Asteróide

Imagens de asteróides visitados ilustrando sua diferença: 243 Ida com sua lua Dactyl (o ponto de tamanho de 1-2 km à direita), 433 Eros o primeiro asteróide orbitou e desembarcou em (2001) e Ceres um planeta consideravelmente maior asteróide e anões 1.000 km de diâmetro.

Um asteroide é um planeta menor do Sistema Solar interior. Os tamanhos e formas dos asteróides variam significativamente, variando de rochas de 1 metro a um planeta anão com quase 1.000 km de diâmetro; são corpos rochosos, metálicos ou gelados sem atmosfera.

Dos cerca de um milhão de asteroides conhecidos, o maior número está localizado entre as órbitas de Marte e Júpiter, aproximadamente 2 a 4 UA do Sol, no cinturão principal de asteroides. Os asteróides são geralmente classificados em três tipos: tipo C, tipo M e tipo S. Estes receberam o nome e são geralmente identificados com composições carbonáceas, metálicas e silicáceas, respectivamente. O tamanho dos asteróides varia muito; o maior, Ceres, tem quase 1.000 km (600 mi) de diâmetro e se qualifica como um planeta anão. A massa total de todos os asteroides combinados é apenas 3% da massa da Lua da Terra. A maioria dos asteroides do cinturão principal seguem órbitas estáveis e ligeiramente elípticas, girando na mesma direção que a Terra e levando de três a seis anos para completar um circuito completo do Sol.

Os asteroides têm sido historicamente observados da Terra; a espaçonave Galileo forneceu a primeira observação de perto de um asteroide. Várias missões dedicadas a asteróides foram posteriormente lançadas pela NASA e JAXA, com planos para outras missões em andamento. O NEAR Shoemaker da NASA estudou Eros, e Dawn observou Vesta e Ceres. As missões da JAXA Hayabusa e Hayabusa2 estudaram e retornaram amostras de Itokawa e Ryugu, respectivamente. OSIRIS-REx estudou Bennu, coletando uma amostra em 2020 para ser entregue à Terra em 2023. O Lucy da NASA, lançado em 2021, estudará dez asteróides diferentes, dois do cinturão principal e oito troianos de Júpiter. O Psyche, com lançamento previsto para 2023, estudará um asteroide metálico de mesmo nome.

Os asteróides próximos da Terra podem ameaçar toda a vida no planeta; um evento de impacto de asteroide resultou na extinção do Cretáceo-Paleogeno. Diferentes estratégias de deflexão de asteroides foram propostas; a espaçonave Double Asteroid Redirection Test, ou DART, foi lançada em 2021 e impactou intencionalmente Dimorphos em setembro de 2022, alterando com sucesso sua órbita ao colidir com ela.

Histórico das observações

Apenas um asteróide, 4 Vesta, que tem uma superfície relativamente reflexiva, é normalmente visível a olho nu. Quando posicionado favoravelmente, 4 Vesta pode ser visto em céus escuros. Raramente, pequenos asteróides passando perto da Terra podem ser visíveis a olho nu por um curto período de tempo. Em abril de 2022, o Minor Planet Center tinha dados sobre 1.199.224 planetas menores no Sistema Solar interno e externo, dos quais cerca de 614.690 tinham informações suficientes para receber designações numeradas.

Descoberta de Ceres

Em 1772, o astrônomo alemão Johann Elert Bode, citando Johann Daniel Titius, publicou uma procissão numérica conhecida como lei Titius-Bode (agora desacreditada). Exceto por uma lacuna inexplicável entre Marte e Júpiter, a fórmula de Bode parecia prever as órbitas dos planetas conhecidos. Ele escreveu a seguinte explicação para a existência de um "planeta desaparecido":

Este último ponto parece em particular seguir da relação surpreendente que os seis planetas conhecidos observam em suas distâncias do Sol. Deixe a distância do Sol para Saturno ser tomada como 100, então Mercúrio é separado por 4 tais partes do Sol. Vénus é 4 + 3 = 7. A Terra 4 + 6 = 10. Marte 4 + 12 = 16. Agora vem uma lacuna nesta progressão tão ordenada. Depois que Marte lá segue um espaço de 4 + 24 = 28 partes, em que nenhum planeta ainda foi visto. Acredita-se que o Fundador do universo deixou este espaço vazio? Certamente que não. Daqui chegamos à distância de Júpiter por 4 + 48 = 52 partes, e finalmente ao de Saturno por 4 + 96 = 100 partes.

A fórmula de Bode previu que outro planeta seria encontrado com um raio orbital próximo a 2,8 unidades astronômicas (UA), ou 420 milhões de km, do Sol. A lei Titius-Bode ganhou um impulso com a descoberta de Urano por William Herschel perto da distância prevista para um planeta além de Saturno. Em 1800, um grupo liderado por Franz Xaver von Zach, editor do jornal astronômico alemão Monatliche Correspondenz (Correspondência Mensal), enviou solicitações a 24 astrônomos experientes (a quem ele apelidou de "polícia celeste' 34 ;), pedindo que unam seus esforços e iniciem uma busca metódica pelo planeta esperado. Embora não tenham descoberto Ceres, mais tarde encontraram os asteroides 2 Pallas, 3 Juno e 4 Vesta.

Um dos astrônomos selecionados para a busca foi Giuseppe Piazzi, um padre católico da Academia de Palermo, na Sicília. Antes de receber o convite para ingressar no grupo, Piazzi descobriu Ceres em 1º de janeiro de 1801. Ele estava procurando pela "a 87ª [estrela] do Catálogo das estrelas zodiacais do Sr. la Caille", mas descobriu que " 34;foi precedido por outro". Em vez de uma estrela, Piazzi encontrou um objeto semelhante a uma estrela em movimento, que ele primeiro pensou ser um cometa:

A luz era um pouco fraca, e da cor de Júpiter, mas semelhante a muitos outros que geralmente são considerados da oitava magnitude. Por isso, não tinha dúvidas de que era outra que não uma estrela fixa. [...] Na noite do terceiro, minha suspeita foi convertida em certeza, tendo certeza de que não era uma estrela fixa. No entanto, antes de fazer isso conhecido, eu esperei até a noite do quarto, quando eu tinha a satisfação de vê-lo tinha movido à mesma taxa que nos dias anteriores.

Piazzi observou Ceres um total de 24 vezes, a última vez em 11 de fevereiro de 1801, quando a doença interrompeu seu trabalho. Ele anunciou sua descoberta em 24 de janeiro de 1801 em cartas a apenas dois colegas astrônomos, seu compatriota Barnaba Oriani de Milão e Bode em Berlim. Ele o relatou como um cometa, mas "como seu movimento é tão lento e bastante uniforme, me ocorreu várias vezes que poderia ser algo melhor do que um cometa". Em abril, Piazzi enviou suas observações completas para Oriani, Bode e o astrônomo francês Jérôme Lalande. A informação foi publicada na edição de setembro de 1801 do Monatliche Correspondenz.

A essa altura, a posição aparente de Ceres havia mudado (principalmente devido ao movimento da Terra ao redor do Sol) e estava muito perto do brilho do Sol para que outros astrônomos confirmassem a posição de Piazzi. s observações. No final do ano, Ceres deveria estar visível novamente, mas depois de tanto tempo era difícil prever sua posição exata. Para recuperar Ceres, o matemático Carl Friedrich Gauss, então com 24 anos, desenvolveu um método eficiente de determinação de órbita. Em poucas semanas, ele previu o caminho de Ceres e enviou seus resultados para von Zach. Em 31 de dezembro de 1801, von Zach e seu colega policial celestial Heinrich W. M. Olbers encontraram Ceres perto da posição prevista e assim o recuperaram. A 2,8 UA do Sol, Ceres parecia ajustar-se quase perfeitamente à lei de Titius-Bode; no entanto, Netuno, uma vez descoberto em 1846, estava 8 UA mais próximo do que o previsto, levando a maioria dos astrônomos a concluir que a lei era uma coincidência. Piazzi nomeou o objeto recém-descoberto Ceres Ferdinandea, "em homenagem à deusa padroeira da Sicília e do rei Fernando de Bourbon".

