Asteroit

Ziyaret edilen asteroitlerin farklılıklarını gösteren görüntüler: 243 Ida ve uydusu Dactyl (sağdaki 1-2 km büyüklüğündeki nokta), yörüngeye oturtulan ve üzerine inilen ilk asteroit olan 433 Eros (2001) ve oldukça büyük bir asteroit ve cüce gezegen olan 1.000 km büyüklüğündeki Ceres. ⓘ

Bir asteroit, iç Güneş Sistemi'nin küçük bir gezegenidir. Asteroitlerin boyutları ve şekilleri, 1 metrelik kayalardan neredeyse 1000 km çapındaki cüce gezegenlere kadar önemli ölçüde değişir; atmosferi olmayan metalik veya kayalık cisimlerdir. ⓘ

Bilinen yaklaşık bir milyon asteroitten en büyük kısmı Mars ve Jüpiter'in yörüngeleri arasında, Güneş'ten yaklaşık 2 ila 4 AU uzaklıkta, ana asteroit kuşağında yer almaktadır. Asteroitler genellikle üç tip olarak sınıflandırılır: C-tipi, M-tipi ve S-tipi. Bunlar sırasıyla karbonlu, metalik ve silikalı bileşimlere göre adlandırılmış ve genellikle bu bileşimlerle tanımlanmıştır. Asteroitlerin boyutları büyük farklılıklar gösterir; en büyüğü olan Ceres yaklaşık 1.000 km (600 mil) genişliğindedir ve bir cüce gezegen olarak nitelendirilir. Tüm asteroitlerin toplam kütlesi Dünya'nın Ay'ından daha azdır. Ana kuşak asteroitlerinin çoğunluğu hafif eliptik, sabit yörüngeler izler, Dünya ile aynı yönde döner ve Güneş'in etrafında tam bir tur atmaları üç ila altı yıl sürer. ⓘ

Asteroitler tarihsel olarak Dünya'dan gözlemlenmiştir; Galileo uzay aracı bir asteroidin ilk yakın gözlemini sağlamıştır. Daha sonra NASA ve JAXA tarafından asteroitlere yönelik birkaç özel görev başlatıldı ve diğer görevler için planlar devam ediyor. NASA'nın NEAR Shoemaker aracı Eros'u, Dawn ise Vesta ve Ceres'i gözlemledi. JAXA'nın Hayabusa ve Hayabusa2 görevleri sırasıyla Itokawa ve Ryugu'yu incelemiş ve örnekler göndermiştir. OSIRIS-REx Bennu'yu inceledi ve 2023'te Dünya'ya geri gönderilmek üzere 2020'de bir örnek topladı. 2021'de fırlatılacak olan Lucy'nin güzergahında biri ana kuşaktan ve yedisi Jüpiter trojanlarından olmak üzere sekiz farklı asteroit bulunuyor. 2023 veya 2024'te fırlatılacak olan Psyche ise aynı adı taşıyan metalik bir asteroidi inceleyecek. ⓘ

Dünya'ya yakın asteroidler gezegendeki tüm yaşamı tehdit edebilir; bir asteroid çarpması olayı Kretase-Paleojen yok oluşuna neden olmuştur. Farklı asteroid saptırma stratejileri önerilmiştir; Çift Asteroid Yönlendirme Testi 2021'de fırlatıldı ve şu anda Eylül 2022'de asteroide çarparak yörüngesini değiştirmeye çalışacağı Dimorphos'a doğru devam etmektedir. ⓘ

Ceres'in, Dünya'nın uydusu Ay ile kıyaslanması. ⓘ

Galileo ile elde edilen fotoğrafta 243 Ida ile uydusu Dactyl görünüyor ⓘ

Asteroit terimi genellikle küçük gezegen ile eşanlamlı olarak kullanılır, ancak öncelikle Neptün yörüngesine kadar olan cisimlere atıfta bulunur ve Uluslararası Astronomi Birliği (IAU) tarafından tanımlanan bir terim değildir. Neptün yörüngesinin ötesinde, bu tür cisimlere ayrıca Neptün ötesi cisim (TNO) denir. Daha yakın tarihli tanımlamalara göre küçük gezegen terimi, "klasik" asteroitleri ve TNO'yu ifade eder. ⓘ

Gözlemlerin tarihçesi

Mars'tan ilk asteroit görüntüsü (Ceres ve Vesta) - Curiosity tarafından görüntülendi (20 Nisan 2014). ⓘ

Nispeten yansıtıcı bir yüzeye sahip olan sadece bir asteroit, 4 Vesta, normalde çıplak gözle görülebilir. Uygun konumdayken, 4 Vesta karanlık gökyüzünde görülebilir. Nadiren, Dünya'nın yakınından geçen küçük asteroidler kısa bir süre için çıplak gözle görülebilir. Nisan 2022 itibariyle, Küçük Gezegen Merkezi iç ve dış Güneş Sistemi'ndeki 1.199.224 küçük gezegen hakkında veriye sahipti ve bunların yaklaşık 614.690'ı numaralandırılmış tanımlamalar için yeterli bilgiye sahipti. ⓘ

Ceres'in Keşfi

1772'de Alman astronom Johann Elert Bode, Johann Daniel Titius'a atıfta bulunarak Titius-Bode yasası olarak bilinen (artık itibar görmeyen) bir sayısal işlem yayınladı. Mars ve Jüpiter arasındaki açıklanamayan bir boşluk dışında, Bode'nin formülü bilinen gezegenlerin yörüngelerini tahmin ediyor gibi görünüyordu. "Kayıp bir gezegenin" varlığı için aşağıdaki açıklamayı yazmıştır:

Bu son nokta, özellikle bilinen altı gezegenin Güneş'e olan uzaklıklarında gözlemlenen şaşırtıcı ilişkiden kaynaklanıyor gibi görünmektedir. Güneş'ten Satürn'e olan uzaklık 100 olarak kabul edilsin, o zaman Merkür Güneş'ten 4 bu kadar parça ile ayrılır. Venüs 4 + 3 = 7. Dünya 4 + 6 = 10. Mars 4 + 12 = 16. Şimdi bu düzenli ilerlemede bir boşluk ortaya çıkıyor. Mars'tan sonra, henüz hiçbir gezegenin görülmediği 4 + 24 = 28 parçalık bir boşluk vardır. Evrenin Kurucusu'nun bu alanı boş bıraktığına inanılabilir mi? Kesinlikle hayır. Buradan Jüpiter'in 4 + 48 = 52 parça ve son olarak Satürn'ün 4 + 96 = 100 parça uzaklığına geliyoruz. ⓘ

Bode'un formülü, Güneş'ten 2,8 astronomik birim (AU) ya da 420 milyon km uzaklıkta yörünge yarıçapına sahip başka bir gezegen bulunacağını öngörüyordu. Titius-Bode yasası, William Herschel'in Satürn'ün ötesinde bir gezegen için öngörülen mesafeye yakın bir yerde Uranüs'ü keşfetmesiyle bir ivme kazandı. 1800 yılında, Alman astronomi dergisi Monatliche Correspondenz'in (Aylık Yazışmalar) editörü Franz Xaver von Zach başkanlığındaki bir grup, 24 deneyimli astronoma ("gök polisi" olarak adlandırdığı) talepler göndererek çabalarını birleştirmelerini ve beklenen gezegen için metodik bir araştırmaya başlamalarını istedi. Ceres'i keşfedememiş olsalar da daha sonra 2 Pallas, 3 Juno ve 4 Vesta asteroidlerini buldular. ⓘ

Arama için seçilen astronomlardan biri de Sicilya'nın Palermo kentindeki Akademi'de Katolik bir rahip olan Giuseppe Piazzi'dir. Piazzi, gruba katılma davetini almadan önce 1 Ocak 1801'de Ceres'i keşfetti. "Bay la Caille'in Zodyak yıldızları kataloğunun 87. [yıldızını]" arıyordu, ancak "ondan önce bir başkasının geldiğini" gördü. Piazzi bir yıldız yerine, önce bir kuyruklu yıldız olduğunu düşündüğü, yıldız benzeri hareketli bir cisim bulmuştu. Piazzi Ceres'i toplam 24 kez gözlemlemiş, son gözlemini ise 11 Şubat 1801'de hastalığının çalışmalarına ara vermesi üzerine yapmıştır. Keşfini 24 Ocak 1801'de sadece iki astronom arkadaşına, Milanolu hemşerisi Barnaba Oriani'ye ve Berlin'deki Bode'ye yazdığı mektuplarla duyurdu. Bunu bir kuyruklu yıldız olarak bildirdi ancak "hareketi çok yavaş ve oldukça tekdüze olduğundan, birkaç kez aklıma kuyruklu yıldızdan daha iyi bir şey olabileceği geldi". Nisan ayında Piazzi gözlemlerinin tamamını Oriani, Bode ve Fransız astronom Jérôme Lalande'ye gönderdi. Bilgiler Monatliche Correspondenz'in Eylül 1801 sayısında yayımlandı. ⓘ

Bu zamana kadar Ceres'in görünen konumu değişmişti (çoğunlukla Dünya'nın Güneş etrafındaki hareketi nedeniyle) ve diğer astronomların Piazzi'nin gözlemlerini doğrulaması için Güneş'in parlamasına çok yakındı. Yıl sonuna doğru Ceres'in tekrar görünür olması gerekiyordu, ancak bu kadar uzun bir süreden sonra tam konumunu tahmin etmek zordu. Ceres'i kurtarmak için, o zamanlar 24 yaşında olan matematikçi Carl Friedrich Gauss etkili bir yörünge belirleme yöntemi geliştirdi. Birkaç hafta içinde Ceres'in yolunu tahmin etti ve sonuçlarını von Zach'a gönderdi. 31 Aralık 1801'de von Zach ve gök polisi arkadaşı Heinrich W. M. Olbers Ceres'i tahmin edilen konuma yakın bir yerde buldular ve böylece onu kurtardılar. Güneş'ten 2,8 AU uzaklıkta olan Ceres, Titius-Bode yasasına neredeyse mükemmel bir şekilde uyuyor gibi görünüyordu; ancak 1846'da keşfedilen Neptün tahmin edilenden 8 AU daha yakındı ve çoğu gökbilimcinin yasanın bir tesadüf olduğu sonucuna varmasına neden oldu. Piazzi yeni keşfedilen cisme "Sicilya'nın ve Bourbon Kralı Ferdinand'ın koruyucu tanrıçası onuruna" Ceres Ferdinandea adını verdi. ⓘ

Daha fazla arama

Sonraki birkaç yıl içinde von Zach'ın grubu tarafından üç asteroid daha (2 Pallas, 3 Juno ve 4 Vesta) keşfedildi ve Vesta 1807'de bulundu. 1845'e kadar yeni bir asteroit keşfedilmedi. Amatör astronom Karl Ludwig Hencke 1930 yılında yeni asteroit arayışlarına başladı ve on beş yıl sonra Vesta'yı ararken daha sonra 5 Astraea olarak adlandırılan asteroiti buldu. Bu, 38 yıl içinde keşfedilen ilk yeni asteroitti. Asteroide isim verme onuru Carl Friedrich Gauss'a verildi. Bundan sonra diğer astronomlar da katıldı; 1851'in sonuna kadar 15 asteroit bulundu. 1868'de James Craig Watson 100. asteroidi keşfettiğinde, Fransız Bilimler Akademisi o zamanın en başarılı üç asteroid avcısı olan Karl Theodor Robert Luther, John Russell Hind ve Hermann Goldschmidt'in yüzlerini olayı simgeleyen bir hatıra madalyonunun üzerine kazıdı. ⓘ

1891 yılında Max Wolf, uzun pozlamalı fotoğraf plakalarında kısa çizgiler halinde görünen asteroitleri tespit etmek için astrofotografinin kullanılmasına öncülük etti. Bu, daha önceki görsel yöntemlere kıyasla tespit oranını önemli ölçüde artırdı: Wolf tek başına 323 Brucia'dan başlayarak 248 asteroit keşfetti, oysa o zamana kadar 300'den biraz fazlası keşfedilmişti. Çok daha fazlası olduğu biliniyordu, ancak çoğu gökbilimci onlarla uğraşmadı, bazıları onları "gökyüzünün haşaratları" olarak adlandırdı, bu ifade çeşitli şekillerde Eduard Suess ve Edmund Weiss'a atfedildi. Bir asır sonra bile sadece birkaç bin asteroit tanımlanmış, numaralandırılmış ve isimlendirilmiştir. ⓘ

