Efter Piazzi fandt Ceres i 1801, blev der fundet en række lignende objekter i regionen mellem Mars’ og Jupiters kredsløb. Fordi disse nye objekter dukkede op i astronomernes okularer som intet andet end svage lyspunkter, kaldte William og Caroline Herschel (bror og søster parret af astronomer, der opdagede Uranus) dem for asteroider, et græsk ord, som betyder ”stjerneagtig”. Som årerne gik, blev flere asteroider opdaget, og der er nu estimeret til at være 1-2 millioner asteroider der er større end 1 km i diameter, og mange flere der er mindre. Fordi disse objekter befinder sig i Solsystemet, bevæger mange af dem sig så hurtigt hen over himlen, at deres bevægelse kun kan ses over et par timer. Både professionelle og amatørastronomer, har både bevidst og ved et tilfælde, opdaget asteroider.
Asteroider findes i hele Solsystemet. De fleste kredser om Solen i forskellige zoner, hvor flertallet befinder sig mellem Mars’ og Jupiters kredsløb i hovedasteroidebæltet. Hovedbæltet indeholder mindst 1.000 objekter større end 30 km i diameter (omtrent samme størrelse som Washington DC i USA), hvoraf cirka 200 er større end 100 km. Selv om der er et stort antal asteroider, tegner de sig kun for en lille del af materialet i Solsystemet. Hvis alle asteroiderne blev kombineret i et enkelt objekt, ville det være omkring en tredjedel af Jordens månes størrelse. Der er flere tomme områder inden for hovedasteroidebæltet, kendt som Kirkwood-huller, som er blevet tømt af Jupiters tyngdekraft (se Grundlæggende viden 11.1). Bæltets indre grænse ved 1,8 AU, svarer til Jupiters 5:1 kredsløbsresonans; den yderste grænse ved 3,3 AU, svarer til Jupiters 2:1 kredsløbsresonans.
Klasser af asteroider, skelnes delvist på deres lignende baner, som de respektive asteroider i figur 11.7 demonstrerer. For eksempel, deler trojanske asteroide (blot kendt som trojanere) en planets kredsløb, og holdes fast ved interaktioner med planetens tyngdefelt. De første blev opdaget nær Jupiter, men Neptun og Mars og Jorden, har dem også. Asteroider, hvis baner bringer dem tæt på Jordens kredsløb, kaldes nær-jord asteroider. Amor asteroiderne krydser Mars’ kredsløb, men ikke Jordens kredsløb; Apollo asteroiderne, krydser både Mars’ og Jordens kredsløb, og Aten asteroiderne forbliver inden for Mars’ kredsløb. Aten og Apollo asteroiderne, er sammen med et par kometkerner, kendt som nær-jord objekter (NEO’er), og kolliderer lejlighedsvis med Jorden eller Månen. Astronomer anslår, at der er omkring 1.000 Aten og Apollo asteroider med diametre der er større end en kilometer. Kollisioner mellem Jorden eller Månen og sådanne objekter er geologisk vigtige, og nogle har dramatisk ændret livets historie på Jorden.
I 1998, bestilte den amerikanske kongres, NASA til at identificere og spore NEO’er. NASAs Wide Field Infrared Survey Explorer (WISE), et infrarødt teleskop i rummet, undersøgte hele himlen i løbet af 2010. Dataene tyder på, at der er omkring 20.000 mellemstore asteroider (fra 100 m til 1 km i diameter) nær Jorden. WISE observerede også mere end 150.000 asteroider i hovedbæltet, herunder 33.000 nye, og 2.000 Jupiter trojanere.
