الكويكب

الكويكب هو كوكب صغير - جسم ليس كوكبًا حقيقيًا ولا مذنبًا محددًا - يدور داخل النظام الشمسي الداخلي . إنها أجسام صخرية أو معدنية أو جليدية ليس لها غلاف جوي، وتصنف على أنها من النوع C ( كربوني ) أو من النوع M ( معدني ) أو من النوع S ( سيليكاسي ). يختلف حجم وشكل الكويكبات بشكل كبير، ويتراوح من أكوام الأنقاض الصغيرة التي يقل عرضها عن كيلومتر واحد وأكبر من النيازك ، إلى سيريس ، وهو كوكب قزم يبلغ قطره حوالي 1000 كيلومتر. يتم تصنيف الجسم على أنه مذنب، وليس كويكب، إذا أظهر غيبوبة (ذيل) عند تسخينه بالإشعاع الشمسي، على الرغم من أن الملاحظات الأخيرة تشير إلى وجود استمرارية بين هذه الأنواع من الأجسام. ^{[1] [2]}

من بين ما يقرب من مليون كويكب معروف، ^[3] يقع أكبر عدد بين مداري المريخ والمشتري ، على بعد حوالي 2 إلى 4 وحدات فلكية من الشمس، في منطقة تُعرف باسم حزام الكويكبات الرئيسي . تبلغ الكتلة الإجمالية لجميع الكويكبات مجتمعة 3٪ فقط من كتلة قمر الأرض . تتبع غالبية كويكبات الحزام الرئيسي مدارات إهليلجية مستقرة قليلاً، تدور في نفس اتجاه الأرض وتستغرق من ثلاث إلى ست سنوات لإكمال دورة كاملة حول الشمس. ^[4]

لقد تم رصد الكويكبات تاريخيًا من الأرض. تم إجراء أول ملاحظة عن قرب للكويكب بواسطة مركبة الفضاء جاليليو . أطلقت وكالة ناسا وجاكسا لاحقًا العديد من البعثات المخصصة للكويكبات، مع وجود خطط لمهام أخرى قيد التنفيذ. درس NEAR Shoemaker التابع لوكالة ناسا إيروس، ورصدت داون فيستا وسيريس. درست بعثات وكالة استكشاف الفضاء اليابانية هايابوسا وهايابوسا 2 وأعادت عينات من إيتوكاوا وريوجو على التوالي . درست أوزيريس ريكس بينو ، وجمعت عينة في عام 2020 تم تسليمها إلى الأرض في عام 2023. كُلفت لوسي التابعة لوكالة ناسا ، والتي أطلقت في عام 2021، بدراسة عشرة كويكبات مختلفة، اثنان من الحزام الرئيسي وثمانية أحصنة طروادة للمشتري . يهدف Psyche ، الذي تم إطلاقه في أكتوبر 2023، إلى دراسة الكويكب المعدني Psyche .

تتمتع الكويكبات القريبة من الأرض بإمكانية حدوث عواقب كارثية إذا ضربت الأرض، ومن الأمثلة البارزة على ذلك تأثير تشيكشولوب ، الذي يُعتقد على نطاق واسع أنه تسبب في انقراض جماعي في العصر الطباشيري والباليوجيني . وكتجربة لمواجهة هذا الخطر، نجحت مركبة الفضاء التجريبية لإعادة توجيه الكويكب المزدوج في سبتمبر 2022 في تغيير مدار الكويكب غير المهدد ديمورفوس عن طريق الاصطدام به.

في عام 2006، قدم الاتحاد الفلكي الدولي المصطلح الواسع المفضل حاليًا وهو جسم صغير في النظام الشمسي ، والذي يُعرَّف بأنه جسم في النظام الشمسي ليس كوكبًا أو كوكبًا قزمًا أو قمرًا طبيعيًا ؛ ويشمل ذلك الكويكبات والمذنبات والفئات المكتشفة مؤخرًا. ^[5] ووفقًا للاتحاد الفلكي الدولي، "لا يزال من الممكن استخدام مصطلح 'كوكب صغير'، ولكن بشكل عام، سيتم تفضيل 'جسم صغير في النظام الشمسي'". ^[6]

تاريخيًا، كان أول كويكب تم اكتشافه، سيريس ، يُعتبر في البداية كوكبًا جديدًا. ^[أ] تبع ذلك اكتشاف أجسام أخرى مماثلة، والتي بدت بمعدات ذلك الوقت وكأنها نقاط ضوئية تشبه النجوم، ولا تظهر قرصًا كوكبيًا أو تظهر القليل منه، على الرغم من إمكانية تمييزها بسهولة عن النجوم بسبب حركتها الظاهرية. دفع هذا عالم الفلك السير ويليام هيرشل إلى اقتراح مصطلح الكويكب ، ^[ب] والذي صيغ في اليونانية باسم ἀστεροειδής، أو asteroeidēs ، ويعني "شبيه بالنجم، على شكل نجمة"، ومشتق من الكلمة اليونانية القديمة ἀστήρ astēr "نجم، كوكب ". في أوائل النصف الثاني من القرن التاسع عشر، كان لا يزال يتم استخدام مصطلحي الكويكب والكوكب (لا يُشار إليهما دائمًا باسم "الصغير") بالتبادل. ^[ج]

