna, och de flesta av deras banor ligger nära planet där jorden och andra planeter cirklar. Majoriteten av asteroiderna finns i asteroidbältet, regionen mellan Mars och Jupiter som innehåller alla asteroider med omloppsperioder mellan 3,3 och 6 år (Figur 1). Även om mer än 75% av de kända asteroiderna finns i bältet, är de inte nära åtskilda (som de ibland avbildas i science fiction-filmer). Bältets volym är faktiskt mycket stor och det typiska avståndet mellan objekt (ner till 1 kilometer i storlek) är flera miljoner kilometer. (Detta var lyckligt för rymdfarkoster som Galileo, Cassini, Rosetta och New Horizons, som behövde resa genom asteroidbältet utan kollision.)

Figur 1: asteroider i solsystemet. Detta datorgenererade diagram visar positionerna för asteroiderna som var kända 2006. Om asteroidstorlekarna drogs i skala skulle ingen av prickarna som representerar en asteroid vara synlig. Här är asteroidpunkterna för stora och ger ett falskt intryck av hur trångt asteroidbältet skulle se ut om du var i det. Observera att förutom de i asteroidbältet finns det också asteroider i det inre solsystemet och några längs Jupiters bana (som trojaner och greker), kontrollerade av jätteplanets gravitation.

ändå har det under vårt solsystems långa historia skett ett stort antal kollisioner bland asteroiderna själva. År 1918 fann den japanska astronomen Kiyotsugu Hirayama att vissa asteroider faller i familjer, grupper med liknande orbitala egenskaper. Han antog att varje familj kan ha resulterat från upplösningen av en större kropp eller, mer sannolikt, från kollisionen av två asteroider. Små skillnader i de hastigheter med vilka de olika fragmenten lämnade kollisionsscenen står för den lilla spridningen i banor som nu observerats för de olika asteroiderna i en viss familj. Flera dussin sådana familjer finns, och observationer har visat att enskilda medlemmar i de flesta familjer har liknande kompositioner, som vi skulle förvänta oss om de var fragment av en gemensam förälder.

sammansättning och klassificering

asteroider är lika olika som svartvita. Majoriteten är mycket mörk, med reflektivitet på endast 3 till 4%, som en klump kol. En annan stor grupp har emellertid en typisk reflektivitet på 15%. För att förstå mer om dessa skillnader och hur de är relaterade till kemisk sammansättning studerar astronomer spektrumet av det ljus som reflekteras från asteroider för ledtrådar om deras sammansättning.

de mörka asteroiderna avslöjas från spektrala studier för att vara primitiva kroppar (de som har förändrats lite kemiskt sedan solsystemets början) bestående av silikater blandade med mörka organiska kolföreningar. Dessa är kända som C-typ asteroider (”C” för kolhaltiga). Två av de största asteroiderna, Ceres och Pallas, är primitiva, liksom nästan alla asteroiderna i den yttre delen av bältet.

den näst folkrikaste gruppen är asteroiderna av S-typ, där ”S” står för en stenig eller silikatkomposition. Här saknas de mörka kolföreningarna, vilket resulterar i högre reflektivitet och tydligare spektrala signaturer av silikatmineraler. Asteroiderna av S-typ är också kemiskt primitiva, men deras olika sammansättning indikerar att de troligen bildades på en annan plats i solsystemet från asteroiderna av C-typ.

asteroider av en tredje klass, mycket mindre talrika än de av de två första, består främst av metall och kallas M-typ asteroider (”M” för metallisk). Spektroskopiskt är identifieringen av metall svår, men för åtminstone den största asteroiden av M-typ, Psyche, har denna identifiering bekräftats av radar. Eftersom en metall asteroid, som ett flygplan eller fartyg, är en mycket bättre reflektor av radar än ett stenigt objekt, Psyche verkar ljus när vi siktar en radarstråle mot den.

hur kom sådana metall asteroider att bli? Vi misstänker att var och en kom från en förälderkropp som var tillräckligt stor för att dess smälta inre skulle sätta sig ut eller differentiera, och de tyngre metallerna sjönk till mitten. När denna föräldrakropp splittrades i en senare kollision var fragmenten från kärnan rik på metaller. Det finns tillräckligt med metall i till och med en 1 kilometer lång asteroid av M-typ för att förse världen med järn och många andra industrimetaller under överskådlig framtid, om vi kunde ta en säker till jorden.

förutom asteroiderna av M-typ visar några andra asteroider tecken på tidig uppvärmning och differentiering. Dessa har basaltiska ytor som månens och Mars vulkaniska slätter; den stora asteroiden Vesta (diskuteras i ett ögonblick) är i denna sista kategori.

de olika klasserna av asteroider finns på olika avstånd från solen (Figur 2). Genom att spåra hur asteroidkompositioner varierar med avstånd från solen kan vi rekonstruera några av egenskaperna hos solnebulosan från vilken de ursprungligen bildades.