19. ve 20. yüzyıllarda

1998 yılına kadar asteroitler dört aşamalı bir süreçle keşfediliyordu. İlk olarak, gökyüzünün bir bölgesi geniş alan teleskopu ya da astrograf ile fotoğraflanırdı. Tipik olarak birer saat arayla fotoğraf çiftleri çekilirdi. Bir dizi gün boyunca birden fazla çift çekilebilir. İkinci olarak, aynı bölgenin iki filmi ya da plakası bir stereoskop altında görüntülenirdi. Güneş'in yörüngesindeki bir cisim film çiftleri arasında hafifçe hareket ederdi. Stereoskop altında, cismin görüntüsü yıldızlardan oluşan arka planın üzerinde hafifçe süzülüyor gibi görünürdü. Üçüncü olarak, hareket eden bir cisim belirlendikten sonra, konumu sayısallaştırıcı bir mikroskop kullanılarak hassas bir şekilde ölçülecektir. Konum, bilinen yıldız konumlarına göre ölçülür. ⓘ

Bu ilk üç adım asteroit keşfi anlamına gelmez: gözlemci sadece bir cisim bulmuştur ve bu cisme geçici bir isim verilir; bu isim keşif yılı, keşfin yapıldığı ayın yarısını temsil eden bir harf ve son olarak da keşfin sıra numarasını gösteren bir harf ve rakamdan oluşur (örnek: 1998 FJ₇₄). Son adım, gözlemlerin yer ve zamanlarının Minor Planet Center'a gönderilmesidir; burada bilgisayar programları bir görüntünün daha önceki görüntülerle tek bir yörüngede birleşip birleşmediğini belirler. Eğer öyleyse, cisim bir katalog numarası alır ve hesaplanmış bir yörüngeye sahip ilk görüntünün gözlemcisi keşfeden olarak ilan edilir ve Uluslararası Astronomi Birliği'nin onayına tabi olarak cisme isim verme onuru verilir. ⓘ

Keşif zaman çizelgesi

Keşfedilen ilk on asteroitin Ay'a kıyasla boyutları ⓘ

Ceres - yerçekimi alanları haritası: kırmızı, yüksek; mavi, düşük. ⓘ

• 10 tarafından 1849
  • 1 Ceres - 1801
  • 2 Pallas - 1802
  • 3 Juno - 1804
  • 4 Vesta - 1807
  • 5 Astraea - 1845
  • 1846'da Neptün gezegeni keşfedildi
  • 6 Hebe - Temmuz 1847
  • 7 Iris - Ağustos 1847
  • 8 Flora - Ekim 1847
  • 9 Metis - 25 Nisan 1848
  • 10 Hygiea - 12 Nisan 1849
• 1868'e kadar 100 asteroit
• 1921'e kadar 1,000
• 1989'a kadar 10,000
• 2005 yılına kadar 100,000
• 2020'ye kadar 1.000.000 ⓘ

İsimlendirme

2013 EC, burada radar görüntülerinde gösterilmiştir, geçici bir tanımlamaya sahiptir ⓘ

1851 yılına gelindiğinde, Kraliyet Astronomi Topluluğu asteroitlerin o kadar hızlı keşfedildiğine karar verdi ki, asteroitleri sınıflandırmak veya adlandırmak için farklı bir sisteme ihtiyaç duyuldu. 1852 yılında de Gasparis yirminci asteroidi keşfettiğinde, Benjamin Valz ona bir isim ve asteroid keşifleri arasındaki sırasını belirten bir numara verdi: 20 Massalia. Bazen asteroitler keşfedilir ve bir daha görülmezdi. Bu nedenle, 1892'den başlayarak, yeni asteroitler yıl ve asteroitin yörüngesinin o yıl içinde hesaplandığı ve kaydedildiği sırayı gösteren büyük bir harfle listelenmiştir. Örneğin, 1892 yılında keşfedilen ilk iki asteroit 1892A ve 1892B olarak etiketlendi. Ancak, 1893 yılında keşfedilen tüm asteroitler için alfabede yeterli harf bulunmadığından, 1893Z'yi 1893AA takip etmiştir. Bu yöntemlerin bir dizi varyasyonu denenmiş, 1914'te yıl artı bir Yunan harfini içeren tanımlamalar da dahil olmak üzere. Basit bir kronolojik numaralandırma sistemi 1925 yılında oluşturulmuştur. ⓘ

Şu anda yeni keşfedilen tüm asteroitler, keşfedildikleri yıl ile keşfedildikleri yarım ayı ve bu yarım ay içindeki sırayı gösteren alfanümerik bir koddan oluşan geçici bir adlandırma (2002 AT4 gibi) almaktadır. Bir asteroidin yörüngesi onaylandıktan sonra ona bir numara verilir ve daha sonra bir isim de verilebilir (örneğin 433 Eros). Resmi adlandırma kuralında numaranın etrafında parantez kullanılır - örneğin (433) Eros - ancak parantezlerin atılması oldukça yaygındır. Gayri resmi olarak, numaranın tamamen atılması ya da bir isim metin içinde tekrarlandığında ilk geçtiği yerden sonra atılması da yaygındır. Buna ek olarak, isimler Uluslararası Astronomi Birliği tarafından belirlenen kurallar dahilinde asteroidin kaşifi tarafından da önerilebilir. ⓘ

Semboller

Keşfedilen ilk asteroitlere, geleneksel olarak gezegenleri tanımlamak için kullanılanlar gibi ikonik semboller verildi. 1855 yılına gelindiğinde iki düzine asteroit sembolü vardı ve bunlar genellikle birden fazla varyantta kullanılıyordu. ⓘ

Asteroit	Sembol		Yıl ⓘ
1 Ceres ⚳		Ceres'in tırpanı, C harfi olarak ikiye katlanacak şekilde ters çevrilmiş	1801
2 Pallas ⚴		Athena'nın (Pallas'ın) mızrağı	1801
3 Juno ⚵		Cennetin Kraliçesi Juno için asaya takılmış bir yıldız	1804
4 Vesta		Vesta'nın sunağı ve kutsal ateşi	1807
5 Astraea		Ters çevrilmiş bir çapa olarak işlenmiş bir terazi, adaletin sembolü	1845
6 Hebe		Hebe'nin kupası	1847
7 İris		Bir gökkuşağı (iris) ve bir yıldız	1847
8 Flora		Bir çiçek (flora)	1847
9 Metis		Bilgeliğin gözü ve bir yıldız	1848
10 Hygiea		Hygiea'nın yılanı ve yıldızı ya da Asklepios'un asası	1849
11 Parthenope		bir balık ve bir yıldız ya da bir lir; sirenlerin sembolleri	1850
12 Victoria		Zaferin defneleri ve bir yıldız	1850
13 Egeria		Egeria'nın korumasının sembolü olan bir kalkan ve bir yıldız	1850
14 Irene		Zeytin dalı taşıyan bir güvercin (irene 'barış' sembolü) başında bir yıldızla ya da bir zeytin dalı, bir ateşkes bayrağı ve bir yıldızla	1851
15 Eunomia		Bir kalp, iyi düzenin sembolü (eunomia) ve bir yıldız	1851
16 Psyche		Ruhun (psyche) sembolü olan bir kelebek kanadı ve bir yıldız	1852
17 Thetis		Bir yunus, Thetis'in sembolü ve bir yıldız	1852
18 Melpomene		Melpomene'nin hançeri ve bir yıldız	1852
19 Fortuna		Çarkıfelek ve bir yıldız	1852
26 Proserpina		Proserpina'nın narı	1853
28 Bellona		Bellona'nın kırbacı / sabah yıldızı ve mızrak	1854
29 Amphitrite		Amphitrite'in kabuğu ve bir yıldız	1854
35 Leukothea		Bir deniz feneri, Leucothea'nın sembolü	1855
37 Fides		İnancın haçı (fides)	1855

1851 yılında on beşinci asteroid (Eunomia) keşfedildikten sonra Johann Franz Encke, Berliner Astronomisches Jahrbuch'un (BAJ, Berlin Astronomi Yıllığı) 1854 baskısında önemli bir değişiklik yaptı. Bir yıldız için geleneksel bir sembol olan diski (daire) bir asteroit için genel sembol olarak tanıttı. Daire daha sonra belirli bir asteroidi belirtmek için keşif sırasına göre numaralandırıldı (ilk dördünü sadece mevcut ikonik sembolleriyle belirtmeye devam ederken beşinci Astraea'ya ① atadı). Numaralandırılmış daire kuralı astronomlar tarafından hızla benimsendi ve keşfedilen bir sonraki asteroit (1852'de 16 Psyche) keşfedildiği sırada bu şekilde adlandırılan ilk asteroit oldu. Bununla birlikte, Psyche'ye de sonraki birkaç yıl içinde keşfedilen diğer birkaç asteroit gibi ikonik bir sembol verildi (yukarıdaki tabloya bakınız). 20 Massalia ikonik bir sembol verilmeyen ilk asteroitti ve 1855 yılında 37 Fides'in keşfinden sonra hiçbir ikonik sembol yaratılmadı. O yıl Astraea'nın numarası ⑤'e yükseltildi, ancak Ceres'ten Vesta'ya kadar olan ilk dört asteroid 1867 baskısına kadar numaralarıyla listelenmedi. Daire kısa bir süre sonra bir çift parantezle kısaltıldı, bu parantezlerin dizgisi daha kolaydı ve sonraki birkaç on yıl boyunca bazen tamamen çıkarıldı ve modern geleneğe yol açtı. ⓘ

Terminoloji

Güneş Sistemi'ndeki cisim türlerini gösteren Euler diyagramı. (bkz. Küçük Güneş Sistemi cismi) ⓘ

2012'den önce yüksek çözünürlükte görüntülenen asteroitlerin aynı ölçekte birleşik görüntüsü. Bunlar büyükten küçüğe doğru: 4 Vesta, 21 Lutetia, 253 Mathilde, 243 Ida ve uydusu Dactyl, 433 Eros, 951 Gaspra, 2867 Šteins, 25143 Itokawa

Vesta (solda), Ceres (ortada) ve Ay (sağda) ölçekli olarak gösterilmiştir. ⓘ

İlk keşfedilen asteroid olan Ceres, başlangıçta yeni bir gezegen olarak kabul edildi. Bunu, o zamanki ekipmanlarla yıldızlar gibi ışık noktaları olarak görünen, gezegen diskini çok az gösteren ya da hiç göstermeyen, ancak görünür hareketleri nedeniyle yıldızlardan kolayca ayırt edilebilen diğer benzer cisimlerin keşfi izledi. Bu durum astronom Sir William Herschel'i Yunanca ἀστεροειδής veya asteroeidēs olarak adlandırılan, yıldız benzeri, yıldız şeklinde anlamına gelen ve Antik Yunanca ἀστήρ astēr 'yıldız, gezegen' kelimesinden türetilen "asteroid" terimini önermeye sevk etti. XIX. yüzyılın ikinci yarısının başlarında "asteroit" ve "gezegen" ("küçük" olarak her zaman nitelendirilmemiştir) terimleri hala birbirlerinin yerine kullanılmaktaydı. ⓘ

Geleneksel olarak, Güneş'in etrafında dönen küçük cisimler kuyruklu yıldızlar, asteroitler veya meteoroidler olarak sınıflandırılırken, bir metreden daha küçük olanlara meteoroid adı verilirdi. "Asteroid" teriminin hiçbir zaman resmi bir tanımı olmamış, Uluslararası Astronomi Birliği (IAU) tarafından daha geniş bir terim olan "küçük Güneş Sistemi cisimleri" tercih edilmiştir. IAU'nun bir tanımı bulunmadığından, asteroit "Güneş'in etrafında dönen ve IAU'nun tanımlarına göre gezegen ya da cüce gezegen olarak nitelendirilemeyen düzensiz şekilli kayalık cisim" olarak tanımlanabilir. ⓘ