تقليديًا، تم تصنيف الأجسام الصغيرة التي تدور حول الشمس على أنها مذنبات أو كويكبات أو نيازك ، حيث يُطلق على أي جسم يقل قطره عن متر واحد اسم نيزك. يمكن استخدام مصطلح الكويكب، الذي لم يتم تعريفه رسميًا، ^[11] بشكل غير رسمي ليعني "جسم صخري غير منتظم الشكل يدور حول الشمس ولا يعتبر كوكبًا أو كوكبًا قزمًا وفقًا لتعريفات الاتحاد الفلكي الدولي". ^[12] والفرق الرئيسي بين الكويكب والمذنب هو أن المذنب يظهر ذيلًا بسبب تصعيد الجليد القريب من سطحه بواسطة الإشعاع الشمسي. تم تصنيف بعض الأجسام في البداية على أنها كواكب صغيرة ولكنها أظهرت لاحقًا دليلاً على نشاط المذنبات. وعلى العكس من ذلك، فإن بعض (ربما جميع) المذنبات تستنفد في النهاية جليدها المتطاير على سطحها وتصبح شبيهة بالكويكبات. هناك تمييز آخر وهو أن المذنبات عادةً ما يكون لها مدارات أكثر انحرافًا من معظم الكويكبات؛ الكويكبات شديدة الانحراف ربما تكون مذنبات خاملة أو منقرضة. ^[13]

يُطلق أحيانًا على الكواكب الصغيرة التي تقع خارج مدار المشتري اسم "الكويكبات"، وخاصة في العروض التقديمية الشعبية. ^[د] ومع ذلك، أصبح من الشائع بشكل متزايد أن يقتصر مصطلح الكويكب على الكواكب الصغيرة في النظام الشمسي الداخلي. ^[15] لذلك، ستقتصر هذه المقالة في معظمها على الكويكبات الكلاسيكية: أجسام حزام الكويكبات ، وأحصنة طروادة المشتري ، والأجسام القريبة من الأرض .

لمدة قرنين تقريبًا بعد اكتشاف سيريس في عام 1801، قضت جميع الكويكبات المعروفة معظم وقتها في مدار كوكب المشتري أو داخله، على الرغم من أن القليل منها، مثل 944 هيدالغو ، قد تجرأ على الذهاب أبعد من ذلك لجزء من مداره. بدءًا من عام 1977 مع 2060 تشيرون ، اكتشف علماء الفلك أجسامًا صغيرة كانت موجودة بشكل دائم أبعد من كوكب المشتري، تسمى الآن القنطور . في عام 1992، تم اكتشاف 15760 ألبيون ، وهو أول جسم خارج مدار نبتون (بخلاف بلوتو )؛ وسرعان ما لوحظت أعداد كبيرة من الأجسام المماثلة، تسمى الآن الجسم عبر نبتون . أبعد من ذلك توجد أجسام حزام كايبر ، وأجسام القرص المبعثر ، وسحابة أورت الأكثر بعدًا ، والتي يُفترض أنها الخزان الرئيسي للمذنبات الخاملة. تسكن هذه المذنبات المناطق الخارجية الباردة للنظام الشمسي حيث تظل الجليد صلبة وتُظهر الأجسام الشبيهة بالمذنبات القليل من نشاط المذنبات؛ إذا اقتربت كائنات السنتور أو الأجسام وراء نبتون من الشمس، فإن ثلوجها المتطايرة سوف تتسامى ، وستصنفها الطرق التقليدية على أنها مذنبات.

تُسمى أجسام حزام كايبر "أجسامًا" جزئيًا لتجنب الحاجة إلى تصنيفها على أنها كويكبات أو مذنبات. ^[15] يُعتقد أنها تشبه المذنبات في تكوينها بشكل أساسي، على الرغم من أن بعضها قد يكون أقرب إلى الكويكبات. ^[16] لا تمتلك معظمها المدارات شديدة الانحراف المرتبطة بالمذنبات، وتلك التي تم اكتشافها حتى الآن أكبر من نوى المذنبات التقليدية . تعمل الملاحظات الحديثة الأخرى، مثل تحليل غبار المذنبات الذي تم جمعه بواسطة مسبار ستارداست ، على طمس التمييز بين المذنبات والكويكبات بشكل متزايد، ^[1] مما يشير إلى "استمرارية بين الكويكبات والمذنبات" بدلاً من خط فاصل حاد. ^[2]

في عام 2006، أنشأ الاتحاد الفلكي الدولي فئة الكواكب القزمة لأكبر الكواكب الصغيرة - تلك التي لها كتلة ضخمة بما يكفي لتصبح بيضاوية تحت تأثير جاذبيتها الخاصة. تم وضع أكبر جسم في حزام الكويكبات فقط في هذه الفئة: سيريس ، الذي يبلغ قطره حوالي 975 كم (606 ميل). ^{[17] [18]}