Figur 2: Där olika typer av asteroider finns. Asteroider med olika kompositioner fördelas på olika avstånd från solen. S-typen och C-typen är båda primitiva; M-typen består av kärnor av differentierade moderkroppar.

Vesta: en differentierad Asteroid

Figur 3: Bit Vesta. Denna meteorit (sten som föll från rymden) har identifierats som ett vulkaniskt fragment från skorpan av asteroiden Vesta. (kredit: modifiering av arbete av R. Kempton (New England Meteoritical Services))

Vesta är en av de mest intressanta av asteroiderna. Den kretsar kring solen med en halvhuvudaxel på 2,4 AU i den inre delen av asteroidbältet. Dess relativt höga reflektivitet på nästan 30% gör den till den ljusaste asteroiden, så ljus att den faktiskt är synlig för det blotta ögat om du bara vet var du ska titta. Men dess verkliga anspråk på berömmelse är att dess yta är täckt med basalt, vilket indikerar att Vesta är ett differentierat objekt som en gång måste ha varit vulkaniskt aktivt, trots sin lilla storlek (cirka 500 kilometer i diameter).

meteoriter från Vestas yta (Figur 3), identifierade genom att jämföra deras spektra med Vesta själv, har landat på jorden och är tillgängliga för direktstudier i laboratoriet. Vi vet alltså mycket om denna asteroid. Åldern på lavaflödena från vilka dessa meteoriter härledda har uppmätts vid 4,4 till 4.5 miljarder år, mycket snart efter bildandet av solsystemet. Denna ålder överensstämmer med vad vi kan förvänta oss för vulkaner på Vesta; vilken process som helst som värmde ett så litet föremål var förmodligen intensivt och kortlivat. År 2016 föll en meteorit i Turkiet som kunde identifieras med ett särskilt lavaflöde som avslöjades av den kretsande Dawn rymdfarkosten.

asteroider på nära håll

på vägen till sitt möte med Jupiter 1995 var Galileo rymdfarkosten inriktad på att flyga nära två huvudbälte S-typ asteroider som heter Gaspra och Ida. Galileo-kameran avslöjade både så lång och mycket oregelbunden (som liknar en misshandlad potatis), som passar fragment från en katastrofal kollision (Figur 4).

Figur 4: Mathilde, Gaspra och Ida. De tre första asteroiderna fotograferade från rymdfarkoster flybys, tryckta i samma skala. Gaspra och Ida är S-typ och undersöktes av Galileo rymdfarkoster; Mathilde är C-typ och var ett flyby-mål för rymdfarkosten nära skomakaren. (kredit: modifiering av arbete av NEAR Project, Galileo Project, NASA)

de detaljerade bilderna gjorde det möjligt för oss att räkna kratrarna på Gaspra och Ida och att uppskatta hur länge deras ytor har utsatts för kollisioner. Galileo-forskarna drog slutsatsen att dessa asteroider bara är cirka 200 miljoner år gamla (det vill säga kollisionerna som bildade dem ägde rum för cirka 200 miljoner år sedan). Beräkningar tyder på att en asteroid storleken på Gaspra eller Ida kan förvänta sig en annan katastrofal kollision någon gång under de kommande miljarder åren, då det kommer att störas för att bilda en annan generation av ännu mindre fragment.

den största överraskningen av Galileo flyby av Ida var upptäckten av en måne (som då kallades Dactyl), i omlopp om asteroiden (Figur 5). Även om endast 1.5 kilometer i diameter, mindre än många högskolor, ger Dactyl forskare något annat än deras räckvidd—en mätning av massan och densiteten hos Ida med Keplers lagar. Månens avstånd på cirka 100 kilometer och dess omloppsperiod på cirka 24 timmar indikerar att ida har en densitet på cirka 2,5 g/cm3, vilket matchar densiteten hos primitiva stenar. Därefter har både stora teleskop med synligt ljus och kraftfull planetradar upptäckt många andra asteroidmånar, så att vi nu kan samla värdefulla data om asteroidmassor och densiteter.