Bulunduklarında, asteroitler kuyruklu yıldızlardan farklı bir nesne sınıfı olarak görülüyordu ve 2006'da "küçük Güneş Sistemi cismi" icat edilene kadar ikisi için birleşik bir terim yoktu. Bir asteroit ile bir kuyruklu yıldız arasındaki temel fark, bir kuyruklu yıldızın yüzeye yakın buzların güneş radyasyonu ile süblimleşmesi nedeniyle bir koma göstermesidir. Birkaç nesne, önce küçük gezegen olarak sınıflandırıldıkları ancak daha sonra kuyrukluyıldız aktivitesine dair kanıtlar gösterdikleri için çift listeli hale gelmiştir. Buna karşılık, bazı (belki de tüm) kuyrukluyıldızların yüzeyindeki uçucu buzlar sonunda tükenir ve asteroit benzeri bir hal alırlar. Bir başka ayrım da kuyruklu yıldızların tipik olarak çoğu asteroitten daha eksantrik yörüngelere sahip olmalarıdır; özellikle eksantrik yörüngelere sahip "asteroitler" muhtemelen uykuda olan veya soyu tükenmiş kuyruklu yıldızlardır. ⓘ

1801'de Ceres'in keşfinden 1977'de ilk sentor olan 2060 Chiron'un keşfine kadar neredeyse iki yüzyıl boyunca, bilinen tüm asteroitler zamanlarının çoğunu Jüpiter'in yörüngesinde ya da yörüngesinin içinde geçirmişlerdir, ancak 944 Hidalgo gibi birkaç tanesi yörüngelerinin bir kısmında Jüpiter'in çok ötesine geçmiştir. Mars ve Jüpiter'in yörüngeleri arasında bulunanlar uzun yıllar boyunca sadece Asteroitler olarak biliniyordu. Gökbilimciler Jüpiter'den daha uzakta kalıcı olarak ikamet eden ve şimdi sentor olarak adlandırılan daha küçük cisimler bulmaya başladıklarında, bunları geleneksel asteroitler arasında numaralandırdılar. Bu cisimlerin asteroit olarak mı kabul edilmesi yoksa yeni bir sınıflandırma mı yapılması gerektiği konusunda tartışmalar yaşandı. Daha sonra, ilk Neptün ötesi nesne (Plüton dışında) 15760 Albion 1992'de keşfedildiğinde ve özellikle de çok sayıda benzer nesne ortaya çıkmaya başladığında, konuyu geçiştirmek için yeni terimler icat edildi: Kuiper kuşağı nesnesi, Neptün ötesi nesne, dağınık disk nesnesi vb. Bu cisimler Güneş Sistemi'nin buzların katı halde kaldığı ve kuyruklu yıldız benzeri cisimlerin çok fazla kuyruklu yıldız aktivitesi göstermesinin beklenmediği soğuk dış bölgelerinde yaşarlar; eğer sentorlar ya da Neptün ötesi cisimler Güneş'e yaklaşacak olurlarsa, uçucu buzları süblimleşir ve geleneksel yaklaşımlar onları asteroit değil kuyruklu yıldız olarak sınıflandırır. ⓘ

Bunların en içtekileri Kuiper kuşağı cisimleridir ve kısmen asteroit ya da kuyruklu yıldız olarak sınıflandırılma ihtiyacından kaçınmak için "cisim" olarak adlandırılırlar. Bazıları asteroitlere daha çok benzese de, ağırlıklı olarak kuyruklu yıldız benzeri bir bileşime sahip oldukları düşünülmektedir. Dahası, çoğu kuyruklu yıldızlarla ilişkilendirilen yüksek eksantrik yörüngelere sahip değildir ve şimdiye kadar keşfedilenler geleneksel kuyruklu yıldız çekirdeklerinden daha büyüktür. (Çok daha uzaktaki Oort bulutunun uykuda olan kuyruklu yıldızların ana rezervuarı olduğu varsayılmaktadır). Stardust sondası tarafından toplanan kuyruklu yıldız tozunun analizi gibi diğer yeni gözlemler, kuyruklu yıldızlar ve asteroitler arasındaki ayrımı giderek bulanıklaştırmakta ve keskin bir ayrım çizgisinden ziyade "asteroitler ve kuyruklu yıldızlar arasında bir süreklilik" olduğunu düşündürmektedir. ⓘ

Jüpiter'in yörüngesinin ötesindeki küçük gezegenler, özellikle popüler sunumlarda bazen "asteroit" olarak da adlandırılmaktadır. Ancak, "asteroit" teriminin iç Güneş Sistemi'ndeki küçük gezegenlerle sınırlandırılması giderek yaygınlaşmaktadır. Bu nedenle, bu makale kendisini çoğunlukla klasik asteroitlerle sınırlayacaktır: asteroit kuşağı nesneleri, Jüpiter trojanları ve Dünya'ya yakın nesneler. ⓘ

IAU 2006 yılında daha önce küçük gezegenler ve kuyruklu yıldızlar olarak sınıflandırılan cisimlerin çoğunu kapsayacak şekilde küçük Güneş Sistemi cisimleri sınıfını oluşturduğunda, en büyük küçük gezegenler - kendi kütleçekimleri altında elipsoidal hale gelecek kadar kütleye sahip olanlar - için cüce gezegenler sınıfını yaratmıştır. IAU'ya göre, "'küçük gezegen' terimi hala kullanılabilir, ancak genellikle 'Küçük Güneş Sistemi Cismi' terimi tercih edilecektir." Şu anda sadece asteroit kuşağındaki en büyük cisim olan yaklaşık 975 km (606 mil) genişliğindeki Ceres cüce gezegen kategorisine yerleştirilmiştir. ⓘ

Oluşum

Sanatçının izlenimi, bir asteroidin beyaz bir cücenin güçlü yerçekimi tarafından nasıl parçalandığını gösteriyor. ⓘ

Birçok asteroit, genç Güneş'in güneş bulutsusu içinde yer alan ve asla gezegen olacak kadar büyüyemeyen cisimler olan gezegenimsi cisimlerin parçalanmış kalıntılarıdır. Asteroit kuşağındaki gezegenimsi cisimlerin, Jüpiter bugünkü kütlesine yaklaşana kadar güneş bulutsusundaki diğer cisimler gibi evrimleştiği ve bu noktada Jüpiter ile yörüngesel rezonanslardan kaynaklanan uyarılmanın kuşaktaki gezegenimsi cisimlerin %99'undan fazlasını fırlattığı düşünülmektedir. Simülasyonlar ve dönüş hızı ile spektral özelliklerdeki süreksizlik, çapı yaklaşık 120 km'den (75 mil) büyük asteroitlerin bu erken dönemde biriktiğini, daha küçük cisimlerin ise Jovian bozulması sırasında veya sonrasında asteroitler arasındaki çarpışmalardan kalan parçalar olduğunu göstermektedir. Ceres ve Vesta eriyip farklılaşacak kadar büyümüş, ağır metalik elementler çekirdeğe çökerek kabukta kayalık mineraller bırakmıştır. ⓘ

Nice modelinde, birçok Kuiper kuşağı nesnesi dış asteroit kuşağında, 2,6 AU'dan daha büyük mesafelerde yakalanmıştır. Çoğu daha sonra Jüpiter tarafından fırlatılmıştır, ancak kalanlar D tipi asteroitler olabilir ve muhtemelen Ceres'i de içerir. ⓘ

Güneş Sistemi içindeki dağılımı

İç güneş sistemindeki asteroit gruplarının konumunun üstten görünümü. ⓘ

İç güneş sistemindeki gezegenlerin ve asteroit gruplarının haritası. Güneş'ten uzaklıklar ölçeklendirilmiştir, nesne boyutları ölçeklendirilmemiştir. ⓘ

İç Güneş Sistemi'nde yörüngede dolanan çeşitli dinamik asteroit grupları keşfedilmiştir. Yörüngeleri Güneş Sistemi'ndeki diğer cisimlerin kütleçekimi ve Yarkovsky etkisi tarafından bozulmaktadır. Önemli popülasyonlar şunları içerir: ⓘ

Asteroit kuşağı

Bilinen asteroitlerin çoğu Mars ve Jüpiter'in yörüngeleri arasındaki asteroit kuşağında, genellikle nispeten düşük eksantriklikte (yani çok uzun olmayan) yörüngelerde dolanmaktadır. Bu kuşağın çapı 1 km'den (0,6 mil) büyük 1,1 ila 1,9 milyon asteroit ve milyonlarca daha küçük asteroit içerdiği tahmin edilmektedir. Bu asteroitler protoplaneter diskin kalıntıları olabilir ve bu bölgede Güneş Sistemi'nin oluşum döneminde gezegenimsi maddelerin gezegenlere dönüşmesi Jüpiter'in büyük yerçekimsel pertürbasyonları tarafından engellenmiştir. ⓘ

Popüler görüntülerin aksine, asteroit kuşağı çoğunlukla boştur. Asteroitler o kadar geniş bir alana yayılmıştır ki, dikkatlice nişan almadan bir asteroite ulaşmak mümkün değildir. Bununla birlikte, şu anda yüz binlerce asteroit bilinmektedir ve toplam sayı, alt boyut sınırına bağlı olarak milyonlarca veya daha fazladır. 200'den fazla asteroitin 100 km'den büyük olduğu bilinmektedir ve kızılötesi dalga boylarında yapılan bir araştırma asteroit kuşağında 700.000 ila 1,7 milyon arasında 1 km veya daha fazla çapa sahip asteroit olduğunu göstermiştir. Bilinen asteroitlerin çoğunun mutlak büyüklükleri 11 ile 19 arasında olup, ortancası yaklaşık 16'dır. ⓘ

Asteroit kuşağının toplam kütlesinin 2,39×10²¹ kg olduğu tahmin edilmektedir ki bu da Ay'ın kütlesinin sadece %3'üne denk gelmektedir. En büyük dört nesne, Ceres, Vesta, Pallas ve Hygiea, kuşağın toplam kütlesinin belki de %62'sini oluştururken, %39'unu tek başına Ceres oluşturmaktadır. ⓘ

Truva atları

Truva atları daha büyük bir gezegen ya da ay ile aynı yörüngeyi paylaşan, ancak büyük cismin 60° önünde ve arkasında yer alan iki Lagrangian denge noktası olan L₄ ve L₅'ten birinde yörüngeye girdikleri için onunla çarpışmayan popülasyonlardır. ⓘ

Güneş Sistemi'nde, bilinen trojanların çoğu Jüpiter'in yörüngesini paylaşır. L₄'teki Yunan kampı (Jüpiter'in önünde) ve L₅'teki Truva kampı (Jüpiter'in arkasında) olarak ikiye ayrılırlar. Bir kilometreden daha büyük bir milyondan fazla Jüpiter trojanının var olduğu düşünülmektedir ve bunların 7,000'den fazlası şu anda kataloglanmıştır. Diğer gezegen yörüngelerinde bugüne kadar sadece dokuz Mars trojanı, 28 Neptün trojanı, iki Uranüs trojanı ve iki Dünya trojanı bulunmuştur. Geçici bir Venüs trojanı da bilinmektedir. Sayısal yörünge dinamiği kararlılık simülasyonları, Satürn ve Uranüs'ün muhtemelen ilkel trojanlara sahip olmadığını göstermektedir. ⓘ

Dünya'ya yakın asteroitler

Dünya'ya yakın asteroitler ya da NEA'lar, yörüngeleri Dünya'nınkine yakın geçen asteroitlerdir. Dünya'nın yörünge yolunu gerçekten geçen asteroitler Dünya'yı geçenler olarak bilinir. Nisan 2022 itibariyle toplam 28.772 Dünya'ya yakın asteroit bilinmektedir; bunların 878'inin çapı bir kilometre veya daha büyüktür. ⓘ

Az sayıda NEA, uçucu yüzey malzemelerini kaybetmiş soyu tükenmiş kuyruklu yıldızlardır, ancak kuyruklu yıldız benzeri soluk veya aralıklı bir kuyruğa sahip olmak, mutlaka Dünya'ya yakın bir kuyruklu yıldız olarak sınıflandırmaya neden olmaz ve sınırları biraz bulanıklaştırır. Dünya'ya yakın asteroitlerin geri kalanı Jüpiter ile olan yerçekimi etkileşimleri nedeniyle asteroit kuşağının dışına itilir. ⓘ

Birçok asteroitin doğal uyduları (küçük gezegen uyduları) vardır. Ekim 2021 itibariyle, en az bir uydusu olduğu bilinen 85 NEA vardır ve bunlardan üçünün iki uydusu olduğu bilinmektedir. 4,5 km (2,8 mil) çapıyla potansiyel olarak tehlikeli en büyük asteroitlerden biri olan 3122 Florence asteroidinin, asteroidin 2017'de Dünya'ya yaklaşması sırasında radar görüntülemesiyle keşfedilen 100-300 m (330-980 ft) genişliğinde iki uydusu vardır. ⓘ