على الرغم من أعدادها الكبيرة، فإن الكويكبات هي اكتشاف حديث نسبيًا، حيث تم التعرف على أول كويكب - سيريس - في عام 1801 فقط. ^[19] كويكب واحد فقط، 4 فيستا ، والذي له سطح عاكس نسبيًا ، يمكن رؤيته عادةً بالعين المجردة في السماء المظلمة عندما يكون في وضع مناسب. نادرًا ما تكون الكويكبات الصغيرة التي تمر بالقرب من الأرض مرئية لفترة وجيزة بالعين المجردة. ^[20] اعتبارًا من أبريل 2022 ^[تحديث]، كان لدى مركز الكواكب الصغيرة بيانات عن 1،199،224 كوكبًا صغيرًا في النظام الشمسي الداخلي والخارجي، منها حوالي 614،690 كان لديها معلومات كافية لإعطائها تسميات مرقمة. ^[21]

في عام 1772، نشر عالم الفلك الألماني يوهان إليرت بود ، مستشهدًا بيوهان دانييل تيتيوس ، موكبًا رقميًا يُعرف باسم قانون تيتيوس-بود (الذي فقد مصداقيته الآن). باستثناء الفجوة غير المفسرة بين المريخ والمشتري، بدا أن صيغة بود تتنبأ بمدارات الكواكب المعروفة. ^{[22] [23]} وكتب التفسير التالي لوجود "كوكب مفقود":

ويبدو أن هذه النقطة الأخيرة تنبع بشكل خاص من العلاقة المذهلة التي تلاحظها الكواكب الستة المعروفة في مسافاتها عن الشمس. فلنفترض أن المسافة بين الشمس وزحل تساوي 100، فإن عطارد يفصله عن الشمس 4 أجزاء من هذا القبيل. والزهرة 4 + 3 = 7. والأرض 4 + 6 = 10. والمريخ 4 + 12 = 16. والآن تأتي فجوة في هذا التقدم المنظم. فبعد المريخ تأتي مساحة 4 + 24 = 28 جزءًا، لم يُشاهد فيها أي كوكب بعد. هل يمكن للمرء أن يصدق أن مؤسس الكون قد ترك هذه المساحة فارغة؟ بالتأكيد لا. ومن هنا نصل إلى مسافة المشتري بمقدار 4 + 48 = 52 جزءًا، وأخيرًا إلى مسافة زحل بمقدار 4 + 96 = 100 جزء. ^[24]

تنبأت صيغة بود بالعثور على كوكب آخر بنصف قطر مداري قريب من 2.8 وحدة فلكية (AU)، أو 420 مليون كيلومتر، من الشمس. ^[23] حصل قانون تيتيوس-بود على دفعة مع اكتشاف ويليام هيرشل لأورانوس بالقرب من المسافة المتوقعة لكوكب أبعد من زحل . ^[22] في عام 1800، أرسلت مجموعة برئاسة فرانز زافير فون زاك ، محرر المجلة الفلكية الألمانية Monatliche Correspondenz (المراسلات الشهرية)، طلبات إلى 24 عالم فلك من ذوي الخبرة (أطلق عليهم لقب " الشرطة السماوية ")، ^[23] طالبًا منهم الجمع بين جهودهم والبدء في بحث منهجي عن الكوكب المتوقع. ^[23] على الرغم من أنهم لم يكتشفوا سيريس، إلا أنهم عثروا لاحقًا على الكويكبات 2 بالاس و 3 جونو و 4 فيستا . ^[23]

كان جوزيبي بيازي ، وهو قس كاثوليكي في أكاديمية باليرمو في صقلية، أحد علماء الفلك الذين تم اختيارهم للبحث . قبل تلقيه دعوة للانضمام إلى المجموعة، اكتشف بيازي سيريس في 1 يناير 1801. ^[25] كان يبحث عن "النجم السابع والثمانين من كتالوج نجوم البروج للسيد لا كاي "، ^[22] لكنه وجد أنه "سبقه نجم آخر". ^[22] بدلاً من نجم، وجد بيازي جسمًا متحركًا يشبه النجم، والذي اعتقد في البداية أنه مذنب: ^[26]

كان الضوء خافتًا بعض الشيء، وكان بلون كوكب المشتري ، لكنه يشبه العديد من الكواكب الأخرى التي تُحسب عمومًا بالقدر الثامن . لذلك لم يكن لدي أي شك في أنه نجم غير ثابت. [...] في مساء اليوم الثالث، تحول شكي إلى يقين، بعد أن تأكدت من أنه ليس نجمًا ثابتًا. ومع ذلك، قبل أن أكشف عنه، انتظرت حتى مساء اليوم الرابع، عندما شعرت بالرضا لرؤية أنه تحرك بنفس المعدل كما في الأيام السابقة. ^[22]

رصد بيازي سيريس 24 مرة، وكانت آخر مرة في 11 فبراير 1801، عندما قاطعه المرض عن العمل. وأعلن عن اكتشافه في 24 يناير 1801 في رسائل إلى اثنين فقط من زملائه الفلكيين، مواطنه بارنابا أورياني من ميلانو وبود في برلين. ^[19] أبلغ عنه باعتباره مذنبًا ولكن "نظرًا لأن حركته بطيئة جدًا وموحدة إلى حد ما، فقد خطر ببالي عدة مرات أنه قد يكون شيئًا أفضل من المذنب". ^[22] في أبريل، أرسل بيازي ملاحظاته الكاملة إلى أورياني وبود وعالم الفلك الفرنسي جيروم لالاند . نُشرت المعلومات في عدد سبتمبر 1801 من Monatliche Correspondenz . ^[26]