Figur 5: Ida och Dactyl. Asteroiden Ida och dess lilla måndactyl (den lilla kroppen till höger) fotograferades av Galileo rymdfarkosten 1993. Oregelbundet formad Ida är 56 kilometer i sin längsta dimension, medan Dactyl är cirka 1, 5 kilometer över. Färgerna har intensifierats i denna bild; för ögat ser alla asteroider i princip grå ut. (kredit: modifiering av arbete av NASA/JPL)

förresten, Phobos och Deimos, de två små månarna i Mars, är förmodligen fångade asteroider (Figur 6). De studerades först på nära håll av Viking orbiters 1977 och senare av Mars Global Surveyor. Båda är oregelbundna, något långsträckta och kraftigt skapade, som liknar andra mindre asteroider. Deras största dimensioner är cirka 26 kilometer respektive 16 kilometer. De små yttre månarna Jupiter och Saturnus fångades förmodligen också från förbipasserande asteroider, kanske tidigt i solsystemets historia.

Figur 6: mars månar. De två små månarna Mars, (A) Phobos och (b) Deimos, upptäcktes 1877 av den amerikanska astronomen Asaph Hall. Deras ytmaterial liknar många av asteroiderna i det yttre asteroidbältet, vilket får astronomer att tro att de två månarna kan fångas asteroider. (kredit a: modifiering av arbete av NASA; kredit b: modifiering av arbete av NASA/JPL-Caltech/University of Arizona)

Från och med 1990-talet har rymdfarkoster gett nära titt på flera fler asteroider. Den nära jorden Asteroid Rendezvous (nära) rymdfarkosten gick i omlopp runt S-typ asteroiden Eros och blev en tillfällig måne av denna asteroid. På väg till Eros döptes den närmaste rymdfarkosten om efter planetgeologen Eugene Shoemaker, en pionjär i vår förståelse av kratrar och påverkan.

Under ett år kretsade rymdfarkosten nära skomakaren den lilla asteroiden i olika höjder och mätte dess yta och inre sammansättning samt kartlade Eros från alla sidor (Figur 7). Uppgifterna visade att Eros är gjord av några av de mest kemiskt primitiva materialen i solsystemet. Flera andra asteroider har avslöjats som gjorda av löst bundna murar hela tiden, men inte Eros. Dess enhetliga densitet (ungefär samma som jordskorpan) och omfattande globala spår och åsar visar att det är en sprucken men solid sten.

Figur 7: tittar ner på Eros Nordpol. Denna vy konstruerades av sex bilder av asteroiden som tagits från en höjd av 200 kilometer. Den stora kratern på toppen har fått namnet Psyche (efter jungfruen som var Eros älskare i klassisk mytologi) och är cirka 5, 3 kilometer bred. En sadelformad region kan ses direkt under den. Kratrar i många olika storlekar är synliga. (kredit: modifiering av arbete av NASA / JHUPL)

Eros har en hel del löst ytmaterial som verkar ha glidit ner mot lägre höjder. På vissa ställen är ytskiktet 100 meter djupt. Toppen av lös jord är prickad med spridda, halvgrävda stenblock. Det finns så många av dessa stenblock att de är fler än kratrarna. Naturligtvis, med tyngdkraften så låg på den här lilla världen, skulle en besökande astronaut hitta lösa stenblock som rullar mot henne ganska långsamt och lätt kunde hoppa tillräckligt högt för att undvika att bli träffad av en. Även om rymdfarkosten nära skomakaren inte konstruerades som en landare, fick den i slutet av sitt orbitala uppdrag 2000 falla försiktigt till ytan, där den fortsatte sin kemiska analys i ytterligare en vecka.under 2003 besökte Japans Hayabusa 1-uppdrag inte bara en liten asteroid utan tog också tillbaka prover för att studera i laboratorier på jorden. Målet S-typ asteroid, Itokawa (visas i Figur 8), är mycket mindre än Eros, bara cirka 500 meter lång. Denna asteroid är långsträckt och verkar vara resultatet av kollisionen mellan två separata asteroider för länge sedan. Det finns nästan inga slagkratrar, men ett överflöd av stenblock (som en hög med murar) på ytan.