Pesquisa adicional

Tamanhos dos primeiros dez asteróides descobertos, em comparação com a Lua

Três outros asteroides (2 Pallas, 3 Juno e 4 Vesta) foram descobertos pelo grupo de von Zach nos anos seguintes, com Vesta descoberto em 1807. Nenhum novo asteroide foi descoberto até 1845. Astrônomo amador Karl Ludwig Hencke iniciou suas buscas por novos asteróides em 1830 e, quinze anos depois, enquanto procurava por Vesta, encontrou o asteróide mais tarde denominado 5 Astraea. Foi a primeira descoberta de um novo asteroide em 38 anos. Carl Friedrich Gauss teve a honra de nomear o asteroide. Depois disso, outros astrônomos se juntaram; 15 asteróides foram encontrados até o final de 1851. Em 1868, quando James Craig Watson descobriu o 100º asteróide, a Academia Francesa de Ciências gravou os rostos de Karl Theodor Robert Luther, John Russell Hind e Hermann Goldschmidt, os três asteroides mais bem-sucedidos. caçadores da época, em um medalhão comemorativo do evento.

Em 1891, Max Wolf foi pioneiro no uso da astrofotografia para detectar asteroides, que apareciam como listras curtas em chapas fotográficas de longa exposição. Isso aumentou drasticamente a taxa de detecção em comparação com métodos visuais anteriores: Wolf sozinho descobriu 248 asteróides, começando com 323 Brucia, enquanto apenas pouco mais de 300 haviam sido descobertos até aquele momento. Sabia-se que havia muitos mais, mas a maioria dos astrônomos não se importava com eles, alguns os chamavam de "vermes dos céus", uma frase atribuída a Eduard Suess e Edmund Weiss. Mesmo um século depois, apenas alguns milhares de asteróides foram identificados, numerados e nomeados.

Séculos XIX e XX

Descobrimentos cumulativos de apenas os asteróides próximos à Terra conhecidos por tamanho, 1980–2022

No passado, os asteroides eram descobertos por meio de um processo de quatro etapas. Primeiro, uma região do céu foi fotografada por um telescópio de campo amplo, ou astrógrafo. Pares de fotografias foram tiradas, normalmente com uma hora de intervalo. Vários pares podem ser adquiridos em uma série de dias. Em segundo lugar, os dois filmes ou placas da mesma região foram vistos sob um estereoscópio. Um corpo em órbita ao redor do Sol se moveria ligeiramente entre o par de filmes. Sob o estereoscópio, a imagem do corpo parece flutuar ligeiramente acima do fundo das estrelas. Em terceiro lugar, uma vez que um corpo em movimento fosse identificado, sua localização seria medida com precisão usando um microscópio de digitalização. A localização seria medida em relação a localizações estelares conhecidas.

Estas três primeiras etapas não constituem descoberta de asteróides: o observador encontrou apenas uma aparição, que recebe uma designação provisória, composta pelo ano da descoberta, uma letra que representa o meio mês da descoberta e, finalmente, uma letra e um número que indica o número sequencial da descoberta (exemplo: 1998 FJ₇₄). A última etapa é enviar os locais e a hora das observações para o Minor Planet Center, onde programas de computador determinam se uma aparição une aparições anteriores em uma única órbita. Nesse caso, o objeto recebe um número de catálogo e o observador da primeira aparição com uma órbita calculada é declarado o descobridor e recebe a honra de nomear o objeto sujeito à aprovação da União Astronômica Internacional.

Nomeando

2013 CE, mostrada aqui em imagens de radar, tem uma designação provisória

Em 1851, a Royal Astronomical Society decidiu que os asteroides estavam sendo descobertos em um ritmo tão rápido que um sistema diferente era necessário para categorizar ou nomear os asteroides. Em 1852, quando de Gasparis descobriu o vigésimo asteroide, Benjamin Valz deu a ele um nome e um número que designava sua classificação entre as descobertas de asteroides, 20 Massalia. Às vezes, asteróides foram descobertos e não vistos novamente. Assim, a partir de 1892, novos asteroides foram listados por ano e uma letra maiúscula indicando a ordem em que a órbita do asteroide foi calculada e registrada naquele ano específico. Por exemplo, os dois primeiros asteroides descobertos em 1892 foram rotulados como 1892A e 1892B. No entanto, não havia letras suficientes no alfabeto para todos os asteroides descobertos em 1893, então 1893Z foi seguido por 1893AA. Várias variações desses métodos foram tentadas, incluindo designações que incluíam o ano mais uma letra grega em 1914. Um sistema simples de numeração cronológica foi estabelecido em 1925.

Atualmente, todos os asteroides recém-descobertos recebem uma designação provisória (como 2002 AT4) que consiste no ano da descoberta e um código alfanumérico indicando a metade do mês da descoberta e a sequência nesse meio mês. Assim que a órbita de um asteroide é confirmada, ele recebe um número e, posteriormente, também pode receber um nome (por exemplo, 433 Eros). A convenção de nomenclatura formal usa parênteses ao redor do número - por exemplo (433) Eros - mas retirar os parênteses é bastante comum. Informalmente, também é comum descartar o número completamente ou após a primeira menção quando um nome é repetido em um texto corrido. Além disso, nomes podem ser propostos pelo descobridor do asteroide, dentro das diretrizes estabelecidas pela União Astronômica Internacional.

Símbolos

Os primeiros asteróides a serem descobertos receberam símbolos icônicos como os tradicionalmente usados para designar os planetas. Em 1855, havia duas dúzias de símbolos de asteroides, que frequentemente ocorriam em múltiplas variantes.

Em 1851, depois que o décimo quinto asteróide, Eunomia, foi descoberto, Johann Franz Encke fez uma grande mudança na próxima edição de 1854 do Berliner Astronomisches Jahrbuch (BAJ, Berlin Astronomical Yearbook ). Ele introduziu um disco (círculo), um símbolo tradicional para uma estrela, como símbolo genérico para um asteroide. O círculo foi então numerado em ordem de descoberta para indicar um asteroide específico. A convenção do círculo numerado foi rapidamente adotada pelos astrônomos, e o próximo asteroide a ser descoberto (16 Psyche, em 1852) foi o primeiro a ser designado dessa forma na época de sua descoberta. No entanto, Psyche também recebeu um símbolo icônico, assim como alguns outros asteroides descobertos nos anos seguintes. 20 Massalia foi o primeiro asteróide que não recebeu um símbolo icônico, e nenhum símbolo icônico foi criado após a descoberta de 1855 de 37 Fides.

Terminologia

Uma imagem composta, à mesma escala, dos asteroides imageados em alta resolução antes de 2012. São, de maior para menor: 4 Vesta, 21 Lutetia, 253 Mathilde, 243 Ida e sua lua Dactyl, 433 Eros, 951 Gaspra, 2867 Šteins, 25143 Está bem.

Vesta (à esquerda), com Ceres (centro) e a Lua (à direita) mostrado à escala.

O primeiro asteroide descoberto, Ceres, foi originalmente considerado um novo planeta. Seguiu-se a descoberta de outros corpos semelhantes, que com o equipamento da época pareciam ser pontos de luz como estrelas, mostrando pouco ou nenhum disco planetário, embora facilmente distinguíveis das estrelas devido aos seus movimentos aparentes. Isso levou o astrônomo Sir William Herschel a propor o termo "asteróide", cunhado em grego como ἀστεροειδής, ou astereidēs , que significa 'em forma de estrela, em forma de estrela', e derivado do grego antigo ἀστήρ astēr 'estrela, planeta'. No início da segunda metade do século XIX, os termos "asteróide" e "planeta" (nem sempre qualificados como "menor") ainda eram usados de forma intercambiável.

Tradicionalmente, pequenos corpos orbitando o Sol eram classificados como cometas, asteróides ou meteoróides, sendo qualquer coisa menor que um metro de diâmetro chamada de meteoróide. O termo "asteróide" nunca teve uma definição formal, com o termo mais amplo "pequenos corpos do Sistema Solar" sendo preferido pela União Astronômica Internacional (IAU). Como não existe nenhuma definição da IAU, o asteróide pode ser definido como "um corpo rochoso de forma irregular orbitando o Sol que não se qualifica como planeta ou planeta anão sob as definições da IAU desses termos".

Quando encontrados, os asteroides eram vistos como uma classe de objetos distintos dos cometas, e não havia um termo unificado para os dois até que o termo "pequeno corpo do Sistema Solar" fosse descoberto. foi cunhado em 2006. A principal diferença entre um asteróide e um cometa é que um cometa mostra um coma devido à sublimação de gelos próximos à superfície pela radiação solar. Alguns objetos acabaram sendo listados duplamente porque foram primeiro classificados como planetas menores, mas depois mostraram evidências de atividade cometária. Por outro lado, alguns cometas (talvez todos) são eventualmente esgotados de seus gelos voláteis superficiais e se tornam semelhantes a asteroides. Uma distinção adicional é que os cometas geralmente têm órbitas mais excêntricas do que a maioria dos asteróides; "asteroides" com órbitas notavelmente excêntricas são provavelmente cometas dormentes ou extintos.