بحلول هذا الوقت، تغير الموضع الظاهري لسيريس (يرجع ذلك في الغالب إلى حركة الأرض حول الشمس)، وكان قريبًا جدًا من وهج الشمس بحيث لا يتمكن علماء الفلك الآخرون من تأكيد ملاحظات بيازي. بحلول نهاية العام، كان من المفترض أن يكون سيريس مرئيًا مرة أخرى، ولكن بعد هذه الفترة الطويلة كان من الصعب التنبؤ بموقعه الدقيق. لاستعادة سيريس، طور عالم الرياضيات كارل فريدريش جاوس ، الذي كان يبلغ من العمر 24 عامًا آنذاك، طريقة فعالة لتحديد المدار . ^[26] في غضون أسابيع قليلة، تنبأ بمسار سيريس وأرسل نتائجه إلى فون زاك. في 31 ديسمبر 1801، وجد فون زاك وزميله شرطي السماء هاينريش دبليو إم أولبرز سيريس بالقرب من الموضع المتوقع وبالتالي استعادوه. ^[26] على بعد 2.8 وحدة فلكية من الشمس، بدا أن سيريس يناسب قانون تيتيوس-بود بشكل مثالي تقريبًا؛ ومع ذلك، كان نبتون، الذي تم اكتشافه في عام 1846، أقرب بمقدار 8 وحدات فلكية مما كان متوقعًا، مما دفع معظم علماء الفلك إلى استنتاج أن القانون كان مصادفة. ^[27] أطلق بيازي على الجسم المكتشف حديثًا اسم سيريس فردينانديا، "تكريمًا للإلهة الراعية لصقلية والملك فرديناند من بوربون ". ^[24]

تم اكتشاف ثلاثة كويكبات أخرى ( 2 بالاس ، 3 جونو ، و 4 فيستا ) بواسطة مجموعة فون زاك على مدى السنوات القليلة التالية، مع العثور على فيستا في عام 1807. ^[23] لم يتم اكتشاف أي كويكبات جديدة حتى عام 1845. بدأ عالم الفلك الهاوي كارل لودفيج هنكي عمليات البحث عن كويكبات جديدة في عام 1830، وبعد خمسة عشر عامًا، أثناء البحث عن فيستا، وجد الكويكب الذي سمي فيما بعد 5 أستريا . كان هذا أول اكتشاف كويكب جديد منذ 38 عامًا. مُنح كارل فريدريش جاوس شرف تسمية الكويكب. بعد ذلك، انضم علماء فلك آخرون؛ تم العثور على 15 كويكبًا بحلول نهاية عام 1851. في عام 1868، عندما اكتشف جيمس كريج واتسون الكويكب رقم 100، قامت الأكاديمية الفرنسية للعلوم بنقش وجوه كارل ثيودور روبرت لوثر وجون راسل هند وهيرمان جولدشميت ، وهم أنجح ثلاثة صيادين للكويكبات في ذلك الوقت، على ميدالية تذكارية تخلد هذا الحدث. ^[28]

في عام 1891، كان ماكس وولف رائدًا في استخدام التصوير الفلكي للكشف عن الكويكبات، والتي ظهرت كخطوط قصيرة على لوحات فوتوغرافية طويلة التعرض. ^[28] أدى هذا إلى زيادة كبيرة في معدل الاكتشاف مقارنة بالطرق البصرية السابقة: اكتشف وولف وحده 248 كويكبًا، بدءًا من 323 بروشيا ، ^[29] بينما تم اكتشاف ما يزيد قليلاً عن 300 كويكب حتى تلك النقطة. كان من المعروف أن هناك الكثير، لكن معظم علماء الفلك لم يكلفوا أنفسهم عناء البحث عنها، حيث أطلق عليها البعض "حشرات السماء"، ^[30] وهي عبارة تُنسب بشكل مختلف إلى إدوارد سوس ^[31] وإدموند فايس . ^[32] حتى بعد قرن من الزمان، تم تحديد بضعة آلاف فقط من الكويكبات وترقيمها وتسميتها.

في الماضي، كان يتم اكتشاف الكويكبات من خلال عملية مكونة من أربع خطوات. أولاً، يتم تصوير منطقة من السماء بواسطة تلسكوب واسع المجال أو مرسم فلكي . يتم التقاط أزواج من الصور، عادةً بفاصل ساعة واحدة. يمكن التقاط أزواج متعددة على مدار سلسلة من الأيام. ثانيًا، يتم عرض الفيلمين أو اللوحتين لنفس المنطقة تحت منظار مجسم . يتحرك الجسم في مدار حول الشمس قليلاً بين زوج الأفلام. تحت المنظار المجسم، تبدو صورة الجسم وكأنها تطفو قليلاً فوق خلفية النجوم. ثالثًا، بمجرد تحديد الجسم المتحرك، يتم قياس موقعه بدقة باستخدام مجهر رقمي. يتم قياس الموقع بالنسبة لمواقع النجوم المعروفة. ^[33]