Asteroider er opbrudte klippeblokke
Som vi så i kapitel 6, da planetopbygningen endelig sluttede, forblev nogle af de oprindelige planetesimaler i kredsløb omkring Solen. De fleste asteroider er relikvier af klippe- eller metalliske planetesimaler, der stammer fra regionen mellem Mars’ og Jupiters kredsløb. Selvom de tidlige kollisioner mellem disse planetesimaler skabte flere objekter, der var store nok til at differentiere, forhindrede Jupiters tidevandsforstyrrelser (og mulige kredsløbsmigration) dem fra, at danne en månestørrelse planet. Som de kredser om Solen, fortsætter asteroiderne med at kollidere med hinanden, og danner små fragmenter af klippe og metal. De fleste meteoritter, er stykker af disse asteroidefragmenter, som har fundet vej til Jorden og er styrtet ned på overfladen.
Med få undtagelser, har asteroiderne for lille en masse til at deres tyngdekraft har kunnet trække dem i en rund form. Nogle asteroider, der er blevet afbildet af rumsonder eller af jordbaseret radar, har stærkt aflange former, hvilket tyder på objekter der enten er fragmenter af større objekter, eller blev skabt tilfældigt fra kollisioner mellem mindre objekter. Astronomer har målt masserne af en række asteroider, ved at iagttage virkningen af deres tyngdekraft på Mars, på rumsonder der passerer i nærheden, og på hinanden (mange asteroider befinder sig i dobbelte eller tredobbelte systemer). Den samlede masse af asteroiderne i hovedbæltet, anslås til at være tre gange Ceres masse, eller fire procent af Månens masse.
At kende massen og størrelsen af en asteroider, gør det muligt for astronomerne at bestemme deres massefylde. Massefylden af disse asteroider, variere mellem 1,3 og 3,5 gange den af vands. Dem i den nedre ende af dette interval, er betydeligt mindre tætte end de meteoritfragmenter de danner. Hvordan kan asteroider være mindre tætte, end den klippe der sandsynligvis kom fra dem? Planetforskere mener, at nogle asteroider er knuste bunker af rester, med store hulrum mellem fragmenterne. Endnu engang, er det det, der forventes af objekter, som blev samlet af mindre objekter og derefter led under voldelige kollisioner.
Asteroider roterer ligesom planeter og måner gør, selv om rotationen for uregelmæssige asteroider, mere er en tumlen end en reel rotation som vi kender det fra planeterne og månerne. Rotationsperioderne for nogle asteroider, er så korte som 2 timer; andre har rotationsperioder, der er længere end 40 jorddage. Rotationsperioder for asteroider, måles ved at se på ændringer i deres lysstyrke, da de skiftevis viser deres brede og smalle side set fra Jorden. Forskellige grupper af asteroider, har forskellige gennemsnitlige rotationer, der kan give information om deres dannelse.
Asteroider, kan også klassificeres efter deres sammensætning. Figur 11.8 følger de mulige skæbner for en planetesimal, der kan blive en asteroide, og derefter potentielt en meteorit. Hvis du husker tilbage til kapitel 7, blev der under de terrestriske planeters vækst, frigivet store mængder termisk energi, som de større planetesimaler opsamlede mindre objekter. Yderligere termisk energi, blev frigivet som radioaktive grundstoffer henfaldt inde i planetesimalerne. På trods af denne opvarmning, nåede nogle planetesimaler aldrig de høje temperaturer der var nødvendig, for at smelte deres indre; de afkøledes simpelthen, og er siden hen, forblevet stort set som de blev dannet. Disse planetesimaler, der er kendt som C-type asteroider, er sammensat af primitivt materiale, der i vid udstrækning er forblevet umodificeret, siden Solsystemets oprindelse for næsten 4,6 milliarder år siden. Disse er den mest almindelige type asteroide i hovedbæltet.