Por quase dois séculos, desde a descoberta de Ceres em 1801 até a descoberta do primeiro centauro, 2060 Chiron em 1977, todos os asteróides conhecidos passaram a maior parte do tempo na órbita de Júpiter ou dentro dela, embora alguns como 944 Hidalgo se aventurou muito além de Júpiter durante parte de sua órbita. Quando os astrônomos começaram a encontrar mais corpos pequenos que residiam permanentemente mais longe do que Júpiter, agora chamados de centauros, eles os numeraram entre os asteróides tradicionais. Houve um debate sobre se esses objetos deveriam ser considerados asteróides ou receber uma nova classificação. Então, quando o primeiro objeto transnetuniano (além de Plutão), 15760 Albion, foi descoberto em 1992, e especialmente quando um grande número de objetos semelhantes começaram a aparecer, novos termos foram inventados para contornar o problema: Kuiper-belt object, trans - Objeto netuniano, objeto de disco disperso e assim por diante. Eles habitam os confins frios do Sistema Solar, onde os gelos permanecem sólidos e não se espera que corpos parecidos com cometas exibam muita atividade cometária; se centauros ou objetos transnetunianos se aventurassem perto do Sol, seus gelos voláteis sublimariam, e as abordagens tradicionais os classificariam como cometas e não asteróides.

Os mais internos são os objetos do cinturão de Kuiper, chamados de "objetos" em parte para evitar a necessidade de classificá-los como asteroides ou cometas. Acredita-se que eles tenham uma composição predominantemente semelhante a um cometa, embora alguns possam ser mais parecidos com asteróides. Além disso, a maioria não tem as órbitas altamente excêntricas associadas aos cometas, e as descobertas até agora são maiores que os núcleos cometários tradicionais. (Supõe-se que a nuvem de Oort, muito mais distante, seja o principal reservatório de cometas dormentes.) Outras observações recentes, como a análise da poeira cometária coletada pela sonda Stardust, estão cada vez mais obscurecendo a distinção entre cometas e asteróides, sugerindo &# 34;um continuum entre asteróides e cometas" em vez de uma linha divisória nítida.

Os planetas menores além da órbita de Júpiter às vezes também são chamados de "asteroides", especialmente em apresentações populares. No entanto, está se tornando cada vez mais comum o termo "asteróide" ser restrito a planetas menores do Sistema Solar interno. Portanto, este artigo se restringirá em sua maior parte aos asteroides clássicos: objetos do cinturão de asteroides, troianos de Júpiter e objetos próximos da Terra.

Quando a IAU introduziu a classe de pequenos corpos do Sistema Solar em 2006 para incluir a maioria dos objetos anteriormente classificados como planetas menores e cometas, eles criaram a classe de planetas anões para os maiores planetas menores – aqueles que têm massa suficiente para se tornarem elipsoidais sob sua própria gravidade. De acordo com a IAU, "o termo 'planeta menor' ainda pode ser usado, mas geralmente, o termo 'Pequeno Corpo do Sistema Solar' será o preferido." Atualmente, apenas o maior objeto no cinturão de asteróides, Ceres, com cerca de 975 km (606 mi) de diâmetro, foi colocado na categoria de planeta anão.

Formação

Muitos asteróides são restos despedaçados de planetesimais, corpos dentro da jovem nebulosa solar do Sol que nunca cresceram o suficiente para se tornarem planetas. Acredita-se que os planetesimais no cinturão de asteróides evoluíram de forma muito parecida com o resto dos objetos na nebulosa solar até que Júpiter se aproximou de sua massa atual, ponto em que a excitação das ressonâncias orbitais com Júpiter ejetou mais de 99% dos planetesimais no cinturão. Simulações e uma descontinuidade na taxa de rotação e propriedades espectrais sugerem que asteroides maiores que aproximadamente 120 km (75 mi) de diâmetro acumularam durante aquela era inicial, enquanto corpos menores são fragmentos de colisões entre asteroides durante ou após a ruptura joviana. Ceres e Vesta cresceram o suficiente para derreter e se diferenciar, com elementos metálicos pesados afundando no núcleo, deixando minerais rochosos na crosta.

No modelo de Nice, muitos objetos do cinturão de Kuiper são capturados no cinturão de asteróides externo, a distâncias superiores a 2,6 UA. A maioria foi posteriormente ejetada por Júpiter, mas aqueles que permaneceram podem ser os asteróides do tipo D e possivelmente incluem Ceres.

Distribuição dentro do Sistema Solar

Uma visão superior da localização do grupo asteróide no sistema solar interno.

Um mapa de planetas e grupos asteróides do sistema solar interior. Distâncias do sol são à escala, tamanhos de objetos não são.

Vários grupos dinâmicos de asteróides foram descobertos orbitando no interior do Sistema Solar. Suas órbitas são perturbadas pela gravidade de outros corpos do Sistema Solar e pelo efeito Yarkovsky. Populações significativas incluem:

Cinturão de asteroides

A maioria dos asteroides conhecidos orbita dentro do cinturão de asteroides entre as órbitas de Marte e Júpiter, geralmente em órbitas de excentricidade relativamente baixa (ou seja, não muito alongadas). Estima-se que este cinturão contenha entre 1,1 e 1,9 milhão de asteróides com mais de 1 km (0,6 mi) de diâmetro e milhões de menores. Esses asteróides podem ser remanescentes do disco protoplanetário, e nessa região a acreção de planetesimais em planetas durante o período de formação do Sistema Solar foi impedida por grandes perturbações gravitacionais de Júpiter.

Ao contrário da imagem popular, o cinturão de asteroides está praticamente vazio. Os asteroides estão espalhados por um volume tão grande que atingir um asteroide sem mirar com cuidado seria improvável. No entanto, centenas de milhares de asteroides são conhecidos atualmente, e o número total varia na casa dos milhões ou mais, dependendo do corte de tamanho menor. Sabe-se que mais de 200 asteroides têm mais de 100 km, e uma pesquisa nos comprimentos de onda do infravermelho mostrou que o cinturão de asteroides tem entre 700.000 e 1,7 milhão de asteroides com um diâmetro de 1 km ou mais. As magnitudes absolutas da maioria dos asteróides conhecidos estão entre 11 e 19, com a mediana em cerca de 16.

A massa total do cinturão de asteroides é estimada em 2,39×10²¹ kg, que é apenas 3% da massa da Lua; a massa do Cinturão de Kuiper e do Disco Espalhado é 100 vezes maior. Os quatro maiores objetos, Ceres, Vesta, Pallas e Hygiea, respondem por talvez 62% da massa total do cinturão, com 39% representados apenas por Ceres.

Troias

Os troianos são populações que compartilham uma órbita com um planeta ou lua maior, mas não colidem com eles porque orbitam em um dos dois pontos Lagrangeanos de estabilidade, L₄ e L ₅, que ficam 60° à frente e atrás do corpo maior.

No Sistema Solar, os troianos mais conhecidos compartilham a órbita de Júpiter. Eles são divididos em acampamento grego em L₄ (à frente de Júpiter) e acampamento troiano em L₅ (atrás de Júpiter). Acredita-se que existam mais de um milhão de trojans de Júpiter com mais de um quilômetro, dos quais mais de 7.000 estão atualmente catalogados. Em outras órbitas planetárias, apenas nove troianos de Marte, 28 troianos de Netuno, dois troianos de Urano e dois troianos da Terra foram encontrados até o momento. Um trojan temporário de Vênus também é conhecido. Simulações numéricas de estabilidade da dinâmica orbital indicam que Saturno e Urano provavelmente não possuem troianos primordiais.

Asteróides próximos da Terra

Os asteróides próximos da Terra, ou NEAs, são asteróides que têm órbitas próximas da Terra. Asteróides que realmente cruzam o caminho orbital da Terra são conhecidos como Earth-crossers. Em abril de 2022, um total de 28.772 asteroides próximos à Terra eram conhecidos; 878 têm um diâmetro de um quilômetro ou mais.

Um pequeno número de NEAs são cometas extintos que perderam seus materiais de superfície voláteis, embora ter uma cauda semelhante a um cometa fraco ou intermitente não resulta necessariamente em uma classificação como um cometa próximo à Terra, tornando os limites um tanto confusos. O resto dos asteróides próximos da Terra são expulsos do cinturão de asteróides por interações gravitacionais com Júpiter.

Muitos asteróides têm satélites naturais (luas de planetas menores). Em outubro de 2021, havia 85 NEAs conhecidos por terem pelo menos uma lua, incluindo três conhecidos por terem duas luas. O asteróide 3122 Florence, um dos maiores asteróides potencialmente perigosos com um diâmetro de 4,5 km (2,8 mi), tem duas luas medindo 100–300 m (330–980 pés) de diâmetro, que foram descobertas por imagens de radar durante o asteróide&#39 ;s abordagem de 2017 para a Terra.