لا تشكل هذه الخطوات الثلاث الأولى اكتشافًا للكويكب: فقد وجد الراصد شبحًا فقط، والذي يحصل على تسمية مؤقتة ، تتكون من سنة الاكتشاف، وحرف يمثل نصف شهر الاكتشاف، وأخيرًا حرف ورقم يشيران إلى الرقم التسلسلي للاكتشاف (مثال: 1998 FJ ₇₄ ). الخطوة الأخيرة هي إرسال مواقع ووقت الرصد إلى مركز الكواكب الصغيرة ، حيث تحدد برامج الكمبيوتر ما إذا كان الشبح يربط بين الظهورات السابقة في مدار واحد. إذا كان الأمر كذلك، يتلقى الجسم رقم كتالوج ويتم إعلان مراقب الظهور الأول بمدار محسوب كمكتشف، ومنحه شرف تسمية الجسم بشرط موافقة الاتحاد الفلكي الدولي . ^[34]

بحلول عام 1851، قررت الجمعية الفلكية الملكية أن الكويكبات يتم اكتشافها بمعدل سريع لدرجة أن هناك حاجة إلى نظام مختلف لتصنيف أو تسمية الكويكبات. في عام 1852، عندما اكتشف دي جاسباريس الكويكب العشرين، أعطاه بنيامين فالز اسمًا ورقمًا يشير إلى رتبته بين اكتشافات الكويكبات، 20 ماساليا . في بعض الأحيان، تم اكتشاف الكويكبات ولم يتم رؤيتها مرة أخرى. لذلك، بدءًا من عام 1892، تم سرد الكويكبات الجديدة حسب السنة وحرف كبير يشير إلى الترتيب الذي تم به حساب مدار الكويكب وتسجيله خلال تلك السنة المحددة. على سبيل المثال، تم تسمية أول كويكبين تم اكتشافهما في عام 1892 باسم 1892A و1892B. ومع ذلك، لم يكن هناك ما يكفي من الحروف في الأبجدية لجميع الكويكبات المكتشفة في عام 1893، لذلك تبع 1893Z 1893AA. تم تجربة عدد من الاختلافات لهذه الأساليب، بما في ذلك التسميات التي تضمنت السنة بالإضافة إلى حرف يوناني في عام 1914. تم إنشاء نظام ترقيم زمني بسيط في عام 1925. ^{[28] [35]}

حاليًا، تتلقى جميع الكويكبات المكتشفة حديثًا تسمية مؤقتة (مثل 2002 AT 4 ) تتكون من سنة الاكتشاف ورمز أبجدي رقمي يشير إلى نصف شهر الاكتشاف والتسلسل داخل نصف الشهر هذا. بمجرد تأكيد مدار الكويكب، يتم إعطاؤه رقمًا، وقد يُعطى لاحقًا أيضًا اسمًا (مثل 433 Eros ). تستخدم اتفاقية التسمية الرسمية أقواسًا حول الرقم - مثل (433) Eros - ولكن حذف الأقواس شائع جدًا. بشكل غير رسمي، من الشائع أيضًا حذف الرقم تمامًا، أو حذفه بعد أول ذكر عند تكرار الاسم في النص الجاري. ^[36] بالإضافة إلى ذلك، يمكن لمكتشف الكويكب اقتراح الأسماء، ضمن المبادئ التوجيهية التي وضعها الاتحاد الفلكي الدولي. ^[37]

تم تخصيص رموز رمزية لأول الكويكبات التي تم اكتشافها مثل تلك المستخدمة تقليديًا لتعيين الكواكب. بحلول عام 1852، كان هناك عشرات الرموز الكويكبية، والتي غالبًا ما ظهرت في أشكال متعددة. ^[38]

في عام 1851، بعد اكتشاف الكويكب الخامس عشر، يونوميا ، أجرى يوهان فرانز إينكه تغييرًا كبيرًا في طبعة عام 1854 القادمة من Berliner Astronomisches Jahrbuch (BAJ، الكتاب السنوي الفلكي ببرلين ). قدم قرصًا (دائرة)، وهو رمز تقليدي للنجم، كرمز عام للكويكب. ثم تم ترقيم الدائرة حسب ترتيب الاكتشاف للإشارة إلى كويكب معين. تبنى علماء الفلك اتفاقية الدائرة المرقمة بسرعة، وكان الكويكب التالي الذي تم اكتشافه ( 16 Psyche ، في عام 1852) هو أول من تم تعيينه بهذه الطريقة في وقت اكتشافه. ومع ذلك، تم منح Psyche رمزًا أيقونيًا أيضًا، وكذلك بعض الكويكبات الأخرى التي تم اكتشافها على مدى السنوات القليلة التالية. كان 20 Massalia هو الكويكب الأول الذي لم يتم تعيين رمز أيقوني له، ولم يتم إنشاء أي رموز أيقونية بعد اكتشاف 37 Fides عام 1855 . ^{[هـ] [39]}