Ocak 2018 itibariyle bilinen Dünya'ya yakın cisimler ⓘ

Dünya'ya yakın asteroidler yarı büyük eksenlerine (a), perihelion uzaklıklarına (q) ve aphelion uzaklıklarına (Q) göre gruplara ayrılırlar:

• Atiralar veya Apohellerin yörüngeleri kesinlikle Dünya'nın yörüngesinin içindedir: bir Atira asteroidinin aphelion mesafesi (Q) Dünya'nın perihelion mesafesinden (0.983 AU) daha küçüktür. Yani, Q < 0,983 AU, bu da asteroidin yarı büyük ekseninin de 0,983 AU'dan daha küçük olduğu anlamına gelir. ⓘ

• Aten'lerin yarı büyük ekseni 1 AU'dan küçüktür ve Dünya'nın yörüngesinden geçerler. Matematiksel olarak, a < 1.0 AU ve Q > 0.983 AU. (0,983 AU Dünya'nın perihelion uzaklığıdır). ⓘ

• Apollos'un yarı büyük ekseni 1 AU'dan fazladır ve Dünya'nın yörüngesinden geçer. Matematiksel olarak, a > 1.0 AU ve q < 1.017 AU. (1.017 AU Dünya'nın aphelion uzaklığıdır.) ⓘ

• Amor asteroitlerinin yörüngeleri kesinlikle Dünya'nın yörüngesinin dışındadır: bir Amor asteroitinin perihelion mesafesi (q) Dünya'nın aphelion mesafesinden (1.017 AU) daha büyüktür. Amor asteroidleri aynı zamanda Dünya'ya yakın nesnelerdir, dolayısıyla q < 1,3 AU'dur. Özetle, 1.017 AU < q < 1.3 AU. (Bu, asteroidin yarı büyük ekseninin (a) de 1,017 AU'dan büyük olduğu anlamına gelir). Bazı Amor asteroid yörüngeleri Mars'ın yörüngesinden geçer. ⓘ

Dünya ile Ay arasındaki uzay araçlarını ve asteroitleri (geçmiş ve gelecek) gösteren diyagram. ⓘ

Mars uyduları

Phobos

Deimos ⓘ

Mars uyduları Phobos ve Deimos'un yakalanan asteroitler mi olduğu yoksa Mars'a çarpma sonucu mu oluştuğu belirsizdir. Phobos ve Deimos'un her ikisi de karbonlu C-tipi asteroitlerle birçok ortak özelliğe sahiptir; spektrumları, albedoları ve yoğunlukları C veya D-tipi asteroitlerinkine çok benzerdir. Benzerliklerine dayanarak, bir hipotez her iki uydunun da yakalanmış ana kuşak asteroidleri olabileceğidir. Her iki uydu da Mars'ın ekvator düzleminde neredeyse tam olarak uzanan çok dairesel yörüngelere sahiptir ve bu nedenle bir yakalama kökeni, başlangıçta oldukça eksantrik olan yörüngeyi daireselleştirmek ve büyük olasılıkla atmosferik sürükleme ve gelgit kuvvetlerinin bir kombinasyonu ile ekvator düzlemine eğimini ayarlamak için bir mekanizma gerektirir, ancak Deimos için bunun gerçekleşmesi için yeterli zamanın mevcut olup olmadığı açık değildir. Yakalama aynı zamanda enerjinin dağılmasını da gerektirir. Mevcut Mars atmosferi, Phobos büyüklüğündeki bir cismi atmosferik frenleme ile yakalamak için çok incedir. Geoffrey A. Landis, orijinal cismin gelgit kuvvetleri altında ayrılan ikili bir asteroit olması durumunda yakalamanın gerçekleşmiş olabileceğine işaret etmiştir. ⓘ

Phobos, Mars ile aynı doğum bulutundan eş zamanlı olarak oluşmak yerine, Mars oluştuktan sonra yörüngede birleşen ikinci nesil bir Güneş Sistemi nesnesi olabilir. ⓘ

Bir başka hipotez ise Mars'ın bir zamanlar Phobos ve Deimos büyüklüğünde birçok cisimle çevrili olduğu, belki de büyük bir gezegenimsi ile çarpışması sonucu yörüngesine fırladığıdır. Phobos'un iç kısmındaki yüksek gözeneklilik (1,88 g/cm³ yoğunluğa göre, boşlukların Phobos'un hacminin yüzde 25 ila 35'ini oluşturduğu tahmin edilmektedir) asteroidal bir kökenle tutarsızdır. Phobos'un termal kızılötesi gözlemleri, Mars yüzeyinden iyi bilinen filosilikatları içeren bir bileşime işaret etmektedir. Spektrumlar tüm kondrit meteorit sınıflarından farklıdır ve yine asteroidal bir kökene işaret etmektedir. Her iki bulgu grubu da Phobos'un kökeninin, Dünya'nın uydusunun kökeni için geçerli teoriye benzer şekilde, Mars yörüngesinde yeniden oluşan Mars'a bir çarpma sonucu fırlatılan malzemeden kaynaklandığını desteklemektedir. ⓘ

Özellikleri

Boyut dağılımı

Büyüklüklerine ve sayılarına göre kategorize edilmiş Güneş Sistemi asteroitleri ⓘ

Asteroitlerin boyutları, en büyüğü neredeyse 1000 km'den sadece 1 metre çapındaki kayalara kadar büyük farklılıklar gösterir. En büyük üç tanesi minyatür gezegenlere çok benzer: kabaca küreseldirler, en azından kısmen farklılaşmış iç kısımlara sahiptirler ve hayatta kalan protogezegenler oldukları düşünülmektedir. Ancak büyük çoğunluğu çok daha küçük ve düzensiz şekillidir; bunların ya hırpalanmış gezegenimsi cisimler ya da daha büyük cisimlerin parçaları olduğu düşünülmektedir. ⓘ

Cüce gezegen Ceres, 940 km (580 mil) çapıyla açık ara en büyük asteroittir. Sonraki en büyükleri 4 Vesta ve 2 Pallas olup her ikisinin de çapları 500 km'nin (300 mil) biraz üzerindedir. Vesta, zaman zaman çıplak gözle görülebilen dört ana kuşak asteroidi arasında en parlak olanıdır. Bazı nadir durumlarda, Dünya'ya yakın bir asteroit teknik yardım olmadan kısa süreliğine görünür hale gelebilir; bkz. 99942 Apophis. ⓘ

Mars ve Jüpiter'in yörüngeleri arasında uzanan asteroit kuşağındaki tüm nesnelerin kütlesinin (2,8-3,2)×10²¹ kg aralığında, yani Ay'ın kütlesinin yaklaşık %4'ü kadar olduğu tahmin edilmektedir. Ceres bunun 0,938×10²¹ kg'ını, yani toplamın yaklaşık üçte birini oluşturmaktadır. Sonraki en büyük üç nesne olan Vesta (%9), Pallas (%7) ve Hygiea (%3) eklendiğinde bu rakam yarıya çıkarken, ondan sonraki en büyük üç asteroit olan 511 Davida (%1,2), 704 Interamnia (%1,0) ve 52 Europa (%0,9) sadece %3'ünü oluşturmaktadır. Asteroitlerin sayısı, bireysel kütleleri azaldıkça hızla artmaktadır. ⓘ

Asteroitlerin sayısı artan boyutla birlikte belirgin bir şekilde azalır. Boyut dağılımı genellikle bir güç yasasını takip etse de, yaklaşık 5 km ve 100 km'de böyle bir eğriden beklenenden daha fazla asteroitin bulunduğu 'tümsekler' vardır. ⓘ

En büyük asteroitler

Asteroit kuşağındaki en büyük 42 cisim ESO'nun Çok Büyük Teleskobu'ndaki Spektro-Polarimetrik Yüksek Kontrastlı Ötegezegen Araştırması (SPHERE) aracı ile görüntülendi

Eros, Vesta ve Ceres boyut karşılaştırması ⓘ

Asteroit kuşağındaki konumları onları gezegen statüsünün dışında bıraksa da, en büyük üç nesne olan Ceres, Vesta ve Pallas, gezegenlerle ortak birçok özelliği paylaşan ve düzensiz şekilli asteroitlerin çoğuna kıyasla atipik olan bozulmamış protogezegenlerdir. Dördüncü en büyük asteroit olan Hygiea, asteroitlerin çoğu gibi farklılaşmamış bir iç kısma sahip olmasına rağmen neredeyse küresel görünmektedir. Aralarında en büyük dört asteroit, asteroit kuşağının kütlesinin yarısını oluşturmaktadır. ⓘ

Ceres kendi kütleçekimi altında plastik bir şekle sahip gibi görünen tek asteroittir ve dolayısıyla cüce gezegen olması muhtemel tek asteroittir. Mutlak büyüklüğü diğer asteroitlerden çok daha yüksektir (yaklaşık 3,32) ve yüzeyinde bir buz tabakası olabilir. Gezegenler gibi Ceres de farklılaşmıştır: bir kabuğu, bir mantosu ve bir çekirdeği vardır. Dünya'da Ceres'ten gelen hiçbir meteorit bulunmamıştır. ⓘ

Vesta'nın da farklılaşmış bir iç kısmı vardır, ancak Güneş Sistemi'nin donma çizgisinin içinde oluşmuştur ve bu nedenle sudan yoksundur; bileşimi esas olarak olivin gibi mineraller içeren bazaltik kayadır. Güney kutbundaki büyük krater Rheasilvia'nın yanı sıra Vesta da elipsoidal bir şekle sahiptir. Vesta, Vestian ailesinin ve diğer V tipi asteroitlerin ana gövdesidir ve Dünya'daki tüm meteoritlerin %5'ini oluşturan HED meteoritlerinin kaynağıdır. ⓘ

Pallas, Uranüs gibi yan dönmesi ve dönme ekseninin yörünge düzlemine yüksek açılarla eğik olmasıyla sıra dışıdır. Bileşimi Ceres'inkine benzer: karbon ve silisyum oranı yüksektir ve belki de kısmen farklılaşmıştır. Pallas, Palladian asteroit ailesinin ana gövdesidir. ⓘ

Hygiea en büyük karbonlu asteroittir ve diğer büyük asteroitlerin aksine ekliptik düzlemine nispeten yakındır. Hygiean asteroit ailesinin en büyük üyesi ve varsayılan ana gövdesidir. Yüzeyinde Vesta'da olduğu gibi bu ailenin kaynağı olabilecek kadar büyük bir krater bulunmadığından, Hygiea'nın Hygiean ailesini oluşturan çarpışmada tamamen parçalanmış ve kütlesinin %2'sinden biraz daha azını kaybettikten sonra yeniden birleşmiş olabileceği düşünülmektedir. Çok Büyük Teleskop'un SPHERE görüntüleyicisiyle 2017 ve 2018'de yapılan ve 2019'un sonlarında açıklanan gözlemler, Hygiea'nın hem hidrostatik dengede (ve dolayısıyla bir cüce gezegen) hem de eskiden hidrostatik dengede olmasıyla ya da parçalanıp yeniden birleşmesiyle tutarlı olan neredeyse küresel bir şekle sahip olduğunu ortaya koydu.