Os asteróides próximos da Terra são divididos em grupos com base em seu semi-eixo maior (a), distância do periélio (q) e distância do afélio (Q):

• O Atiras ou Apoeles ter órbitas estritamente dentro da órbita da Terra: a distância do afélio de um Atira (Q) é menor que a distância do periélio da Terra (0,983 AU). Isso é, Q < 0,983 AU, o que implica que o eixo semi-major do asteróide também é inferior a 0,983 UA.

• O Anos tem um semi-eixo maior de menos de 1 UA e cruza a órbita da Terra. Matematicamente, a < 1.0 AU e Q > 0,983 AU(0.983 AU é a distância periélio da Terra.)
• O Apolo tem um semi-eixo maior de mais de 1 UA e cruza a órbita da Terra. Matematicamente, a > 1.0 AU e Q < 1.017 AU. (1.017 UA é a distância de afélio da Terra.)
• O Amores ter órbitas estritamente fora da órbita da Terra: a distância periélio de um asteróide Amor (q) é maior do que a distância de afélio da Terra (1.017 UA). Os asteróides amorosos também são objetos de terra próxima, portanto Q < 1.3 AU. Em resumo, AU < q < 1.3 AU. (Isso implica que o eixo semi-major do asteróide (a) também é maior que 1.017 UA.) Alguns As órbitas de amor asteróide atravessam a órbita de Marte.

Luas marcianas

Phobos

- Não.

Não está claro se as luas marcianas Phobos e Deimos são asteroides capturados ou se foram formados devido a um evento de impacto em Marte. Fobos e Deimos têm muito em comum com asteróides carbonáceos do tipo C, com espectros, albedo e densidade muito semelhantes aos dos asteróides do tipo C ou D. Com base em sua semelhança, uma hipótese é que ambas as luas podem ser asteróides capturados no cinturão principal. Ambas as luas têm órbitas muito circulares que se encontram quase exatamente no plano equatorial de Marte e, portanto, uma origem de captura requer um mecanismo para circularizar a órbita inicialmente altamente excêntrica e ajustar sua inclinação no plano equatorial, provavelmente por uma combinação de arrasto atmosférico e forças das marés, embora não esteja claro se houve tempo suficiente para que isso ocorresse em Deimos. A captura também requer dissipação de energia. A atual atmosfera marciana é muito fina para capturar um objeto do tamanho de Fobos por frenagem atmosférica. Geoffrey A. Landis apontou que a captura poderia ter ocorrido se o corpo original fosse um asteróide binário que se separou sob as forças das marés.

Fobos pode ser um objeto do Sistema Solar de segunda geração que se uniu em órbita após a formação de Marte, em vez de se formar simultaneamente a partir da mesma nuvem de nascimento de Marte.

Outra hipótese é que Marte já foi cercado por muitos corpos do tamanho de Fobos e Deimos, talvez ejetados em órbita ao seu redor por uma colisão com um grande planetesimal. A alta porosidade do interior de Fobos (com base na densidade de 1,88 g/cm³, os vazios são estimados em 25 a 35 por cento do volume de Fobos) é inconsistente com uma origem asteroidal . Observações de Fobos no infravermelho termal sugerem uma composição contendo principalmente filossilicatos, que são bem conhecidos da superfície de Marte. Os espectros são distintos daqueles de todas as classes de meteoritos condritos, novamente apontando para longe de uma origem asteroidal. Ambos os conjuntos de descobertas apóiam a origem de Fobos a partir de material ejetado por um impacto em Marte que reacresceu na órbita marciana, semelhante à teoria predominante para a origem da lua da Terra.

Características

Distribuição de tamanho

Os asteroides do Sistema Solar, categorizados por tamanho e número

Os asteróides variam muito em tamanho, de quase 1000 km para o maior até rochas de apenas 1 metro de diâmetro, abaixo do qual um objeto é classificado como um meteoroide. Os três maiores são muito parecidos com planetas em miniatura: são aproximadamente esféricos, têm interiores pelo menos parcialmente diferenciados e são considerados protoplanetas sobreviventes. A grande maioria, no entanto, é muito menor e tem formato irregular; eles são considerados planetesimais danificados ou fragmentos de corpos maiores.

O planeta anão Ceres é de longe o maior asteróide, com um diâmetro de 940 km (580 mi). Os próximos maiores são 4 Vesta e 2 Pallas, ambos com diâmetros de pouco mais de 500 km (300 mi). Vesta é o mais brilhante dos quatro asteroides do cinturão principal que podem, ocasionalmente, ser visíveis a olho nu. Em algumas raras ocasiões, um asteroide próximo à Terra pode se tornar brevemente visível sem ajuda técnica; ver 99942 Apófis.

A massa de todos os objetos do cinturão de asteróides, situada entre as órbitas de Marte e Júpiter, é estimada em (2394±6)×10¹⁸ kg, ≈ 3,25% da massa da Lua. Desse total, Ceres compreende 938×10¹⁸ kg, cerca de 40% do total. A adição dos próximos três objetos mais massivos, Vesta (11%), Pallas (8,5%) e Hygiea (3–4%), eleva esse número para pouco mais de 60%, enquanto os próximos sete asteróides mais massivos trazem o total até 70%. O número de asteróides aumenta rapidamente à medida que suas massas individuais diminuem.

O número de asteróides diminui acentuadamente com o aumento do tamanho. Embora a distribuição de tamanho geralmente siga uma lei de potência, existem 'solavancos' a cerca de 5 km e 100 km, onde são encontrados mais asteróides do que o esperado de tal curva. A maioria dos asteroides com mais de aproximadamente 120 km de diâmetro são primordiais (sobrevivendo da época de acreção), enquanto a maioria dos asteroides menores são produtos da fragmentação de asteroides primordiais. A população primordial do cinturão principal era provavelmente 200 vezes maior do que é hoje.

Maiores asteroides

42 dos maiores objetos do cinturão asteróide capturado pelo Very Large Telescope do ESO

Comparação de tamanho Eros, Vesta e Ceres

Os três maiores objetos do cinturão de asteroides, Ceres, Vesta e Pallas, são protoplanetas intactos que compartilham muitas características comuns aos planetas e são atípicos em comparação com a maioria dos asteroides de formato irregular. O quarto maior asteroide, Hygiea, parece quase esférico, embora possa ter um interior indiferenciado, como a maioria dos asteroides. Os quatro maiores asteroides constituem metade da massa do cinturão de asteroides.

Ceres é o único asteroide que parece ter uma forma plástica sob sua própria gravidade e, portanto, o único que é um planeta anão. Tem uma magnitude absoluta muito maior do que os outros asteroides, em torno de 3,32, e pode possuir uma camada superficial de gelo. Assim como os planetas, Ceres é diferenciado: possui uma crosta, um manto e um núcleo. Nenhum meteorito de Ceres foi encontrado na Terra.

Vesta também tem um interior diferenciado, embora tenha se formado dentro da linha de gelo do Sistema Solar e, portanto, é desprovida de água; sua composição é principalmente de rocha basáltica com minerais como a olivina. Além da grande cratera em seu pólo sul, Rheasilvia, Vesta também tem uma forma elipsoidal. Vesta é o corpo pai da família Vestian e outros asteróides do tipo V, e é a fonte dos meteoritos HED, que constituem 5% de todos os meteoritos na Terra.

Pallas é incomum porque, como Urano, gira de lado, com seu eixo de rotação inclinado em ângulos altos em relação ao seu plano orbital. Sua composição é semelhante à de Ceres: rica em carbono e silício, e talvez parcialmente diferenciada. Pallas é o corpo pai da família Palladiana de asteróides.

Hygiea é o maior asteroide carbonáceo e, ao contrário dos outros maiores asteroides, situa-se relativamente perto do plano da eclíptica. É o maior membro e corpo pai presumido da família Hygiean de asteroides. Como não há cratera suficientemente grande na superfície para ser a fonte dessa família, como existe em Vesta, acredita-se que Hygiea pode ter sido completamente interrompida na colisão que formou a família Hygiean e se recuperou depois de perder um pouco menos de 2% de sua massa. Observações feitas com o gerador de imagens SPHERE do Very Large Telescope em 2017 e 2018 revelaram que Hygiea tem uma forma quase esférica, o que é consistente tanto com o fato de estar em equilíbrio hidrostático, ou anteriormente em equilíbrio hidrostático, ou com ser interrompido e recoalescente.