العديد من الكويكبات هي بقايا محطمة من الكواكب الصغيرة ، وهي أجسام داخل سديم الشمس الشاب والتي لم تنمو أبدًا بما يكفي لتصبح كواكب . ^[40] يُعتقد أن الكواكب الصغيرة في حزام الكويكبات تطورت كثيرًا مثل بقية الأجسام في السديم الشمسي حتى اقترب المشتري من كتلته الحالية، وعند هذه النقطة، أدى الإثارة من الرنين المداري مع المشتري إلى طرد أكثر من 99٪ من الكواكب الصغيرة في الحزام. تشير المحاكاة وانقطاع معدل الدوران والخصائص الطيفية إلى أن الكويكبات التي يزيد قطرها عن 120 كم (75 ميلًا) تقريبًا تراكمت خلال تلك الحقبة المبكرة، في حين أن الأجسام الأصغر هي شظايا من الاصطدامات بين الكويكبات أثناء أو بعد اضطراب المشتري. ^[41] نما سيريس وفيستا بما يكفي للذوبان والتمايز ، مع غرق العناصر المعدنية الثقيلة في اللب، تاركة المعادن الصخرية في القشرة. ^[42]

في نموذج نيس ، تم التقاط العديد من أجسام حزام كايبر في حزام الكويكبات الخارجي، على مسافات أكبر من 2.6 وحدة فلكية. تم طرد معظمها لاحقًا بواسطة المشتري، ولكن تلك التي بقيت قد تكون كويكبات من النوع D ، وربما تشمل سيريس. ^[43]

تم اكتشاف مجموعات ديناميكية مختلفة من الكويكبات تدور في النظام الشمسي الداخلي. وتضطرب مداراتها بفعل جاذبية الأجرام الأخرى في النظام الشمسي وتأثير ياركوفسكي . وتشمل المجموعات المهمة ما يلي:

تدور أغلب الكويكبات المعروفة داخل حزام الكويكبات بين مداري المريخ والمشتري ، وعادة ما تكون في مدارات ذات انحراف منخفض نسبيًا (أي ليست ممدودة جدًا). ​​ويُقدر أن هذا الحزام يحتوي على ما بين 1.1 و1.9 مليون كويكب يزيد قطرها عن كيلومتر واحد (0.6 ميل)، ^[44] وملايين الكويكبات الأصغر. قد تكون هذه الكويكبات بقايا القرص الكوكبي الأولي ، وفي هذه المنطقة تم منع تراكم الكواكب الصغيرة في الكواكب خلال الفترة التكوينية للنظام الشمسي من خلال الاضطرابات الجاذبية الكبيرة التي أحدثها المشتري .

على عكس الصور الشائعة، فإن حزام الكويكبات فارغ في الغالب. تنتشر الكويكبات على مساحة كبيرة لدرجة أن الوصول إلى كويكب دون التصويب بعناية سيكون غير محتمل. ومع ذلك، فإن مئات الآلاف من الكويكبات معروفة حاليًا، ويتراوح العدد الإجمالي بالملايين أو أكثر، اعتمادًا على الحد الأدنى للحجم. ومن المعروف أن أكثر من 200 كويكب أكبر من 100 كم، ^[45] وقد أظهر مسح في الأطوال الموجية تحت الحمراء أن حزام الكويكبات يحتوي على ما بين 700000 و 1.7 مليون كويكب بقطر 1 كم أو أكثر. ^[46] تتراوح الأحجام المطلقة لمعظم الكويكبات المعروفة بين 11 و 19، مع متوسط ​​يبلغ حوالي 16. ^[47]

وتقدر الكتلة الإجمالية لحزام الكويكبات بـ2.39 × 10 ²¹ كجم، وهو ما يمثل 3% فقط من كتلة القمر؛ أما كتلة حزام كايبر والقرص المبعثر فهي أكبر من ذلك بـ 100 مرة. ^[48] تمثل الأجسام الأربعة الأكبر حجمًا، سيريس، وفيستا، وبالاس، وهيجيا، ما يقرب من 62% من الكتلة الإجمالية للحزام، حيث تمثل سيريس وحدها 39%.

أحصنة طروادة هي مجموعات سكانية تشترك في مدار مع كوكب أو قمر أكبر، ولكنها لا تصطدم به لأنها تدور في واحدة من نقطتي الاستقرار اللاجرانجي ، L ₄ وL ₅ ، والتي تقع على بعد 60 درجة أمام الجسم الأكبر وخلفه.

في النظام الشمسي، تشترك معظم أحصنة طروادة المعروفة في مدار كوكب المشتري . وهي مقسمة إلى المعسكر اليوناني عند L ₄ (أمام كوكب المشتري) ومعسكر أحصنة طروادة عند L ₅ (خلف كوكب المشتري). يُعتقد أن أكثر من مليون أحصنة طروادة للمشتري أكبر من كيلومتر واحد موجودة، ^[49] منها أكثر من 7000 تم تصنيفها حاليًا. في مدارات الكواكب الأخرى، تم العثور حتى الآن على تسعة أحصنة طروادة للمريخ و28 طروادة لنبتون وطروادتين لأورانوس وطروادتين للأرض . ومن المعروف أيضًا وجود طروادة مؤقتة للزهرة . تشير عمليات محاكاة استقرار ديناميكيات المدار العددية إلى أن زحل وأورانوس ربما لا يمتلكان أي أحصنة طروادة بدائية. ^[50]