En büyük asteroitlerin ve Ana Kuşak'ın göreli kütleleri. 1 Ceres kuşağın kütlesinin üçte birini oluşturmaktadır; Ceres, 4 Vesta, 2 Pallas, 10 Hygiea ve muhtemelen 704 Interamnia veya 15 Eunomia bu oranı yarıya çıkarmaktadır. Kütle birimi ×10¹⁸ kg'dır. ⓘ

En büyük asteroitlerin özellikleri ⓘ

İsim	Orbital yarıçap (AU)	Orbital dönem (yıl)	Eğim ekliptiğe	Orbital eksantriklik	Çap (km)	Çap (Ay'ın %'si)	Kütle (×1018 kg)	Kütle (Ceres'in %'si)	Yoğunluk (g/cm3)	Rotasyon dönem (hr)
Ceres	2.77	4.60	10.6°	0.079	964×964×892 (ortalama 939,4)	27%	938	100%	2.16±0.01	9.07
Vesta	2.36	3.63	7.1°	0.089	573×557×446 (ortalama 525,4)	15%	259	28%	3.46 ± 0.04	5.34
Pallas	2.77	4.62	34.8°	0.231	550×516×476 (ortalama 511±4)	15%	204±3	21%	2.92±0.08	7.81
Hygiea	3.14	5.56	3.8°	0.117	450×430×424 (ortalama 433±8)	12%	87±7	9%	2.06±0.20	13.8

Rotasyon

Asteroit kuşağındaki büyük asteroitlerin dönüş hızlarının ölçümleri bir üst sınır olduğunu göstermektedir. Çapı 100 metreden büyük olan çok az sayıda asteroitin dönüş periyodu 2,2 saatten daha azdır. Yaklaşık olarak bu hızdan daha hızlı dönen asteroitler için, yüzeydeki eylemsizlik kuvveti yerçekimi kuvvetinden daha büyüktür, bu nedenle herhangi bir gevşek yüzey malzemesi dışarı fırlayacaktır. Ancak, katı bir cisim çok daha hızlı dönebilmelidir. Bu durum, çapı 100 metrenin üzerinde olan asteroitlerin çoğunun, asteroitler arasındaki çarpışmalardan sonra enkazın birikmesiyle oluşan moloz yığınları olduğunu düşündürmektedir. ⓘ

Bileşim

Vesta 4'te kraterli arazi ⓘ

Asteroitler karakteristik emisyon spektrumlarına göre sınıflandırılır ve çoğunluğu üç ana gruba ayrılır: C-tipi, M-tipi ve S-tipi. Bunlar sırasıyla karbonlu (karbon zengini), metalik ve silikalı (taşlı) bileşimlerle adlandırılmış ve genellikle bu bileşimlerle tanımlanmıştır. Asteroitlerin fiziksel bileşimi çeşitlidir ve çoğu durumda tam olarak anlaşılamamıştır. Ceres'in buzlu bir manto ile kaplı kayalık bir çekirdekten oluştuğu görülürken, Vesta'nın nikel-demir çekirdek, olivin manto ve bazaltik kabuğa sahip olduğu düşünülmektedir. En büyük farklılaşmamış asteroit olduğu düşünülen 10 Hygiea, karbonlu kondritin tekdüze ilkel bir bileşimine sahip gibi görünmektedir, ancak aslında bir çarpma ile küresel olarak parçalanmış ve daha sonra yeniden bir araya getirilmiş farklılaşmış bir asteroit olabilir. Diğer asteroitler, proto-gezegenlerin kaya ve metal bakımından zengin kalıntı çekirdekleri ya da mantoları gibi görünmektedir. Küçük asteroitlerin çoğunun yerçekimi tarafından gevşek bir şekilde bir arada tutulan moloz yığınları olduğuna inanılmaktadır, ancak en büyükleri muhtemelen katıdır. Bazı asteroitlerin uyduları vardır veya eş yörüngeli ikililerdir: moloz yığınlarının, uyduların, ikililerin ve dağınık asteroit ailelerinin bir ana asteroiti veya muhtemelen bir gezegeni bozan çarpışmaların sonuçları olduğu düşünülmektedir. ⓘ

Ana asteroit kuşağında, iki ana asteroit popülasyonu var gibi görünmektedir: C-tipi ve P-tipi asteroitlerden oluşan, albedosu 0,10'un altında ve yoğunluğu 2,2 g/cm³'ün altında olan karanlık, uçucu bakımından zengin bir popülasyon ve S-tipi ve M-tipi asteroitlerden oluşan, albedosu 0,15'in üzerinde ve yoğunluğu 2,7'den büyük olan yoğun, uçucu bakımından fakir bir popülasyon. Bu popülasyonlar içinde, muhtemelen sıkıştırma nedeniyle daha büyük asteroitler daha yoğundur. Kütleleri 10×10¹⁸ kg'dan büyük olan asteroitlerin skorunda minimum makro gözeneklilik (ara boşluk) var gibi görünmektedir. ⓘ

Asteroid çarpışması - gezegen oluşturma (sanatçı konsepti). ⓘ

Bileşim üç ana kaynaktan hesaplanır: albedo, yüzey spektrumu ve yoğunluk. Sonuncusu ancak asteroidin sahip olabileceği uyduların yörüngeleri gözlemlenerek doğru bir şekilde belirlenebilir. Şimdiye kadar, uydusu olan her asteroitin bir moloz yığını, hacim olarak boşluğun yarısı olabilecek gevşek bir kaya ve metal yığını olduğu ortaya çıktı. İncelenen asteroitlerin çapı 280 km kadar büyüktür ve 121 Hermione (268×186×183 km) ve 87 Sylvia'yı (384×262×232 km) içerir. Çok az asteroit 87 Sylvia'dan daha büyüktür ve hiçbirinin uydusu yoktur. Sylvia gibi büyük asteroitlerin, muhtemelen yıkıcı çarpışmalar nedeniyle moloz yığınları olabileceği gerçeği, Güneş Sistemi'nin oluşumu için önemli sonuçlara sahiptir: katı cisimleri içeren çarpışmaların bilgisayar simülasyonları, bunların birleşmek kadar sıklıkla birbirlerini yok ettiklerini göstermektedir, ancak çarpışan moloz yığınlarının birleşmesi daha olasıdır. Bu da gezegenlerin çekirdeklerinin nispeten hızlı bir şekilde oluşmuş olabileceği anlamına gelmektedir. ⓘ

Su

Bilim insanları Dünya'ya gelen ilk suyun bir kısmının Ay'ı meydana getiren çarpışmadan sonra asteroit çarpmalarıyla geldiğini varsaymaktadır. 2009 yılında NASA'nın Kızılötesi Teleskop Tesisi kullanılarak 24 Themis'in yüzeyinde su buzunun varlığı doğrulanmıştır. Asteroidin yüzeyi tamamen buzla kaplı görünmektedir. Bu buz tabakası süblimleşirken, yüzeyin altındaki bir buz rezervuarı tarafından yenileniyor olabilir. Yüzeyde organik bileşikler de tespit edildi. Themis 24'te buzun varlığı ilk teoriyi makul kılmaktadır. ⓘ

Ekim 2013'te ilk kez güneş dışı bir cisimde, beyaz cüce GD 61'in yörüngesindeki bir asteroitte su tespit edildi. 22 Ocak 2014'te Avrupa Uzay Ajansı (ESA) bilim insanları, asteroit kuşağındaki en büyük cisim olan Ceres'te ilk kez kesin olarak su buharı tespit edildiğini bildirdi. Tespit, Herschel Uzay Gözlemevi'nin uzak kızılötesi yetenekleri kullanılarak yapıldı. Bu bulgu beklenmediktir çünkü asteroitlerin değil kuyruklu yıldızların tipik olarak "jetler ve dumanlar çıkardığı" düşünülür. Bilim insanlarından birine göre, "Kuyruklu yıldızlar ve asteroitler arasındaki çizgi giderek daha da bulanıklaşıyor." ⓘ

Bulgular, güneş rüzgârlarının asteroitlerin üst katmanındaki oksijenle tepkimeye girerek su oluşturabildiğini göstermiştir. "Işınlanmış kayanın her bir metre küpünün 20 litreye kadar su içerebileceği" tahmin edilmiştir; çalışma bir atom sondası tomografisi kullanılarak gerçekleştirilmiştir, rakamlar Itokawa S tipi asteroit için verilmiştir. ⓘ

1990'da Cezayir'de keşfedilen bir göktaşı olan Acfer 049'un 2019'da ultra buharlı bir litolojiye (UPL) sahip olduğu gösterilmiştir: bu gözenekleri dolduran buzun çıkarılmasıyla oluşabilecek gözenekli doku, UPL'nin "ilkel buz fosillerini temsil ettiğini" göstermektedir. ⓘ

Organik bileşikler

Asteroitler amino asit ve diğer organik bileşiklerin izlerini içerir ve bazı spekülasyonlar asteroit çarpmalarının yaşamı başlatmak için gerekli kimyasallarla Dünya'nın erken dönemlerini tohumlamış olabileceği, hatta yaşamın kendisini Dünya'ya getirmiş olabileceği yönündedir ("panspermia" olarak adlandırılan bir olay). Ağustos 2011'de, NASA'nın Dünya'da bulunan meteoritlerle yaptığı çalışmalara dayanan ve DNA ve RNA bileşenlerinin (adenin, guanin ve ilgili organik moleküller) uzaydaki asteroit ve kuyruklu yıldızlarda oluşmuş olabileceğini öne süren bir rapor yayınlandı. ⓘ

Kasım 2019'da bilim insanları, meteoritlerde riboz da dahil olmak üzere şeker moleküllerini ilk kez tespit ettiklerini bildirerek, asteroitlerdeki kimyasal süreçlerin yaşam için önemli olan bazı temel biyolojik bileşenleri üretebileceğini ve Dünya'daki yaşamın DNA temelli kökeninden önce bir RNA dünyası fikrini ve muhtemelen panspermia fikrini desteklediğini öne sürdüler. ⓘ

Yüzey özellikleri

Ceres'in topografik haritası. En alçak krater tabanları (çivit mavisi) ve en yüksek tepeler (beyaz) 15 km (10 mil) yükseklik farkını temsil etmektedir. ⓘ

"Dört büyükler" (Ceres, Pallas, Vesta ve Hygiea) dışında, asteroitlerin şekilleri düzensiz olsa da görünüşleri büyük ölçüde benzerdir. 50 km (31 mil) 253 Mathilde, çapları asteroidin yarıçapı kadar olan kraterlerle dolu bir moloz yığınıdır. Dört büyük asteroitten sonraki en büyük asteroitlerden biri olan 300 km (186 mil) uzunluğundaki 511 Davida'nın Dünya merkezli gözlemleri, benzer şekilde açısal bir profil ortaya koymaktadır ve bu da yarıçap büyüklüğünde kraterlerle doymuş olduğunu göstermektedir. Mathilde ve 243 Ida gibi yakından gözlemlenen orta büyüklükteki asteroitler de yüzeyi kaplayan derin bir regolit ortaya koymaktadır. Dört büyük asteroitten Pallas ve Hygiea neredeyse hiç bilinmemektedir. Vesta'nın güney kutbunda yarıçap büyüklüğünde bir krateri çevreleyen sıkıştırma kırıkları vardır, ancak bunun dışında bir sferoiddir. ⓘ

Dawn uzay aracı Ceres'in ağır kraterli bir yüzeye sahip olduğunu, ancak beklenenden daha az sayıda büyük krater bulunduğunu ortaya çıkarmıştır. Mevcut asteroit kuşağının oluşumuna dayanan modeller, Ceres'in çapı 400 km'den (250 mil) büyük 10 ila 15 kratere sahip olması gerektiğini öne sürmüştü. Ceres üzerindeki doğrulanmış en büyük krater olan Kerwan Havzası 284 km (176 mil) genişliğindedir. Bunun en olası nedeni, kabuğun viskoz gevşemesinin daha büyük darbeleri yavaşça düzleştirmesidir. ⓘ

Renk

Asteroitler uzaydaki ayrışma nedeniyle yaşlandıkça daha koyu ve daha kırmızı hale gelirler. Ancak kanıtlar, renk değişiminin çoğunun ilk yüz bin yıl içinde hızla gerçekleştiğini ve asteroitlerin yaşını belirlemek için spektral ölçümün kullanışlılığını sınırladığını göstermektedir. ⓘ

Sınıflandırma

Kirkwood Boşluklarını ortaya çıkaracak şekilde 2006 9 Mayıs itibariyle iç güneş sistemi asteroitlerinin ve gezegenlerinin bir çizimi. Konum grafiğine benzer şekilde, gezegenler (yörüngeleriyle birlikte) turuncudur, Jüpiter bu görünümde en dıştadır. Çeşitli asteroit sınıfları renklerle kodlanmıştır: 'genel' ana kuşak beyazdır. Ana kuşağın içinde Aten (kırmızı), Apollo (yeşil) ve Amor (mavi) bulunmaktadır. Ana kuşağın dışında Hilda (mavi) ve Truva (yeşil). Tüm nesne konum vektörleri nesnenin yarı büyük ekseninin uzunluğuna göre normalize edilmiştir. Kirkwood Boşlukları ana kuşakta görülebilir. ⓘ

Asteroitler genellikle iki kritere göre sınıflandırılır: yörüngelerinin özellikleri ve yansıma spektrumlarının özellikleri. ⓘ