A diferenciação interna de grandes asteróides está possivelmente relacionada à falta de satélites naturais, pois acredita-se que os satélites do cinturão principal de asteróides se formam a partir de rupturas de colisões, criando uma estrutura de pilha de escombros.

Rotação

Medições das taxas de rotação de grandes asteroides no cinturão de asteroides mostram que existe um limite superior. Muito poucos asteroides com diâmetro maior que 100 metros têm um período de rotação inferior a 2,2 horas. Para asteróides girando mais rápido do que aproximadamente essa taxa, a força inercial na superfície é maior que a força gravitacional, portanto, qualquer material solto da superfície seria lançado para fora. No entanto, um objeto sólido deve ser capaz de girar muito mais rapidamente. Isso sugere que a maioria dos asteróides com diâmetro superior a 100 metros são pilhas de escombros formadas pelo acúmulo de detritos após colisões entre asteróides.

Cor

Os asteróides tornam-se mais escuros e vermelhos com a idade devido ao desgaste espacial. No entanto, as evidências sugerem que a maior parte da mudança de cor ocorre rapidamente, nos primeiros cem mil anos, limitando a utilidade da medição espectral para determinar a idade dos asteroides.

Recursos de superfície

Terreno Craterizado em 4 Vesta

Exceto para os "quatro grandes" (Ceres, Pallas, Vesta e Hygiea), é provável que os asteróides sejam amplamente semelhantes na aparência, embora irregulares na forma. 50 km (31 mi) 253 Mathilde é uma pilha de entulho saturada com crateras com diâmetros do tamanho do raio do asteroide. Observações terrestres de 300 km (190 mi) 511 Davida, um dos maiores asteróides após os quatro grandes, revelam um perfil angular semelhante, sugerindo que também está saturado com crateras do tamanho de um raio. Asteróides de tamanho médio, como Mathilde e 243 Ida, que foram observados de perto, também revelam um regolito profundo cobrindo a superfície. Dos quatro grandes, Pallas e Hygiea são praticamente desconhecidos. Vesta tem fraturas de compressão circundando uma cratera do tamanho de um raio em seu polo sul, mas é um esferóide.

A espaçonave Dawn revelou que Ceres tem uma superfície cheia de crateras, mas com menos crateras grandes do que o esperado. Modelos baseados na formação do atual cinturão de asteróides sugeriram que Ceres deveria possuir de 10 a 15 crateras com mais de 400 km (250 mi) de diâmetro. A maior cratera confirmada em Ceres, a Bacia de Kerwan, tem 284 km (176 mi) de diâmetro. A razão mais provável para isso é o relaxamento viscoso da crosta, achatando lentamente os impactos maiores.

Composição

Os asteroides são classificados por seus espectros de emissão característicos, com a maioria caindo em três grupos principais: tipo C, tipo M e tipo S. Estes receberam o nome e são geralmente identificados com composições carbonáceas (ricas em carbono), metálicas e silicáceas (pedregosas), respectivamente. A composição física dos asteróides é variada e, na maioria dos casos, mal compreendida. Ceres parece ser composto de um núcleo rochoso coberto por um manto gelado, onde Vesta é pensado para ter um núcleo de níquel-ferro, manto de olivina e crosta basáltica. Considerado o maior asteroide indiferenciado, 10 Hygiea parece ter uma composição uniformemente primitiva de condrito carbonáceo, mas pode na verdade ser um asteroide diferenciado que foi globalmente interrompido por um impacto e depois remontado. Outros asteróides parecem ser os núcleos remanescentes ou mantos de proto-planetas, ricos em rocha e metal. Acredita-se que a maioria dos pequenos asteróides sejam pilhas de escombros mantidos juntos frouxamente pela gravidade, embora os maiores sejam provavelmente sólidos. Alguns asteróides têm luas ou são binários co-orbitantes: acredita-se que pilhas de escombros, luas, binários e famílias de asteróides dispersos sejam o resultado de colisões que interromperam um asteróide pai ou possivelmente um planeta.

No cinturão principal de asteroides, parece haver duas populações primárias de asteroides: uma população escura e rica em voláteis, consistindo de asteroides tipo C e tipo P, com albedos menores que 0,10 e densidades abaixo da 2,2 g/cm³ e uma população densa e volátil pobre, composta por os asteróides tipo S e tipo M, com albedos acima de 0,15 e densidades superiores a 2,7. Dentro dessas populações, asteróides maiores são mais densos, presumivelmente devido à compressão. Parece haver macroporosidade mínima (vácuo intersticial) na pontuação de asteroides com massas maiores que 10×10¹⁸ kg.

A composição é calculada a partir de três fontes primárias: albedo, espectro de superfície e densidade. O último só pode ser determinado com precisão observando as órbitas das luas que o asteróide possa ter. Até agora, todos os asteróides com luas se revelaram uma pilha de escombros, um conglomerado solto de rocha e metal que pode ser um espaço meio vazio em volume. Os asteroides investigados têm até 280 km de diâmetro e incluem 121 Hermione (268 × 186 × 183 km) e 87 Sylvia (384 × 262 × 232 km). Poucos asteróides são maiores que 87 Sylvia, nenhum deles tem luas. O fato de asteroides tão grandes como Sylvia poderem ser pilhas de escombros, presumivelmente devido a impactos perturbadores, tem consequências importantes para a formação do Sistema Solar: simulações de computador de colisões envolvendo corpos sólidos mostram que eles se destroem com a mesma frequência que se fundem, mas colidem com escombros. as pilhas são mais propensas a se fundir. Isso significa que os núcleos dos planetas podem ter se formado de forma relativamente rápida.

Água

Os cientistas levantam a hipótese de que parte da primeira água trazida para a Terra foi entregue por impactos de asteroides após a colisão que produziu a Lua. Em 2009, a presença de gelo de água foi confirmada na superfície de 24 Themis usando o Infrared Telescope Facility da NASA. A superfície do asteróide parece completamente coberta de gelo. Como essa camada de gelo está sublimando, ela pode estar sendo reabastecida por um reservatório de gelo sob a superfície. Compostos orgânicos também foram detectados na superfície. A presença de gelo em 24 Themis torna a teoria inicial plausível.

Em outubro de 2013, a água foi detectada em um corpo extra-solar pela primeira vez, em um asteróide orbitando a anã branca GD 61. Em 22 de janeiro de 2014, cientistas da Agência Espacial Europeia (ESA) relataram a detecção, pela primeira vez definitiva , de vapor d'água em Ceres, o maior objeto do cinturão de asteroides. A detecção foi feita usando as habilidades de infravermelho distante do Observatório Espacial Herschel. A descoberta é inesperada porque os cometas, e não os asteróides, são normalmente considerados como "geradores de jatos e plumas". De acordo com um dos cientistas, "As linhas estão se tornando cada vez mais tênues entre cometas e asteroides."

As descobertas mostraram que os ventos solares podem reagir com o oxigênio na camada superior dos asteróides e criar água. Estima-se que "cada metro cúbico de rocha irradiada pode conter até 20 litros"; estudo foi conduzido usando uma tomografia de sonda atômica, os números são dados para o asteróide do tipo S de Itokawa.

Acfer 049, um meteorito descoberto na Argélia em 1990, demonstrou em 2019 ter uma litologia ultraporosa (UPL): textura porosa que pode ser formada pela remoção de gelo que preenchia esses poros, o que sugere que UPL " representam fósseis de gelo primordial".

Compostos orgânicos

Os asteróides contêm vestígios de aminoácidos e outros compostos orgânicos, e alguns especulam que os impactos de asteróides podem ter semeado a Terra primitiva com os produtos químicos necessários para iniciar a vida, ou podem até ter trazido a própria vida para a Terra (um evento chamado &#34 ;panspermia"). Em agosto de 2011, foi publicado um relatório, baseado em estudos da NASA com meteoritos encontrados na Terra, sugerindo que componentes de DNA e RNA (adenina, guanina e moléculas orgânicas relacionadas) podem ter sido formados em asteróides e cometas no espaço sideral.

Em novembro de 2019, cientistas relataram a detecção, pela primeira vez, de moléculas de açúcar, incluindo ribose, em meteoritos, sugerindo que processos químicos em asteróides podem produzir alguns bioingredientes fundamentalmente essenciais à vida e apoiando a noção de um RNA mundo antes de uma origem da vida baseada em DNA na Terra e, possivelmente, também, a noção de panspermia.

Classificação

Os asteroides são geralmente categorizados de acordo com dois critérios: as características de suas órbitas e as características de seu espectro de refletância.