الكويكبات القريبة من الأرض، أو NEAs، هي الكويكبات التي لها مدارات تمر بالقرب من مدار الأرض. الكويكبات التي تعبر بالفعل مسار مدار الأرض تُعرف باسم الكويكبات العابرة للأرض . اعتبارًا من أبريل 2022 ^[تحديث]، تم معرفة ما مجموعه 28772 كويكبًا قريبًا من الأرض؛ يبلغ قطر 878 منها كيلومترًا واحدًا أو أكثر. ^[51]

عدد صغير من الكويكبات القريبة من الأرض عبارة عن مذنبات منقرضة فقدت موادها السطحية المتطايرة، على الرغم من أن وجود ذيل خافت أو متقطع يشبه المذنب لا يؤدي بالضرورة إلى تصنيفها كمذنب قريب من الأرض، مما يجعل الحدود غامضة إلى حد ما. يتم دفع بقية الكويكبات القريبة من الأرض للخروج من حزام الكويكبات عن طريق التفاعلات الجاذبية مع كوكب المشتري . ^{[52] [53]}

العديد من الكويكبات لها أقمار طبيعية ( أقمار الكواكب الصغيرة ). اعتبارًا من أكتوبر 2021 ^[تحديث]، كان هناك 85 من الكويكبات القريبة من الأرض المعروفة بوجود قمر واحد على الأقل، بما في ذلك ثلاثة معروفة بوجود قمرين. ^[54] الكويكب 3122 فلورنسا ، أحد أكبر الكويكبات الخطرة المحتملة بقطر 4.5 كم (2.8 ميل)، له قمرين يبلغ قياسهما 100-300 متر (330-980 قدمًا)، تم اكتشافهما بواسطة التصوير بالرادار أثناء اقتراب الكويكب من الأرض عام 2017. ^[55]

تنقسم الكويكبات القريبة من الأرض إلى مجموعات بناءً على محورها شبه الرئيسي (أ)، ومسافة الحضيض (ق)، ومسافة الأوج (ق): ^{[56] [52]}

• تدور كويكبات Atiras أو Apoheles داخل مدار الأرض تمامًا: مسافة الأوج (Q) لكويكب Atira أصغر من مسافة الحضيض (0.983 وحدة فلكية). أي أن Q < 0.983 وحدة فلكية ، مما يعني أن المحور شبه الرئيسي للكويكب أقل أيضًا من 0.983 وحدة فلكية. ^[57]
• تمتلك نجوم آتين محورًا شبه رئيسيًا يقل عن 1 وحدة فلكية وتقطع مدار الأرض. رياضيًا، a < 1.0 AU و Q > 0.983 AU . (0.983 AU هي مسافة الحضيض الشمسي للأرض).
• تمتلك أقمار أبولو محورًا شبه رئيسيًا يزيد عن 1 وحدة فلكية وتقطع مدار الأرض. رياضيًا، a > 1.0 وحدة فلكية و q < 1.017 وحدة فلكية . (1.017 وحدة فلكية هي مسافة الأوج حول الأرض).
• تدور كويكبات أمور خارج مدار الأرض تمامًا: مسافة الحضيض (q) لكويكب أمور أكبر من مسافة الأوج (1.017 وحدة فلكية). كما أن كويكبات أمور هي أجسام قريبة من الأرض، لذا فإن q < 1.3 وحدة فلكية . باختصار، 1.017 وحدة فلكية < q < 1.3 وحدة فلكية . (هذا يعني أن نصف المحور الرئيسي للكويكب (a) أكبر أيضًا من 1.017 وحدة فلكية). تعبر بعض مدارات كويكبات أمور مدار المريخ.

من غير الواضح ما إذا كان قمري المريخ فوبوس ودييموس كويكبين تم أسرهما أم أنهما تشكلا بسبب حدث اصطدام على المريخ. ^[58] يشترك كل من فوبوس ودييموس في الكثير من الأشياء مع الكويكبات الكربونية من النوع C ، حيث أن الأطياف والانعكاس والكثافة تشبه إلى حد كبير تلك الموجودة في الكويكبات من النوع C أو D. ^[59] بناءً على تشابههما، فإن إحدى الفرضيات هي أن كلا القمرين قد يكونان من الكويكبات المأسورة في الحزام الرئيسي . ^{[60] [61]} كلا القمرين لهما مدارات دائرية للغاية تقع تقريبًا في المستوى الاستوائي للمريخ ، وبالتالي فإن أصل الأسر يتطلب آلية لجعل المدار شديد الانحراف في البداية دائريًا، وضبط ميله في المستوى الاستوائي، على الأرجح من خلال مزيج من السحب الجوي وقوى المد والجزر ، ^[62] على الرغم من أنه ليس من الواضح ما إذا كان الوقت الكافي متاحًا لحدوث ذلك بالنسبة لدييموس. ^[58] يتطلب الأسر أيضًا تبديد الطاقة. الغلاف الجوي الحالي للمريخ رقيق للغاية بحيث لا يمكنه التقاط جسم بحجم فوبوس عن طريق الكبح الجوي. ^[58] أشار جيفري أ. لانديس إلى أن عملية الالتقاط ربما حدثت إذا كان الجسم الأصلي عبارة عن كويكب ثنائي انفصل تحت تأثير قوى المد والجزر. ^{[61] [63]}