Yörüngesel sınıflandırma

Birçok asteroit yörünge özelliklerine göre gruplara ve ailelere yerleştirilmiştir. En geniş bölünmelerin dışında, bir asteroit grubuna o grubun keşfedilen ilk üyesinin adını vermek gelenekseldir. Gruplar nispeten gevşek dinamik birlikteliklerdir, aileler ise daha sıkıdır ve geçmişte büyük bir ana asteroidin felaketle parçalanmasından kaynaklanır. Aileler ana asteroit kuşağı içinde daha yaygındır ve tanımlanmaları daha kolaydır, ancak Jüpiter trojanları arasında birkaç küçük aile rapor edilmiştir. Ana kuşak aileleri ilk olarak 1918 yılında Kiyotsugu Hirayama tarafından tanınmıştır ve genellikle onun onuruna Hirayama aileleri olarak adlandırılır. ⓘ

Asteroit kuşağındaki cisimlerin yaklaşık %30-35'i, her birinin asteroitler arasındaki geçmiş bir çarpışmada ortak bir kökene sahip olduğu düşünülen dinamik ailelere aittir. Bir aile de plütoid cüce gezegen Haumea ile ilişkilendirilmiştir. ⓘ

Yarı uydular ve at nalı cisimler

Bazı asteroitlerin Dünya ya da başka bir gezegenle eş yörüngeli olağandışı at nalı yörüngeleri vardır. Örnekler 3753 Cruithne ve 2002 AA29'dur. Bu tür bir yörünge düzenlemesinin ilk örneği Satürn'ün uyduları Epimetheus ve Janus arasında keşfedilmiştir. ⓘ

Bazen bu at nalı cisimler geçici olarak birkaç on yıl ya da birkaç yüz yıllığına yarı uydu haline gelir ve daha sonra eski durumlarına geri dönerler. Hem Dünya'nın hem de Venüs'ün yarı uydulara sahip olduğu bilinmektedir. ⓘ

Bu tür nesneler, eğer Dünya ya da Venüs'le, hatta varsayımsal olarak Merkür'le ilişkiliyse, özel bir Aten asteroit sınıfıdır. Ancak, bu tür nesneler dış gezegenlerle de ilişkili olabilir. ⓘ

Spektral sınıflandırma

1975 yılında Chapman, Morrison ve Zellner tarafından renk, albedo ve spektral şekle dayalı bir asteroid taksonomik sistemi geliştirilmiştir. Bu özelliklerin asteroidin yüzey malzemesinin bileşimine karşılık geldiği düşünülmektedir. Orijinal sınıflandırma sisteminde üç kategori vardı: Koyu karbonlu nesneler için C-tipleri (bilinen asteroitlerin %75'i), taşlı (silisli) nesneler için S-tipleri (bilinen asteroitlerin %17'si) ve C veya S'ye uymayanlar için U. Bu sınıflandırma o zamandan beri diğer birçok asteroit türünü içerecek şekilde genişletilmiştir. Daha fazla asteroit üzerinde çalışıldıkça türlerin sayısı artmaya devam etmektedir. ⓘ

Şu anda en yaygın olarak kullanılan iki sınıflandırma Tholen sınıflandırması ve SMASS sınıflandırmasıdır. İlki 1984 yılında David J. Tholen tarafından önerilmiştir ve 1980'lerde gerçekleştirilen sekiz renkli asteroit araştırmasından toplanan verilere dayanmaktadır. Bunun sonucunda 14 asteroit kategorisi ortaya çıkmıştır. 2002 yılında, Küçük Ana Kuşak Asteroit Spektroskopik Araştırması, Tholen taksonomisinin 24 farklı türle değiştirilmiş bir versiyonuyla sonuçlandı. Her iki sistemde de C, S ve X asteroitlerinden oluşan üç geniş kategori vardır; burada X, M tipi gibi çoğunlukla metalik asteroitlerden oluşur. Ayrıca birkaç küçük sınıf daha vardır. ⓘ

Çeşitli spektral tiplere giren bilinen asteroitlerin oranı, o tipteki tüm asteroitlerin oranını yansıtmak zorunda değildir; bazı tipleri tespit etmek diğerlerinden daha kolaydır ve toplamları saptırır. ⓘ

Problemler

Başlangıçta, spektral tanımlamalar bir asteroitin bileşimine ilişkin çıkarımlara dayanıyordu. Ancak, spektral sınıf ve bileşim arasındaki uyum her zaman çok iyi değildir ve çeşitli sınıflandırmalar kullanılmaktadır. Bu durum önemli bir karışıklığa yol açmıştır. Farklı spektral sınıflandırmalara sahip asteroitlerin farklı malzemelerden oluşması muhtemel olsa da, aynı taksonomik sınıftaki asteroitlerin aynı (veya benzer) malzemelerden oluştuğuna dair hiçbir güvence yoktur. ⓘ

Aktif asteroitler

Asteroid (101955) Bennu, OSIRIS-REx tarafından parçacıklar fırlatırken görüldü ⓘ

Aktif asteroitler, asteroit benzeri yörüngeleri olan ancak kuyruklu yıldız benzeri görsel özellikler gösteren nesnelerdir. Yani, kuyrukluyıldızlar, kuyruklar veya kütle kaybının diğer görsel kanıtlarını gösterirler (kuyruklu yıldız gibi), ancak yörüngeleri Jüpiter'in yörüngesi içinde kalır (asteroit gibi). Bu cisimler ilk olarak 2006 yılında astronomlar David Jewitt ve Henry Hsieh tarafından ana kuşak kuyruklu yıldızları (MBC'ler) olarak adlandırılmıştır, ancak bu isim onların bir kuyruklu yıldız gibi buzlu bir bileşime sahip olduklarını ve sadece ana kuşak içinde var olduklarını ima etmektedir, oysa artan aktif asteroit nüfusu bunun her zaman böyle olmadığını göstermektedir. ⓘ

Keşfedilen ilk aktif asteroit 7968 Elst-Pizarro'dur. Bu asteroit 1979 yılında keşfedilmiş, ancak 1996 yılında Eric Elst ve Guido Pizarro tarafından kuyruğu olduğu tespit edilmiş ve 133P/Elst-Pizarro olarak adlandırılmıştır. Dikkate değer bir başka nesne de 311P/PanSTARRS'tır: Hubble Uzay Teleskobu tarafından yapılan gözlemler, kuyruklu yıldız benzeri altı kuyruğa sahip olduğunu ortaya çıkarmıştır. Bu kuyrukların, bir moloz yığını olan asteroidin yeterince hızlı dönerek içinden malzeme çıkarması sonucu asteroid tarafından fırlatılan malzeme akıntıları olduğundan şüphelenilmektedir. ⓘ

Keşif

Uzay yolculuğu çağına kadar, asteroit kuşağındaki nesneler sadece büyük teleskoplarla gözlemlenebilmiş, şekilleri ve arazileri bir sır olarak kalmıştır. En iyi modern yer tabanlı teleskoplar ve Dünya'da yörüngede bulunan Hubble Uzay Teleskobu, en büyük asteroitlerin yüzeylerindeki ayrıntıların sadece küçük bir kısmını çözebilmektedir. Asteroitlerin şekilleri ve bileşimleri hakkında sınırlı bilgi, ışık eğrilerinden (dönüş sırasında parlaklıktaki değişim) ve spektral özelliklerinden çıkarılabilir. Boyutları, yıldız okültasyonlarının (bir asteroidin bir yıldızın önünden doğrudan geçmesi) uzunlukları zamanlanarak tahmin edilebilir. Radar görüntülemesi, özellikle Dünya'ya yakın asteroitler için asteroit şekilleri ve yörünge ve dönme parametreleri hakkında iyi bilgiler sağlayabilir. Uzay aracı uçuşları herhangi bir yer veya uzay tabanlı gözlemden çok daha fazla veri sağlayabilir; numune geri dönüş görevleri regolit bileşimi hakkında bilgi verir. ⓘ

Yer tabanlı gözlemler

Goldstone Gözlemevi'ndeki 70 metrelik anten ⓘ

Arecibo tarafından görülen Dünya'ya yakın asteroid (505657) 2014 SR₃₃₉'un radar gözlemleri ⓘ

Asteroitler oldukça küçük ve sönük cisimler olduklarından, yer tabanlı gözlemlerden (GBO) elde edilebilecek veriler sınırlıdır. Yer tabanlı optik teleskoplar aracılığıyla görsel büyüklük elde edilebilir; mutlak büyüklüğe dönüştürüldüğünde asteroitin büyüklüğüne ilişkin kabaca bir tahmin verir. GBO ile ışık eğrisi ölçümleri de yapılabilir; uzun bir süre boyunca toplandığında dönme periyodunun, kutup yöneliminin (bazen) ve asteroidin şeklinin kabaca tahmin edilmesini sağlar. Spektral veriler (hem görünür ışık hem de yakın kızılötesi spektroskopi) nesnenin bileşimi hakkında bilgi verir ve gözlemlenen asteroitleri sınıflandırmak için kullanılır. Bu tür gözlemler, yalnızca yüzeydeki ince tabaka (birkaç mikrometreye kadar) hakkında bilgi sağladıkları için sınırlıdır. Gezegenbilimci Patrick Michel'in yazdığı gibi:

Orta ila termal kızılötesi gözlemler, polarimetri ölçümleriyle birlikte, muhtemelen gerçek fiziksel özelliklerin bazı göstergelerini veren tek veridir. Bir asteroidin ısı akısını tek bir dalga boyunda ölçmek, nesnenin boyutları hakkında bir tahmin verir; bu ölçümler, görünür ışık spektral bölgesinde yansıyan güneş ışığının ölçümlerinden daha düşük belirsizliğe sahiptir. Eğer iki ölçüm birleştirilebilirse, hem etkin çap hem de geometrik albedo (ikincisi bir Sıfır faz açısında, yani aydınlatma doğrudan gözlemcinin arkasından geldiğinde parlaklığın ölçüsü türetilebilir. Buna ek olarak, iki veya daha fazla dalga boyundaki termal ölçümler, artı görünür ışık bölgesindeki parlaklık, termal özellikler hakkında bilgi verir. Gözlemlenen asteroitlerin çoğunun, bir maddenin ne kadar hızlı ısındığının ya da soğuduğunun bir ölçüsü olan termal ataleti, çıplak kaya referans değerinden daha düşük ancak Ay regolitinden daha yüksektir; bu gözlem, yüzeylerinde tanecikli malzemeden oluşan yalıtkan bir tabakanın varlığına işaret etmektedir. Ayrıca, belki de yerçekimi ortamıyla ilgili olarak, daha küçük nesnelerin (daha düşük yerçekimine sahip) iri tanelerden oluşan küçük bir regolit tabakasına sahip olduğu, daha büyük nesnelerin ise ince tanelerden oluşan daha kalın bir regolit tabakasına sahip olduğu yönünde bir eğilim var gibi görünmektedir. Bununla birlikte, bu regolit tabakasının ayrıntılı özellikleri uzaktan yapılan gözlemlerden yeterince bilinmemektedir. Dahası, termal atalet ve yüzey pürüzlülüğü arasındaki ilişki açık değildir, bu nedenle termal ataleti dikkatli bir şekilde yorumlamak gerekir. ⓘ

Gezegenin yakınına gelen Dünya'ya yakın asteroidler radarla daha ayrıntılı olarak incelenebilir; asteroidin yüzeyi hakkında bilgi sağlar (örneğin kraterlerin ve kayaların varlığını gösterebilir). Bu tür gözlemler Porto Riko'daki Arecibo Gözlemevi (305 metrelik çanak) ve Kaliforniya'daki Goldstone Gözlemevi (70 metrelik çanak) tarafından gerçekleştirilmiştir. Radar gözlemleri, gözlemlenen nesnelerin yörünge ve dönme dinamiklerinin doğru bir şekilde belirlenmesi için de kullanılabilir. ⓘ

Uzay tabanlı gözlemler

WISE kızılötesi uzay teleskobu ⓘ

Hem uzay hem de yer tabanlı gözlemevleri asteroit arama programları yürütmüştür; uzay tabanlı aramaların, araya girecek atmosfer olmadığı ve gökyüzünün daha büyük bölümlerini gözlemleyebildikleri için daha fazla nesne tespit etmesi beklenmektedir. NEOWISE ana kuşaktaki 100.000'den fazla asteroidi, Spitzer Uzay Teleskobu ise 700'den fazla Dünya'ya yakın asteroidi gözlemlemiştir. Bu gözlemler, gözlemlenen nesnelerin çoğunun kabaca boyutlarını belirlemiş, ancak yüzey özellikleri (regolit derinliği ve bileşimi, geri tepme açısı, kohezyon ve gözeneklilik gibi) hakkında sınırlı ayrıntı sağlamıştır. ⓘ