Classificação orbital

Uma órbita de ferradura complexa (o loop vertical é devido à inclinação da órbita do corpo menor para a da Terra, e estaria ausente se ambos orbitados no mesmo plano)Sol· Terra· (419624) 2010 SO16

Muitos asteróides foram colocados em grupos e famílias com base em suas características orbitais. Além das divisões mais amplas, costuma-se nomear um grupo de asteróides com o nome do primeiro membro desse grupo a ser descoberto. Os grupos são associações dinâmicas relativamente frouxas, enquanto as famílias são mais estreitas e resultam da desagregação catastrófica de um grande asteroide pai em algum momento do passado. As famílias são mais comuns e fáceis de identificar dentro do cinturão principal de asteróides, mas várias famílias pequenas foram relatadas entre os troianos de Júpiter. As principais famílias de cinturões foram reconhecidas pela primeira vez por Kiyotsugu Hirayama em 1918 e são frequentemente chamadas de famílias Hirayama em sua homenagem.

Cerca de 30-35% dos corpos no cinturão de asteroides pertencem a famílias dinâmicas, cada uma acreditando ter uma origem comum em uma colisão passada entre asteroides. Uma família também foi associada ao planeta anão plutóide Haumea.

Alguns asteróides têm órbitas em forma de ferradura incomuns que são coorbitais com a Terra ou outro planeta. Exemplos são 3753 Cruithne e 2002 AA29. A primeira instância desse tipo de arranjo orbital foi descoberta entre as luas de Saturno, Epimeteu e Jano. Às vezes, esses objetos em ferradura tornam-se temporariamente quase-satélites por algumas décadas ou algumas centenas de anos, antes de retornar ao seu status anterior. Tanto a Terra quanto Vênus são conhecidos por terem quase-satélites.

Tais objetos, se associados à Terra ou Vênus ou mesmo hipoteticamente a Mercúrio, são uma classe especial de asteróides Aten. No entanto, esses objetos também podem estar associados aos planetas externos.

Classificação espectral

Em 1975, um sistema taxonômico de asteroides baseado em cor, albedo e forma espectral foi desenvolvido por Chapman, Morrison e Zellner. Acredita-se que essas propriedades correspondam à composição do material da superfície do asteroide. O sistema de classificação original tinha três categorias: tipos C para objetos carbonáceos escuros (75% dos asteroides conhecidos), tipos S para objetos rochosos (silicatos) (17% dos asteroides conhecidos) e U para aqueles que não se encaixavam em nenhum dos asteroides C. ou S. Desde então, essa classificação foi expandida para incluir muitos outros tipos de asteroides. O número de tipos continua a crescer à medida que mais asteróides são estudados.

As duas taxonomias mais utilizadas atualmente são a classificação Tholen e a classificação SMASS. O primeiro foi proposto em 1984 por David J. Tholen e foi baseado em dados coletados de um levantamento de asteróides de oito cores realizado na década de 1980. Isso resultou em 14 categorias de asteroides. Em 2002, o Small Main-Belt Asteroid Spectroscopic Survey resultou em uma versão modificada da taxonomia de Tholen com 24 tipos diferentes. Ambos os sistemas têm três grandes categorias de asteroides C, S e X, onde X consiste principalmente de asteroides metálicos, como o tipo M. Há também várias classes menores.

A proporção de asteroides conhecidos que se enquadram nos vários tipos espectrais não reflete necessariamente a proporção de todos os asteroides desse tipo; alguns tipos são mais fáceis de detectar do que outros, influenciando os totais.

Problemas

Originalmente, as designações espectrais eram baseadas em inferências da composição de um asteroide. No entanto, a correspondência entre classe espectral e composição nem sempre é muito boa, e uma variedade de classificações está em uso. Isso tem levado a uma confusão significativa. Embora os asteroides de diferentes classificações espectrais provavelmente sejam compostos de materiais diferentes, não há garantias de que os asteroides da mesma classe taxonômica sejam compostos dos mesmos (ou similares) materiais.

Asteroides ativos

Asteróide (101955) Bennu viu partículas de ejeção pelo OSIRIS-REx

Asteroides ativos são objetos que têm órbitas semelhantes às dos asteroides, mas apresentam características visuais semelhantes às dos cometas. Ou seja, eles mostram comas, caudas ou outras evidências visuais de perda de massa (como um cometa), mas sua órbita permanece dentro da órbita de Júpiter (como um asteroide). Esses corpos foram originalmente designados cometas do cinturão principal (MBCs) em 2006 pelos astrônomos David Jewitt e Henry Hsieh, mas esse nome implica que eles são necessariamente gelados em composição como um cometa e que eles só existem dentro do principal -belt, enquanto a crescente população de asteróides ativos mostra que nem sempre é esse o caso.

O primeiro asteroide ativo descoberto é o 7968 Elst–Pizarro. Foi descoberto (como um asteroide) em 1979, mas depois descobriu-se que tinha uma cauda por Eric Elst e Guido Pizarro em 1996 e recebeu a designação de cometa 133P/Elst-Pizarro. Outro objeto notável é o 311P/PanSTARRS: observações feitas pelo Telescópio Espacial Hubble revelaram que ele tinha seis caudas semelhantes a cometas. Suspeita-se que as caudas sejam fluxos de material ejetado pelo asteroide como resultado de um asteroide de entulho girando rápido o suficiente para remover material dele.

Exploração

Até a era das viagens espaciais, os objetos no cinturão de asteróides só podiam ser observados com grandes telescópios, suas formas e terreno permaneciam um mistério. Os melhores telescópios terrestres modernos e o Telescópio Espacial Hubble em órbita da Terra podem resolver apenas uma pequena quantidade de detalhes nas superfícies dos maiores asteroides. Informações limitadas sobre as formas e composições dos asteroides podem ser inferidas a partir de suas curvas de luz (variação no brilho durante a rotação) e de suas propriedades espectrais. Os tamanhos podem ser estimados cronometrando os comprimentos das ocultações de estrelas (quando um asteróide passa diretamente na frente de uma estrela). Imagens de radar podem fornecer boas informações sobre formas de asteroides e parâmetros orbitais e rotacionais, especialmente para asteroides próximos à Terra. Os sobrevôos de espaçonaves podem fornecer muito mais dados do que qualquer observação terrestre ou espacial; missões de retorno de amostras fornecem informações sobre a composição do regolito.

Observações terrestres

A antena de 70m no Observatório Goldstone

Observações de radar de asteróide próximo à Terra (505657) 2014 SR339 como visto por Arecibo

Como os asteróides são objetos bastante pequenos e fracos, os dados que podem ser obtidos a partir de observações terrestres (GBO) são limitados. Por meio de telescópios ópticos terrestres, a magnitude visual pode ser obtida; quando convertido em magnitude absoluta, dá uma estimativa aproximada do tamanho do asteroide. Medições de curva de luz também podem ser feitas pelo GBO; quando coletado por um longo período de tempo, permite uma estimativa do período de rotação, a orientação do pólo (às vezes) e uma estimativa aproximada da forma do asteroide. Dados espectrais (espectroscopia de luz visível e infravermelho próximo) fornecem informações sobre a composição do objeto, usadas para classificar os asteroides observados. Tais observações são limitadas, pois fornecem informações apenas sobre a camada fina na superfície (até vários micrômetros). Como o planetólogo Patrick Michel escreve:

Observações médias a infravermelhos térmicos, juntamente com medições de polarimetria, são provavelmente os únicos dados que dão alguma indicação de propriedades físicas reais. Medir o fluxo de calor de um asteróide em um único comprimento de onda dá uma estimativa das dimensões do objeto; estas medidas têm menor incerteza do que as medidas da luz solar refletida na região espectral da luz visível. Se as duas medidas puderem ser combinadas, tanto o diâmetro eficaz quanto o albedo geométrico - sendo este último uma medida do brilho em ângulo de fase zero, ou seja, quando a iluminação vem diretamente atrás do observador - podem ser derivadas. Além disso, medições térmicas em dois ou mais comprimentos de onda, além do brilho na região de luz visível, dão informações sobre as propriedades térmicas. A inércia térmica, que é uma medida de quão rápido um material aquece ou arrefece, dos asteróides mais observados é menor do que o valor de referência de rocha-nua, mas maior do que o do regolith lunar; esta observação indica a presença de uma camada isolante de material granular em sua superfície. Além disso, parece haver uma tendência, talvez relacionada ao ambiente gravitacional, que objetos menores (com menor gravidade) têm uma pequena camada de regolito composta por grãos grosseiros, enquanto objetos maiores têm uma camada de regolito mais grossa que consiste em grãos finos. No entanto, as propriedades detalhadas desta camada regolith são pouco conhecidas de observações remotas. Além disso, a relação entre inércia térmica e rugosidade superficial não é simples, por isso é preciso interpretar a inércia térmica com cautela.