I modsætning til asteroider af C-typen, blev nogle planetesimaler opvarmet nok af nedslag og radioaktivt henfald, til at får dem til at smelte og differentiere, hvor tungere materialer som for eksempel jern, synker ned til deres centre. Materialer der er lettere – som for eksempel calcium-, silicium- og oxygenforbindelser, flød mod overfladen på disse planetesimaler, og dannede kapper og skorper af silikatklipper. S-type asteroider kan være stykker af kapperne og skorpen af sådanne differentierede planetesimaler. S-type asteroider er kemisk mere lig, vulkanske klipper fundet på Jorden, end de er kemisk lig C-type asteroider. De var varme nok, på et tidspunkt, til at miste deres kulstofforbindelser og andre flygtige materialer til rummet. Tilsvarende er M-type asteroider, fragmenter af de jern- og nikkelrige kerner far en eller flere differentierede planetesimaler, der blev knust til små stykker, under kollisioner med andre planetesimaler. Plader, der er skåret ud af jernmeteoritter, viser store, sammenlåste krystaller, der er karakteristisk for jern der afkøles langsomt. Langsom afkøling indebærer, at det var indeholdt i kernen af en planetesimal, og at moderobjektet blev differentieret. De sjældne klippetyper-meteoritter, kan komme fra overgangszonen mellem den klipperige kappe og den metalliske kerne hos sådanne planetesimaler. S-type asteroider er de mest almindelige blandt nær-jord asteroiderne.
Ved hjælp af et jordbaseret infrarødt teleskop, fandt astronomer is på en asteroide, som hedder 24 Thermis. Som en af de største asteroider, med en diameter på 200 km, kredser 24 Thermis omkring Solen, i yderkanten af asteroidebæltet. Vandis dækker hele overfladen, og der findes også organiske molekyler der. Hydrerede mineraler er blevet fundet på meteoritter, der anses for at være kommet fra denne ydre del af asteroidebæltet, men denne var den første direkte observation af vandis på en asteroide. Denne opdagelse kan indikere, at der er et kontinuum snarer end en streng grænse, mellem is-kometer og klippe asteroider. Observationerne understøtter ideen om, at både asteroider og kometer, bragte vand og organiske molekyler til den tidlige Jord, som vi vil se nærmere på i afsnit 11.6.
Asteroider set tæt på
Indtil de første rumsonder fløj forbi asteroider, havde videnskabsfolk ikke nogen god ide om, hvordan asteroider så ud. I 1991 passerede Galileo-rumsonden asteroiden Gaspra (se figur 11.9a) og tog snesevis af gode billeder af dens overflade. Gaspra, er en S-type asteroide, med kratere og en uregelmæssig form, omkring km i størrelse. Svang, rilleformede mønstre, kan være brud fra nedslag, der slog Gaspra løs fra en støre planetesimal. Karakteristiske farver indebærer, at Gaspra er dækket af en række overfladematerialer.
Senere på sin mission, passerede Galileo tæt på asteroiden Ida (se figur 11.9b). Ida kredser i den yderste del af hovedastroidebæltet, og den er også en S-type asteroide. Galileo fløj så tæt på Ida, at den kunne se detaljer så små som 10 meter på tværs – omkring størrelsen af et lille hus eller en garage. Ida er halvmåneformet og er 54 km lang, og spænder fra 15 til 24 km i bredden. Ligesom Gaspra, udviser Ida ar fra en lang historie med nedslag fra mindre objekter. Ligesom planetforskere bruger antallet og størrelsen af nedslagskratere til at estimere alderen på overfladerne af planeter og måner, viser kraterne på Ida, at dens overflade er en milliard år gammel, dobbelt så gammel, som alderen beregnet for Gaspras overflade. Ligesom Gaspra, udviser Ida også brud. Brudene set på de to asteroider indikerer, at de skal være lavet af relativt fast klippe (du kan ikke knuse en løs bunke af småsten). Denne observation understøtter ideen om, at nogle asteroider er stykker af større, mere faste genstande. Galileo-billederne, afslørede også en lille måne, som kredser om Ida. Månen, der hedder Dactyl, er kun 1,4 km i diameter og har mange kratere efter nedslag. Mange asteroider har en eller to måner, nogle ens i størrelse med asteroiderne selv.