figur 8: Asteroid Itokawa. Ytan på asteroiden Itokawa verkar inte ha några kratrar. Astronomer har antagit att dess yta består av stenar och isbitar som hålls samman av en liten mängd gravitation, och dess inre är förmodligen också en liknande murhög. (kredit: JAXA)

Hayabusa rymdfarkosten var utformad för att inte landa, men att röra ytan tillräckligt länge för att samla ett litet prov. Denna knepiga manöver misslyckades vid sitt första försök, med rymdfarkosten kort toppling över på sin sida. Så småningom lyckades styrenheterna plocka upp några korn av ytmaterial och överföra dem till returkapseln.

Figur 9: Hayabusa avkastning. Denna dramatiska bild visar att Hayabusa-sonden bryts upp vid återinträde. Returkapseln, som separerades från huvud rymdfarkosten och fallskärmshoppades till ytan, lyser längst ner till höger. (kredit: modifiering av arbete av NASA Ames/Jesse Carpenter/Greg merkes)

2010-återinträdet i jordens atmosfär över Australien var spektakulärt (Figur 9), med en eldig upplösning av rymdfarkosten, medan en liten returkapsel framgångsrikt fallskärmshoppade till ytan. Månader med noggrann extraktion och studie av mer än tusen små dammpartiklar bekräftade att ytan på Itokawa hade en komposition som liknar en välkänd klass av primitiva meteoriter. Vi uppskattar att dammkornen Hayabusa plockade upp hade exponerats på ytan av asteroiden i cirka 8 miljoner år.

det mest ambitiösa asteroiduppdraget (kallat Dawn) har besökt de två största huvudbältet asteroider, Ceres och Vesta, som kretsar var och en i ungefär ett år (Figur 10). Deras stora storlekar (diametrar på cirka 1000 respektive 500 kilometer) gör dem lämpliga för jämförelse med planeterna och stora månar. Båda visade sig vara kraftigt kraterade, vilket innebär att deras ytor är gamla. På Vesta har vi nu faktiskt lokaliserat de stora slagkratrarna som kastade ut de basaltiska meteoriterna som tidigare identifierats som kommer från denna asteroid. Dessa kratrar är så stora att de provar flera lager av Vestas skorpmaterial.

Figur 10: Vesta och Ceres. NASA Dawn rymdfarkosten tog dessa bilder av de stora asteroiderna (a) Vesta och (b) Ceres. (a) Observera att Vesta inte är rund, som Ceres (som anses vara en dvärgplanet) är. Ett berg dubbelt så högt som Mt. Everest på jorden är synlig längst ner på Vesta-bilden. (b) bilden av Ceres har sina färger överdrivna för att få fram skillnader i komposition. Du kan se en vit funktion i Occator crater nära mitten av bilden. (kredit A, b: ändring av arbete av NASA/JPL-Caltech/UCLA/MPS/DLR/Ida)

Ceres har inte haft en jämförbar historia av jätteeffekter, så dess yta är täckt med kratrar som ser mer ut som de från månens högland. Den stora överraskningen hos Ceres är närvaron av mycket ljusa vita fläckar, främst förknippade med de centrala topparna hos stora kratrar (Figur 11). Det ljusa mineralet är något slags salt, antingen producerat när dessa kratrar bildades eller därefter släpptes från interiören.

Figur 11: vita fläckar i en större Krater på Ceres. Dessa ljusa egenskaper verkar vara saltavlagringar i en Ceres-Krater som heter Occator, som ligger 92 kilometer över. (kredit: modifiering av arbete av NASA / JPL-Caltech / UCLA/MPS/DLR / IDA)

ordlista

asteroid: ett stenigt eller metalliskt föremål som kretsar kring solen som är mindre än en stor planet men som inte visar några bevis på en atmosfär eller andra typer av aktivitet associerade med kometer

asteroidbälte: solsystemets område mellan banorna Mars och Jupiter där de flesta asteroider är belägna; huvudbältet, där banorna i allmänhet är de mest stabila, sträcker sig från 2,2 till 3,3 AU från solen