Asteroitler Hubble Uzay Teleskobu tarafından da incelenmiştir; örneğin ana kuşakta çarpışan asteroitlerin izlenmesi, bir asteroidin parçalanması, altı kuyruklu yıldız benzeri kuyruğu olan aktif bir asteroidin gözlemlenmesi ve özel görevlerin hedefi olarak seçilen asteroitlerin gözlemlenmesi gibi. ⓘ

Uzay sondası görevleri

2019'dan itibaren uzay araçları tarafından ziyaret edilen asteroitler ve kuyruklu yıldızlar (Ceres ve Vesta hariç), ölçekli olarak ⓘ

Patrick Michel'e göre,

Asteroitlerin iç yapısı yalnızca dolaylı kanıtlardan çıkarılmaktadır: uzay araçları tarafından ölçülen kütle yoğunlukları, asteroit ikilileri durumunda doğal uyduların yörüngeleri ve Yarkovsky termal etkisi nedeniyle bir asteroitin yörüngesinin kayması. Bir asteroitin yakınındaki bir uzay aracı, asteroitin kütlesinin tahmin edilmesini sağlamak için asteroitin yerçekimi tarafından yeterince tedirgin edilir. Daha sonra asteroidin şeklinin bir modeli kullanılarak hacmi tahmin edilir. Kütle ve hacim, belirsizliği genellikle hacim tahmininde yapılan hatalar tarafından domine edilen yığın yoğunluğunun türetilmesine izin verir. Asteroitlerin iç gözenekliliği, yığın yoğunlukları varsayılan meteorit analoglarınınki ile karşılaştırılarak çıkarılabilir, koyu asteroitler parlak olanlardan daha gözenekli (>% 40) görünmektedir. Bu gözenekliliğin doğası belirsizdir. Mikroskobik gözeneklilik, dağılımlarının dikkate alınan ölçekte tekdüze ve izotropik olduğu varsayılabilecek kadar küçük gözeneklerle karakterize edilir. Bu durumda, gözenek tipik olarak bir çarpmadan kaynaklanan şok cephesinin kalınlığından daha küçüktür. ⓘ

Özel görevler

Yakın plan fotoğrafı çekilen ilk asteroit 1991 yılında 951 Gaspra olmuş, onu 1993 yılında 243 Ida ve uydusu Dactyl izlemiş ve bunların hepsi Jüpiter'e giden Galileo sondası tarafından görüntülenmiştir. Başka hedeflere giden uzay araçları tarafından kısa süreliğine ziyaret edilen diğer asteroitler arasında 9969 Braille (1999'da Deep Space 1 tarafından), 5535 Annefrank (2002'de Stardust tarafından), 2867 Šteins ve 21 Lutetia (2008'de Rosetta sondası tarafından) ve 4179 Toutatis (2012'de 3,2 km (2 mil) içinde uçan Çin'in Ay yörünge aracı Chang'e 2) bulunmaktadır. ⓘ

İlk özel asteroit sondası NASA'nın NEAR Shoemaker'ıdır. 1997'de 253 Mathilde'i fotoğraflamış, ardından 433 Eros'un yörüngesine girerek 2001'de yüzeyine inmiştir. Bu araç bir asteroidin yörüngesine başarıyla girip üzerine inen ilk uzay aracıydı. Eylül-Kasım 2005 tarihleri arasında Japon Hayabusa sondası 25143 Itokawa'yı ayrıntılı olarak inceledi ve 13 Haziran 2010'da ilk asteroit numune geri dönüş görevi olarak yüzeyinden örnekleri Dünya'ya geri getirdi. NASA 2007 yılında Dawn uzay aracını fırlatmış, bu araç 4 Vesta'nın yörüngesinde bir yıl boyunca dönmüş ve cüce gezegen Ceres'i üç yıl boyunca gözlemlemiştir. ⓘ

JAXA tarafından 2014 yılında fırlatılan Hayabusa2 sondası ise 162173 Ryugu asteroidinin yörüngesinde bir yıldan fazla bir süre kalarak 2020 yılında Dünya'ya gönderilecek numuneleri aldı. Uzay aracı şu anda uzatılmış bir görevde ve 2031'de yeni bir hedefe varması bekleniyor. ⓘ

NASA 2016 yılında 101955 Bennu asteroidine örnek gönderme görevi olan OSIRIS-REx'i fırlattı. Sonda 2021'de yüzeyinden bir örnek alarak asteroitten ayrıldı. Numunenin Dünya'ya 24 Eylül 2023'te teslim edilmesi bekleniyor. Uzay aracı, 2029 yılında Dünya'ya yakın asteroid Apophis'i keşfetmek için OSIRIS-APEX olarak adlandırılan genişletilmiş bir göreve devam edecek. ⓘ

• Asteroide adanmış uzay sondaları
• 

  Hayabusa2

• 

  Şafak

• 

  Lucy

• 

  Psyche ⓘ

Planlanan görevler

NASA'nın aynı adlı görevinin odak noktası olan asteroid Psyche'nin sanatçı konsepti

Lucy dönüşümlü olarak Jüpiter'in Yunan (L₄) ve Truva kamplarını (L₅) ziyaret edecek ⓘ

Şu anda NASA, JAXA, ESA ve CNSA tarafından asteroitlere adanmış çeşitli görevler planlanmaktadır. ⓘ

NASA'nın 2021'de fırlatacağı Lucy, biri ana kuşaktan ve yedisi Jüpiter trojanlarından olmak üzere sekiz asteroidi ziyaret edecektir; bu trojanlara yönelik ilk görevdir. Ana görev 2027 yılında başlayacaktır. ⓘ

Kasım 2021'de NASA, Dünya'yı potansiyel tehlikeli nesnelere karşı savunma teknolojisini test etmek için bir görev olan Double Asteroid Redirection Test'i (DART) başlattı. DART, Eylül 2022'de çift asteroit Didymos'un küçük gezegen uydusu Dimorphos'a kasıtlı olarak çarpacak ve bir uzay aracının çarpmasının, momentum aktarımı yoluyla bir asteroidi Dünya ile çarpışma rotasından saptırma potansiyelini değerlendirecek. ESA'nın 2024 yılında fırlatmayı planladığı Hera, DART çarpışmasının sonuçlarını inceleyecek. DART tarafından üretilen saptırmanın verimliliğini belirlemek için kraterin boyutunu ve morfolojisini ve çarpma tarafından iletilen momentumu ölçecektir. ⓘ

NASA'nın Psyche'si aynı adı taşıyan büyük metalik asteroidi incelemek üzere 2023 veya 2024'te fırlatılacaktır. Janus, Psyche fırlatılırken ikincil bir yük olarak fırlatılması planlanan ikili bir uzay sondasıdır. ⓘ

JAXA'nın DESTINY+ görevi, Geminids meteor yağmurunun ana gövdesi 3200 Phaethon'un yanı sıra çeşitli küçük cisimlerin uçuşu için bir görevdir. Fırlatılması 2024 yılı için planlanmıştır. ⓘ

CNSA'nın ZhengHe'sinin de 2024 civarında fırlatılması planlanmaktadır. Bu uzay aracı, 469219 Kamoʻoalewa ve 311P/PanSTARRS aktif asteroidi ile eş yörüngeli Dünya'ya yakın asteroidi keşfetmek için güneş enerjili itici güç kullanacaktır. Uzay aracı Kamo'oalewa'nın regolitinden örnekler toplayacaktır. ⓘ

Asteroit madenciliği

Sanatçının bir asteroide mürettebatlı görev konsepti ⓘ

Asteroit madenciliği kavramı 1970'lerde ortaya atılmıştır. Matt Anderson başarılı asteroit madenciliğini "hem finansal olarak kendi kendini idame ettiren hem de yatırımcıları için karlı olan bir madencilik programının geliştirilmesi" olarak tanımlamaktadır. Asteroitlerin Dünya'da nadir bulunan ya da tükenmiş olabilecek malzemelerin kaynağı olarak ya da uzay habitatları inşa etmek için kullanılabileceği öne sürülmüştür. Dünya'dan fırlatılması ağır ve pahalı olan malzemeler bir gün asteroitlerden çıkarılabilir ve uzayda üretim ve inşaat için kullanılabilir. ⓘ

Dünya'daki kaynakların tükenmesi daha gerçekçi hale geldikçe, asteroitlerden değerli elementlerin çıkarılması ve bunların kar amacıyla Dünya'ya geri getirilmesi ya da güneş enerjisi uyduları ve uzay habitatları inşa etmek için uzay tabanlı kaynakların kullanılması fikri daha cazip hale gelmektedir. Varsayımsal olarak, buzdan işlenen su yörüngedeki itici yakıt depolarına yakıt ikmali yapabilir. ⓘ

2006 yılında Keck Gözlemevi, ikili Jüpiter trojanı 617 Patroclus'un ve muhtemelen çok sayıda diğer Jüpiter trojanlarının muhtemelen soyu tükenmiş kuyruklu yıldızlar olduğunu ve büyük ölçüde su buzundan oluştuğunu açıkladı. Benzer şekilde, Jüpiter ailesi kuyruklu yıldızlar ve muhtemelen soyu tükenmiş kuyruklu yıldızlar olan Dünya'ya yakın asteroitler de su sağlayabilir. Yerinde kaynak kullanımı süreci - itici yakıt, termal yönetim, tankaj, radyasyon kalkanı ve uzay altyapısının diğer yüksek kütleli bileşenleri için uzaya özgü malzemelerin kullanılması - maliyetinde radikal düşüşlere yol açabilir. ⓘ

Astrobiyolojik açıdan bakıldığında, asteroit araştırmaları dünya dışı zeka arayışı (SETI) için bilimsel veri sağlayabilir. Bazı astrofizikçiler, gelişmiş dünya dışı uygarlıkların uzun zaman önce asteroit madenciliği yapmış olmaları halinde, bu faaliyetlerin izlerinin tespit edilebileceğini öne sürmüşlerdir. ⓘ

Daha büyük ölçekte, Ceres bir olasılık olarak değerlendirilmektedir. Asteroit kuşağındaki en büyük cisim olan Ceres, gelecekteki asteroit madenciliği altyapısı için ana üs ve ulaşım merkezi haline gelebilir ve mineral kaynaklarının Mars, Ay ve Dünya'ya taşınmasına olanak sağlayabilir. Küçük kaçış hızı ve büyük miktarda su buzu nedeniyle, asteroit kuşağının içinden ve ötesinden geçen gemiler için su, yakıt ve oksijen kaynağı olarak da hizmet verebilir. Mars veya Ay'dan Ceres'e ulaşım, Dünya'dan Ay'a ulaşımdan bile daha enerji verimli olacaktır. ⓘ

Dünya'ya yakın asteroitler tehlike

Dünya atmosferine çarpan yaklaşık 1 ila 20 metre çapındaki küçük asteroitler olan bolidlerin sıklığı ⓘ

2004 FH, sekans tarafından takip edilen merkez noktadır; klip sırasında yanıp sönen nesne yapay bir uydudur

2014 JO25, 2017 Dünya uçuşu sırasında radar tarafından görüntülendi ⓘ

Sadece boyutlarına göre bilinen Dünya'ya yakın asteroitlerin kümülatif keşifleri, 1980-2022 ⓘ

Yörüngeleri Dünya'nınkiyle kesişen ve yeterli zaman verildiğinde Dünya ile çarpışabilecek asteroitlerin belirlenmesine yönelik ilgi giderek artmaktadır. Dünya'ya yakın asteroitlerin en önemli üç grubu Apollos, Amors ve Atens'tir. ⓘ

Dünya'ya yakın asteroit 433 Eros 1898 gibi uzun bir süre önce keşfedilmişti ve 1930'larda benzer nesnelerin telaşı yaşandı. Keşif sırasına göre bunlar şunlardı: 1221 Amor, 1862 Apollo, 2101 Adonis ve son olarak 1937'de Dünya'nın 0,005 AU yakınına kadar yaklaşan 69230 Hermes. Astronomlar Dünya'ya çarpma olasılığının farkına varmaya başladılar. ⓘ

Daha sonraki yıllarda meydana gelen iki olay alarmı artırdı: Alvarez'in Kretase-Paleojen yok oluşuna bir çarpma olayının neden olduğu hipotezinin giderek daha fazla kabul görmesi ve 1994 yılında Shoemaker-Levy 9 Kuyruklu Yıldızı'nın Jüpiter'e çarpmasının gözlemlenmesi. ABD ordusu da nükleer patlamaları tespit etmek üzere inşa edilen askeri uydularının, bir ila on metre arasında değişen cisimler tarafından gerçekleştirilen yüzlerce üst atmosfer çarpması tespit ettiği bilgisinin gizliliğini kaldırdı. ⓘ