I 2000, gik rumsonden NEAR Shoemaker i kredsløb omkring asteroiden Eros, for at begynde en langsigtet observation af denne S-type objekt (se figur 11.10). Som en nær-jord asteroide, er Eros en af mere end 5.000 kendte objekter, hvis baner bringer den inden for 1,3 AU fra Solen. Eros måler omkring km, og udviser ligesom Gaspra og Ida, en overflade med riller og nedslagskratere, herunder et krater der er 8,5 km i diameter. Knapheden på mindre kratere tyder på, at Eros’ overflade kan være yngre end Idas. Efter et år med observationer, blev rumsonden forsigtigt guidet til en kontrolleret nedstyrtning på asteroidens overflade. Kemiske analyser bekræftede ligheden i sammensætningen mellem Eros og primitive meteoritter.
På vej til Eros, fløj NEAR Shoemaker forbi asteroiden Mathilde, og gav astronomerne deres første informationer om et C-type objekt. Mathilde måler km, og har en overflade der kun er halt så reflekterende som trækul. Mathildes samlede massefylde, er cirka 1.300 kg per kubikmeter (kg/m3); dette er 1,3 gange den af vands. Denne observation indebærer, at Mathilde er en bunke af småsten, der består af klumper af klippemateriale med åbne mellemrum mellem dem. Mathilde er dækket af kratere, det største mere end 33 km i diameter. Det store antal kratere antyder, at Mathilde er tilbage fra Solsystemets meget tidlige historie.
Den europæiske mission Rosetta, der blev opsendt i 2004, er på vej til et møde med kometen Churyumov-Gerasimenko. Når den ankommer i 2014, vil den gå i kredsløb og frigive et landingsfartøj. Selve rejsen til kometen, er dog ikke spild af tid. I 2008, fløj Rosetta forbi den lille asteroide 2867 Šteins, og opdagede at den havde et krater på omkring halvdelen af sin 4,5 kilometers diameter. Rosetta fløj også inden for 3.000 km af den større asteroide 21 Lutetia i 2010, og opdagede, at den havde en usædvanlig høj massefylde. I november 2005, fik den japanske rumsonde Hayabusa kontakt med asteroiden Itokawa, en S-type asteroide som er km. Hayabusa indsamlede klippeprøver, der blev returneret til Jorden i 2010 – den første prøvereturneringsmission fra en asteroide. Prøverne var meget små, men kemisk analyse viste, at sådanne S-type asteroider er ophavsmændene til en type meteorit fundet på Jorden. De antydede også, at Itokawa havde været meget større, over 20 km i diameter, da den blev dannet.
NASAs Dawn-rumsonde, gik i kredsløb omkring Vesta, det næst mest massive objekt i asteroidebæltet (efter Ceres), på en 1-årig mission i 2011. Vesta er lille, sammenlignet med de terrestriske planeter (se figur 11.11a), men stor sammenlignet med andre besøgte asteroider. Dataene fra Dawn (se figur 11.11b) indikerer, at Vesta er en tilbagebleven intakt protoplanet, der blev dannet inden for de første 2 millioner år med kondensation af de første massive objekter i Solsystemet. Den har en jernkerne og er differentieret, og den er mere som planeterne, end de øvrige asteroider er det.
Vesta er også usædvanlig, fordi dens spektrum svarer påfaldende til tilsvarende reflektionsspektre for en ejendommelig type meteoritter, der ligner klippe og er blevet hentet fra lavastrømme på Jorden og Månen. En kollision, der dannede den ene af de to store nedslagsområder på den sydlige polare region på Vesta (se figur 11.11b og 11.12a), bortsprængte nok materiale – 1 procent af Vestas masse – ud i rummet, og skabte disse meteoritter og ”Vestoide” gruppen af asteroider. Disse bassiner er kun 1 til 2 milliarder år gamle. Det yngre bassin, er 500 km på tværs og 19 km dybt – en højdeforskel, der er større end Mauna Kea på Hawaii. Mindre tilstødende nedslagskratere på den nordlige halvkugle (se figur 11.12b), blev kaldt for ”Snemanden”.