Os asteróides próximos da Terra que se aproximam do planeta podem ser estudados com mais detalhes com o radar; fornece informações sobre a superfície do asteróide (por exemplo, pode mostrar a presença de crateras e pedras). Tais observações foram realizadas pelo Observatório de Arecibo em Porto Rico (prato de 305 metros) e pelo Observatório Goldstone na Califórnia (prato de 70 metros). As observações de radar também podem ser usadas para determinação precisa da dinâmica orbital e rotacional dos objetos observados.

Observações baseadas no espaço

Telescópio espacial infravermelho WISE

Asteróide 6481 Tenzing, centro, é visto movendo-se contra um fundo de estrelas nesta série de imagens tiradas pelo instrumento NIRCam do Telescópio Espacial James Webb

Os observatórios espaciais e terrestres conduziram programas de busca de asteroides; Espera-se que as buscas baseadas no espaço detectem mais objetos porque não há atmosfera para interferir e porque podem observar porções maiores do céu. NEOWISE observou mais de 100.000 asteroides do cinturão principal, o Telescópio Espacial Spitzer observou mais de 700 asteroides próximos à Terra. Essas observações determinaram tamanhos aproximados da maioria dos objetos observados, mas forneceram detalhes limitados sobre as propriedades da superfície (como profundidade e composição do regolito, ângulo de repouso, coesão e porosidade).

Os asteroides também foram estudados pelo Telescópio Espacial Hubble, como rastrear os asteroides em colisão no cinturão principal, fragmentação de um asteroide, observar um asteroide ativo com seis caudas semelhantes a cometas e observar asteroides que foram escolhidos como alvos de missões dedicadas.

Missões de sondas espaciais

Segundo Patrick Michel,

A estrutura interna dos asteróides é inferida apenas a partir de evidências indiretas: densidades a granel medidas pela sonda, as órbitas de satélites naturais no caso de binários asteróides, e a deriva da órbita de um asteróide devido ao efeito térmico de Yarkovsky. Uma nave espacial perto de um asteróide é perturbada o suficiente pela gravidade do asteróide para permitir uma estimativa da massa do asteróide. O volume é então estimado usando um modelo da forma do asteróide. Massa e volume permitem a derivação da densidade de massa, cuja incerteza é geralmente dominada pelos erros feitos na estimativa de volume. A porosidade interna de asteróides pode ser inferida comparando sua densidade de massa com a de seus análogos de meteorito assumidos, os asteróides escuros parecem ser mais porosos (>40%) do que os brilhantes. A natureza desta porosidade não é clara.

Missões dedicadas

O primeiro asteroide a ser fotografado em close foi o 951 Gaspra em 1991, seguido em 1993 pelo 243 Ida e sua lua Dactyl, todos fotografados pela sonda Galileo a caminho de Júpiter. Outros asteróides brevemente visitados por naves espaciais a caminho de outros destinos incluem 9969 Braille (por Deep Space 1 em 1999), 5535 Annefrank (por Stardust em 2002), 2867 Šteins e 21 Lutetia (pela sonda Rosetta em 2008) e 4179 Toutatis (orbitador lunar da China Chang'e 2, que voou a 3,2 km (2 mi) em 2012).

A primeira sonda dedicada a asteroides foi a NEAR Shoemaker da NASA, que fotografou 253 Mathilde em 1997, antes de entrar em órbita em torno de 433 Eros, finalmente pousando em sua superfície em 2001. Foi a primeira espaçonave a orbitar e pousar com sucesso em um asteróide. De setembro a novembro de 2005, a sonda japonesa Hayabusa estudou 25143 Itokawa em detalhes e enviou amostras de sua superfície para a Terra em 13 de junho de 2010, a primeira missão de retorno de amostra de asteroide. Em 2007, a NASA lançou a espaçonave Dawn, que orbitou 4 Vesta por um ano e observou o planeta anão Ceres por três anos.

Hayabusa2, uma sonda lançada pela JAXA 2014, orbitou seu asteróide alvo 162173 Ryugu por mais de um ano e coletou amostras que foram entregues à Terra em 2020. A espaçonave está agora em uma missão estendida e espera chegar a uma nova meta em 2031.

A NASA lançou o OSIRIS-REx em 2016, uma missão de retorno de amostras ao asteróide 101955 Bennu. Em 2021, a sonda partiu do asteroide com uma amostra de sua superfície. A entrega de amostras para a Terra está prevista para 24 de setembro de 2023. A espaçonave continuará em uma missão estendida, designada OSIRIS-APEX, para explorar o asteróide Apophis próximo à Terra em 2029.

Em 2021, a NASA lançou o Double Asteroid Redirection Test (DART), uma missão para testar a tecnologia de defesa da Terra contra objetos potencialmente perigosos. O DART colidiu deliberadamente com a lua do planeta menor Dimorphos do asteroide duplo Didymos em setembro de 2022 para avaliar o potencial de impacto de uma espaçonave para desviar um asteroide de um curso de colisão com a Terra. Em outubro, a NASA declarou o DART um sucesso, confirmando que havia encurtado Dimorphos' período orbital em torno de Didymos em cerca de 32 minutos.

• Sondas espaciais dedicadas a esteroides
• 

  Não.

• 

  Dawn.

• 

  Lucy.

• 

  Psic

Missões planejadas

Asteroides e cometas visitadas pela sonda a partir de 2019 (exceto Ceres e Vesta), para escalar

Atualmente, várias missões dedicadas a asteroides são planejadas pela NASA, JAXA, ESA e CNSA.

O Lucy da NASA, lançado em 2021, visitaria oito asteroides, um do cinturão principal e sete trojans de Júpiter; é a primeira missão para trojans. A missão principal começaria em 2027.

O Hera da ESA, planejado para ser lançado em 2024, estudará os resultados do impacto do DART. Ele medirá o tamanho e a morfologia da cratera e o impulso transmitido pelo impacto para determinar a eficiência da deflexão produzida pelo DART.

O Psyche da NASA seria lançado em 2023 ou 2024 para estudar o grande asteroide metálico de mesmo nome.

O DESTINY+ da JAXA é uma missão para um sobrevoo do corpo pai da chuva de meteoros Geminids 3200 Phaethon, bem como vários corpos menores. Seu lançamento está previsto para 2024.

O Tianwen-2 da CNSA está planejado para ser lançado em 2025. Ele usará propulsão elétrica solar para explorar o asteroide coorbital próximo à Terra 469219 Kamoʻoalewa e o asteroide ativo 311P/PanSTARRS . A espaçonave coletará amostras do regolito de Kamo'oalewa.

Mineração de asteroides

O conceito de artista de uma missão tripulada a um asteróide

O conceito de mineração de asteroides foi proposto na década de 1970. Matt Anderson define a mineração de asteroides bem-sucedida como "o desenvolvimento de um programa de mineração que seja financeiramente autossustentável e lucrativo para seus investidores". Tem sido sugerido que os asteróides podem ser usados como fonte de materiais que podem ser raros ou esgotados na Terra, ou materiais para a construção de habitats espaciais. Materiais que são pesados e caros para serem lançados da Terra podem um dia ser extraídos de asteroides e usados para manufatura e construção espacial.

À medida que o esgotamento de recursos na Terra se torna mais real, a ideia de extrair elementos valiosos de asteróides e devolvê-los à Terra para obter lucro, ou usar recursos baseados no espaço para construir satélites de energia solar e habitats espaciais, torna-se mais atraente. Hipoteticamente, a água processada a partir do gelo poderia reabastecer os depósitos de propelentes em órbita.

Do ponto de vista astrobiológico, a prospecção de asteroides pode fornecer dados científicos para a busca por inteligência extraterrestre (SETI). Alguns astrofísicos sugeriram que se as civilizações extraterrestres avançadas empregassem a mineração de asteróides há muito tempo, as marcas dessas atividades poderiam ser detectáveis.

A mineração de Ceres também é considerada uma possibilidade. Como o maior corpo no cinturão de asteroides, Ceres pode se tornar a principal base e centro de transporte para a futura infraestrutura de mineração de asteroides, permitindo que recursos minerais sejam transportados para Marte, Lua e Terra. Devido à sua pequena velocidade de escape combinada com grandes quantidades de gelo de água, também poderia servir como fonte de água, combustível e oxigênio para navios que atravessam e além do cinturão de asteroides. O transporte de Marte ou da Lua para Ceres seria ainda mais eficiente em termos energéticos do que o transporte da Terra para a Lua.