Tüm bu hususlar, şarj bağlantılı cihaz (CCD) kameraları ve doğrudan teleskoplara bağlı bilgisayarlardan oluşan yüksek verimli araştırmaların başlatılmasına yardımcı oldu. 2011 yılı itibariyle, çapı bir kilometre veya daha büyük olan Dünya'ya yakın asteroitlerin %89 ila %96'sının keşfedildiği tahmin edilmektedir. Bu tür sistemleri kullanan ekiplerin bir listesi şunları içerir:

• Lincoln Dünya'ya Yakın Asteroit Araştırması (LINEAR)
• Dünya'ya Yakın Asteroit Takibi (NEAT)
• Spacewatch
• Lowell Gözlemevi Dünyaya Yakın Nesne Araştırması (LONEOS)
• Catalina Gökyüzü Araştırması (CSS)
• Pan-STARRS
• NEOWISE
• Asteroid Karasal Darbe Son Uyarı Sistemi (ATLAS)
• Campo Imperatore Dünya'ya Yakın Nesne Araştırması (CINEOS)
• Japon Uzay Muhafızları Derneği
• Asiago-DLR Asteroid Araştırması (ADAS) ⓘ

29 Ekim 2018 itibariyle LINEAR sistemi tek başına 147.132 asteroit keşfetmiştir. Araştırmalar arasında, çapı 1 km'den (0,6 mil) fazla olan yaklaşık 900 asteroit de dâhil olmak üzere 19.266 Dünya'ya yakın asteroit keşfedilmiştir. ⓘ

Nisan 2018'de B612 Vakfı, "[Yıkıcı bir asteroit tarafından] vurulacağımız yüzde 100 kesin, ancak ne zaman olacağından yüzde 100 emin değiliz" açıklamasında bulundu. Haziran 2018'de ABD Ulusal Bilim ve Teknoloji Konseyi, Amerika'nın bir asteroit çarpması olayına karşı hazırlıksız olduğu konusunda uyardı ve daha iyi hazırlanmak için "Ulusal Dünyaya Yakın Nesne Hazırlık Stratejisi Eylem Planı "nı geliştirdi ve yayınladı. Amerika Birleşik Devletleri Kongresi'nde 2013 yılında uzmanların verdiği ifadeye göre, NASA'nın bir asteroitin önünü kesecek bir görev başlatabilmesi için en az beş yıl hazırlık yapması gerekecektir. ⓘ

Birleşmiş Milletler halkı asteroitler konusunda eğitmek amacıyla 30 Haziran'ı Uluslararası Asteroit Günü olarak ilan etmiştir. Uluslararası Asteroit Günü'nün tarihi, 30 Haziran 1908'de Sibirya üzerinde gerçekleşen Tunguska asteroit çarpmasının yıldönümünü anmaktadır. ⓘ

Chicxulub çarpması

Dünya'ya çarpan bir asteroidin sanatçı izlenimi ⓘ

Chicxulub krateri, Meksika'daki Yucatán Yarımadası'nın altına gömülmüş bir çarpma krateridir. Merkezi, kratere adını veren Chicxulub Puerto ve Chicxulub Pueblo topluluklarının yakınında açık denizdedir. Yaklaşık 10 kilometre (6,2 mil) çapındaki büyük bir asteroidin Dünya'ya çarpmasıyla oluşmuştur. Kraterin 180 kilometre (110 mil) çapında ve 20 kilometre (12 mil) derinliğinde olduğu tahmin edilmektedir. Dünya üzerinde teyit edilmiş en büyük çarpma yapılarından biridir ve tepe halkası sağlam ve bilimsel araştırmalar için doğrudan erişilebilir olan tek yapıdır. ⓘ

1970'lerin sonlarında jeolog Walter Alvarez ve babası Nobel ödüllü bilim adamı Luis Walter Alvarez, Kretase-Paleojen yok oluşunun bir çarpma olayından kaynaklandığına dair teorilerini ortaya attılar. Böyle bir çarpışmanın ana kanıtı, İtalya'nın Gubbio kentindeki K-Pg sınırında bulunan ince bir kil tabakasında yer alıyordu. Alvarezes ve meslektaşları bu tabakanın, dünyada nadir bulunan ancak asteroitlerde yaygın olan bir kimyasal element olan iridyumun anormal derecede yüksek konsantrasyonunu içerdiğini bildirmiştir. Bu katmandaki iridyum seviyeleri arka plan seviyesinin 160 kat kadar üzerindeydi. İridyumun, çarpan göktaşının buharlaşmasıyla atmosfere yayıldığı ve çarpışmanın fırlattığı diğer malzemelerin arasında Dünya yüzeyine yerleşerek iridyumca zenginleştirilmiş kil tabakasını oluşturduğu varsayılmıştır. O dönemde, Kretase-Paleojen yok oluşuna ve sınır tabakasına neyin sebep olduğu konusunda fikir birliği sağlanamamıştı; yakınlardaki bir süpernova, iklim değişikliği ya da jeomanyetik tersine dönme gibi teoriler ortaya atılmıştı. Alvarezes'in çarpma hipotezi, K-Pg sınırına yakın bulunan fosil eksikliğinin - "üç metre sorunu"- fosil türlerinin daha kademeli bir şekilde yok olduğunu gösterdiğine inanan birçok paleontolog tarafından reddedildi. ⓘ

Chicxulub çarpanının bir kuyruklu yıldızdan ziyade karbonlu kondrit bileşimine sahip bir asteroid olduğu konusunda geniş bir fikir birliği vardır. Çarpıştırıcının çapı yaklaşık 10 kilometredir (6,2 mil) - deniz seviyesine yerleştirilmiş olsaydı Everest Dağı'ndan daha yükseğe ulaşacak kadar büyüktür. ⓘ

Asteroid saptırma stratejileri

Dünya'ya yakın asteroit 2011 MD'nin geniş yapısının sanatçı konsepti ⓘ

Çeşitli çarpışmadan kaçınma teknikleri, genel performans, maliyet, arıza riskleri, operasyonlar ve teknoloji hazırlığı gibi ölçütler açısından farklı ödünleşimlere sahiptir. Bir asteroidin/kuyruklu yıldızın rotasını değiştirmek için çeşitli yöntemler vardır. Bunlar hafifletme türü (saptırma veya parçalama), enerji kaynağı (kinetik, elektromanyetik, yerçekimi, güneş/termal veya nükleer) ve yaklaşma stratejisi (durdurma, buluşma veya uzak istasyon) gibi çeşitli niteliklere göre ayırt edilebilir. ⓘ

Stratejiler iki temel kümeye ayrılır: parçalama ve geciktirme. Parçalama, çarpan cismi parçalayarak ve parçaları Dünya'yı ıskalayacak ya da atmosferde yanacak kadar küçük olacak şekilde dağıtarak zararsız hale getirmeye odaklanır. Gecikme, hem Dünya'nın hem de çarpma aracının yörüngede olduğu gerçeğinden yararlanır. Çarpışma, her ikisi de uzayda aynı noktaya aynı anda ulaştığında ya da daha doğru bir ifadeyle, Dünya yüzeyindeki bir nokta çarpıştırıcı geldiğinde çarpıştırıcının yörüngesiyle kesiştiğinde meydana gelir. Dünya yaklaşık 12.750 km çapında olduğundan ve yörüngesinde saniyede yaklaşık 30 km hızla hareket ettiğinden, bir gezegen çapındaki mesafeyi yaklaşık 425 saniyede ya da yedi dakikadan biraz fazla bir sürede kat eder. Çarpma aracının gelişini bu büyüklükte bir süre geciktirmek ya da ilerletmek, çarpmanın tam geometrisine bağlı olarak, Dünya'yı ıskalamasına neden olabilir. ⓘ

"Icarus Projesi" 1967 yılında 1566 Icarus ile çarpışma ihtimaline karşı bir acil durum planı olarak tasarlanan ilk projelerden biriydi. Plan, rapor tamamlanıncaya kadar ilk uçuşunu yapmayan yeni Saturn V roketine dayanıyordu. Altı adet Saturn V roketi kullanılacak ve her biri çarpışmadan aylar ile saatler arasında değişen aralıklarla fırlatılacaktı. Her rokete 100 megatonluk tek bir nükleer savaş başlığının yanı sıra hedefe yönlendirme için modifiye edilmiş bir Apollo Hizmet Modülü ve mürettebatsız Apollo Komuta Modülü takılacaktı. Savaş başlıkları yüzeye 30 metre kala patlatılarak asteroidi saptıracak ya da kısmen yok edecekti. Rotadaki müteakip etkilere ya da asteroidin yok edilmesine bağlı olarak, daha sonraki görevler gerektiği şekilde değiştirilecek ya da iptal edilecektir. Altıncı roketin "son çare" olarak fırlatılması çarpışmadan 18 saat önce olacaktır. ⓘ

Kurgu

Asteroitler ve asteroit kuşağı bilim kurgu öykülerinin temelini oluşturur. Asteroitler bilim kurguda çeşitli potansiyel roller oynar: insanların kolonileşebileceği yerler, mineral çıkarmak için kaynaklar, iki nokta arasında seyahat eden uzay araçlarının karşılaştığı tehlikeler ve Dünya'daki veya diğer yerleşik gezegenlerdeki, cüce gezegenlerdeki ve doğal uydulardaki yaşama potansiyel çarpma tehdidi olarak. ⓘ

Özellikler

Kümeler ve boşluklar

Asteroit kuşağındeki gökcisimleri kümelenme eğilimi gösterir ve bazı bölgelerde bulunmazlar. Jüpiter'in dolanım süresinin bir kesiri kadar sürelerde dolanımını tamamlayacak uzaklıkta yer alan (özellikle 1:2, 1:3, 1:5 oranlarında) bir asteroitin yörüngesi, Jüpiter'in genel çekimi nedeniyle kararsızlaşır. Bu kuşaktaki boşluklara Kirkwood Boşlukları adı verilir. Bazı asteroitlerin yörüngesi çok eğik (Pallas'ın eğikliği 34ºtür), bazılarınınkiyse eşmerkezlidir; ama şimdiye kadar, geri dönme hareketi yapan bir asteroite rastlanmamıştır. ⓘ

Olağandışı yörüngeler

Eros Asteroidi'nin NEAR Shoemaker uzay aracından alınmış ve çift görüntüden üç boyutlu bir görüntü elde etmek için işlemden geçirilmiş birleşik bir görüntüsü ⓘ

En ilgi çekici asteroitler, ana kümeden ayrılanlardır. Bazı asteroitler Dünya'ya çok yaklaşırlar: Biçimi düzensiz, en uzun çapı yaklaşık 24,8 km olan Eros, 1931 ve 1975 yıllarında Dünya'ya 24 milyon kilometre uzaklıktan geçmiştir; çapı 1,6 km olan Hermes, 1937'de Dünya'ya 776.000 km'ye kadar yaklaşmıştır. Dünya'ya 6,4 milyon kilometreye kadar yaklaşabilen Icarus, Güneş'e Merkür'den daha çok yaklaşır. Yörüngesi çok basık olan Hidalgo, günöte noktasında Satürn'ün yörüngesinin yakınlarından geçer. Trojan asteroitleri Jüpiter'le aynı yörüngeyi izler; ama Jüpiter'le aynı hızda ve ondan 60º açısal uzaklıkta dolanması nedeniyle bir çarpışma söz konusu değildir. ⓘ

Asteroitlerin Evrimi

Asteroitler, yeterli büyüklüğe ulaştıklarında içlerindeki ışınetkin elementlerin bozunmasıyla ortaya çıkan ısı, bu gökcisimlerini eritebilir. Bunun sonucunda asteroitin içindeki maddeler kütle çekimiyle birbirinden ayrılır ve demir gibi ağır elementler çökerek bir çekirdek oluştururken kayaç yapıdaki hafif mineraller yukarıda kalarak mantoyu oluşturur. Ancak evrim bu noktada bitmez ve başka asteroitlerin gökcismine çarpmasıyla devam eder. Küçük çarpmalar yeni asteroitler doğuracak minik parçalar koparır. Büyük çarpmalarsa bir asteroiti tümden paramparça edebilir. Bununla birlikte, parçalar kütle çekimiyle tekrar bir araya gelerek gevşek moloz kütleleri oluşturabilir. ⓘ