Ameaças à Terra

Frequência de bolides, pequenos asteróides aproximadamente 1 a 20 metros de diâmetro impactando a atmosfera da Terra

Há um interesse crescente em identificar asteroides cujas órbitas cruzam a da Terra e que podem, com tempo suficiente, colidir com a Terra. Os três grupos mais importantes de asteróides próximos da Terra são os Apolos, Amors e Atens.

O asteroide próximo à Terra 433 Eros foi descoberto em 1898, e a década de 1930 trouxe uma enxurrada de objetos semelhantes. Em ordem de descoberta, foram: 1221 Amor, 1862 Apollo, 2101 Adonis e, finalmente, 69230 Hermes, que se aproximou a 0,005 UA da Terra em 1937. Os astrônomos começaram a perceber as possibilidades do impacto da Terra.

Dois eventos nas décadas posteriores aumentaram o alarme: a crescente aceitação da hipótese de Alvarez de que um evento de impacto resultou na extinção do Cretáceo-Paleogeno e a observação de 1994 do cometa Shoemaker-Levy 9 colidindo com Júpiter. Os militares dos EUA também desclassificaram a informação de que seus satélites militares, construídos para detectar explosões nucleares, detectaram centenas de impactos na atmosfera superior por objetos que variam de um a dez metros de diâmetro.

Todas essas considerações ajudaram a estimular o lançamento de pesquisas altamente eficientes, consistindo em câmeras com dispositivos de carga acoplada (CCD) e computadores conectados diretamente a telescópios. A partir de 2011, estimou-se que 89% a 96% dos asteroides próximos à Terra de um quilômetro ou mais de diâmetro foram descobertos. Uma lista de equipes que usam esses sistemas inclui:

• Linguagem Pesquisa de Astroóides (LINEAR)
• Rastreamento de asteroides (NEAT)
• Observação do espaço
• Lowell Observatory Near-Earth-Object Search (LONEOS)
• Catalina Sky Survey (CSS)
• Pan-STARRS
• NEOWI
• Asteróide Terrestrial-impacto Último sistema de alerta (ATLAS)
• Imperato de Campo Pesquisa de objetos próximos (CINEOS)
• Associação de Guarda Espacial Japonesa
• Ásia-DLR Pesquisa de asteroides (ADAS)

Em 29 de outubro de 2018, o sistema LINEAR sozinho havia descoberto 147.132 asteróides. Entre as pesquisas, 19.266 asteroides próximos à Terra foram descobertos, incluindo quase 900 mais de 1 km (0,6 mi) de diâmetro.

Em abril de 2018, a Fundação B612 relatou "É 100 por cento certo que seremos atingidos [por um asteroide devastador], mas não temos 100 por cento de certeza de quando." Em junho de 2018, o Conselho Nacional de Ciência e Tecnologia dos EUA alertou que os Estados Unidos não estão preparados para um evento de impacto de asteroide e desenvolveu e lançou o "Plano de Ação da Estratégia Nacional de Preparação de Objetos Próximos à Terra" para melhor se preparar. De acordo com depoimentos de especialistas no Congresso dos Estados Unidos em 2013, a NASA precisaria de pelo menos cinco anos de preparação antes que uma missão para interceptar um asteroide pudesse ser lançada.

As Nações Unidas declararam 30 de junho como o Dia Internacional do Asteroide para educar o público sobre os asteroides. A data do Dia Internacional do Asteroide comemora o aniversário do impacto do asteroide Tunguska sobre a Sibéria, em 30 de junho de 1908.

Impacto Chicxulub

A impressão do artista de um impacto asteróide na Terra

A cratera Chicxulub é uma cratera de impacto enterrada sob a Península de Yucatán, no México. Seu centro fica perto das comunidades de Chicxulub Puerto e Chicxulub Pueblo, que dão nome à cratera. Foi formado quando um grande asteroide, com cerca de 10 quilômetros (6,2 milhas) de diâmetro, atingiu a Terra. Estima-se que a cratera tenha 180 quilômetros (110 milhas) de diâmetro e 20 quilômetros (12 milhas) de profundidade. É uma das maiores estruturas de impacto confirmadas na Terra e a única cujo anel de pico está intacto e diretamente acessível para pesquisa científica.

No final da década de 1970, o geólogo Walter Alvarez e seu pai, o cientista ganhador do Prêmio Nobel Luis Walter Alvarez, apresentaram sua teoria de que a extinção do Cretáceo-Paleogeno foi causada por um evento de impacto. A principal evidência de tal impacto estava contida em uma fina camada de argila presente no limite K-Pg em Gubbio, Itália. Os Alvarez e seus colegas relataram que continha uma concentração anormalmente alta de irídio, um elemento químico raro na Terra, mas comum em asteroides. Os níveis de irídio nesta camada estavam 160 vezes acima do nível de fundo. Foi levantada a hipótese de que o irídio se espalhou na atmosfera quando o impactor foi vaporizado e se estabeleceu na superfície da Terra entre outros materiais lançados pelo impacto, produzindo a camada de argila enriquecida com irídio. Na época, não havia consenso sobre o que causou a extinção do Cretáceo-Paleogeno e a camada limite, com teorias que incluíam uma supernova próxima, mudança climática ou reversão geomagnética. Os Alvarez' A hipótese do impacto foi rejeitada por muitos paleontólogos, que acreditavam que a falta de fósseis encontrados perto da fronteira K-Pg - o "problema dos três metros" - sugeria uma extinção mais gradual das espécies fósseis.

Existe um amplo consenso de que o impactor Chicxulub era um asteróide com uma composição de condrito carbonáceo, em vez de um cometa. O impactor tinha cerca de 10 quilômetros (6,2 milhas) de diâmetro – grande o suficiente para que, se colocado no nível do mar, fosse mais alto que o Monte Everest.

Estratégias de deflexão de asteroides

Conceito de artista de estrutura espaçosa de asteróide próximo à Terra 2011 MD

Várias técnicas de prevenção de colisão têm diferentes compensações em relação a métricas como desempenho geral, custo, riscos de falha, operações e prontidão tecnológica. Existem vários métodos para alterar o curso de um asteroide/cometa. Estes podem ser diferenciados por vários tipos de atributos, como o tipo de mitigação (deflexão ou fragmentação), fonte de energia (cinética, eletromagnética, gravitacional, solar/térmica ou nuclear) e estratégia de abordagem (interceptação, encontro ou estação remota).

As estratégias se enquadram em dois conjuntos básicos: fragmentação e atraso. A fragmentação concentra-se em tornar o impactor inofensivo, fragmentando-o e espalhando os fragmentos de modo que eles percam a Terra ou sejam pequenos o suficiente para queimar na atmosfera. Delay explora o fato de que tanto a Terra quanto o impactor estão em órbita. Um impacto ocorre quando ambos atingem o mesmo ponto no espaço ao mesmo tempo, ou mais corretamente quando algum ponto na superfície da Terra intercepta a órbita do impactor quando o impactor chega. Como a Terra tem aproximadamente 12.750 km de diâmetro e se move a aprox. A 30 km por segundo em sua órbita, ele percorre uma distância de um diâmetro planetário em cerca de 425 segundos, ou pouco mais de sete minutos. Atrasar ou adiantar a chegada do impactor em tempos dessa magnitude pode, dependendo da geometria exata do impacto, fazer com que ele perca a Terra.

"Projeto Ícaro" foi um dos primeiros projetos concebidos em 1967 como um plano de contingência em caso de colisão com o 1566 Icarus. O plano contava com o novo foguete Saturno V, que só fez seu primeiro voo depois que o relatório foi concluído. Seis foguetes Saturn V seriam usados, cada um lançado em intervalos variáveis de meses a horas de distância do impacto. Cada foguete deveria ser equipado com uma única ogiva nuclear de 100 megatons, bem como um Módulo de Serviço Apollo modificado e um Módulo de Comando Apollo desaparafusado para guiar o alvo. As ogivas seriam detonadas a 30 metros da superfície, desviando ou destruindo parcialmente o asteroide. Dependendo dos impactos subsequentes no curso ou da destruição do asteróide, as missões posteriores seriam modificadas ou canceladas conforme necessário. A "última vala" o lançamento do sexto foguete seria 18 horas antes do impacto.

Ficção

Os asteroides e o cinturão de asteroides são um elemento básico das histórias de ficção científica. Os asteróides desempenham vários papéis potenciais na ficção científica: como lugares que os seres humanos podem colonizar, recursos para extração de minerais, perigos encontrados por espaçonaves viajando entre dois outros pontos e como uma ameaça à vida na Terra ou em outros planetas habitados, planetas anões e satélites naturais. pelo impacto potencial.