قد يكون فوبوس أحد أجرام النظام الشمسي من الجيل الثاني التي اندمجت في مدارها بعد تشكل المريخ، بدلاً من أن تتشكل في نفس الوقت من نفس سحابة الولادة مثل المريخ. ^[64]

فرضية أخرى هي أن المريخ كان محاطًا ذات يوم بالعديد من الأجسام بحجم فوبوس وديموس، ربما تم قذفها إلى مدار حوله بسبب اصطدام مع كوكب صغير كبير . ^[65] المسامية العالية للجزء الداخلي من فوبوس (بناءً على كثافة 1.88 جم / سم ³ ، يُقدر أن الفراغات تشكل 25 إلى 35 في المائة من حجم فوبوس) لا تتسق مع أصل كويكبي. ^[66] تشير ملاحظات فوبوس في الأشعة تحت الحمراء الحرارية إلى تكوين يحتوي بشكل أساسي على فيلوسيليكات ، وهي معروفة جيدًا من سطح المريخ. تختلف الأطياف عن تلك الخاصة بجميع فئات النيازك الكوندريتية ، وتشير مرة أخرى بعيدًا عن أصل كويكبي. ^[67] تدعم كلتا المجموعتين من النتائج أصل فوبوس من مادة قذفتها اصطدام على المريخ والتي تراكمت مرة أخرى في مدار المريخ، ^[68] على غرار النظرية السائدة لأصل قمر الأرض.

تختلف الكويكبات بشكل كبير في الحجم، من ما يقرب من1000 كم لأكبرها وصولاً إلى الصخور التي يبلغ عرضها مترًا واحدًا فقط، والتي يُصنف الجسم تحتها على أنه نيزك . ^[f] تشبه الكواكب الثلاثة الأكبر حجمًا إلى حد كبير الكواكب المصغرة: فهي كروية تقريبًا، ولها أجزاء داخلية متباينة جزئيًا على الأقل، ^[69] ويُعتقد أنها كواكب أولية باقية. ومع ذلك، فإن الغالبية العظمى منها أصغر بكثير وذات شكل غير منتظم؛ ويُعتقد أنها إما كواكب مصغرة محطمة أو شظايا من أجسام أكبر.

الكوكب القزم سيريس هو أكبر الكويكبات على الإطلاق، حيث يبلغ قطره 940 كم (580 ميل). ثاني أكبر الكويكبات هو 4 فيستا و 2 بالاس ، وكلاهما يبلغ قطرهما أكثر من 500 كم (300 ميل). فيستا هو ألمع الكويكبات الأربعة في الحزام الرئيسي والتي يمكن، في بعض الأحيان، رؤيتها بالعين المجردة. ^[70] في بعض الحالات النادرة، قد يصبح الكويكب القريب من الأرض مرئيًا لفترة وجيزة دون مساعدة تقنية؛ انظر 99942 أبوفيس .

وتقدر كتلة جميع أجسام حزام الكويكبات ، الواقعة بين مداري المريخ والمشتري ، بنحو(2394 ± 6) × 10 ¹⁸  كجم ، ≈ 3.25% من كتلة القمر. ومن هذه الكتلة، يتكون سيريس من938 × 10 ¹⁸  كجم ، أي ما يقرب من 40% من الإجمالي. وإضافة الأجسام الثلاثة الأكثر ضخامة التالية، فيستا (11%) وبالاس (8.5%) وهيجيا (3-4%)، يرفع هذا الرقم إلى ما يزيد قليلاً عن 60%، في حين أن الكويكبات السبعة الأكثر ضخامة التالية ترفع الإجمالي إلى 70%. ^[48] يزداد عدد الكويكبات بسرعة مع انخفاض كتلها الفردية.

يتناقص عدد الكويكبات بشكل ملحوظ مع زيادة الحجم. وعلى الرغم من أن توزيع الحجم يتبع قانون القوة بشكل عام ، إلا أن هناك "نتوءات" عند حوالي5 كم و100 كم ، حيث تم العثور على عدد من الكويكبات أكبر مما هو متوقع من مثل هذا المنحنى. معظم الكويكبات التي يزيد قطرها عن 120 كم تقريبًا هي كويكبات بدائية (ناجية من عصر التراكم)، في حين أن معظم الكويكبات الأصغر حجمًا هي نتاج تفتت الكويكبات البدائية. ربما كان عدد السكان البدائيين للحزام الرئيسي 200 ضعف ما هو عليه اليوم. ^{[71] [72]}

ثلاثة من أكبر الأجسام في حزام الكويكبات، سيريس ، فيستا ، وبالاس ، هي كواكب أولية سليمة تشترك في العديد من الخصائص المشتركة بين الكواكب، وهي غير نمطية مقارنة بغالبية الكويكبات ذات الشكل غير المنتظم. يبدو رابع أكبر كويكب، هايجيا ، كرويًا تقريبًا على الرغم من أنه قد يكون له جزء داخلي غير متمايز، ^[73] مثل غالبية الكويكبات. تشكل الكويكبات الأربعة الأكبر نصف كتلة حزام الكويكبات.

سيريس هو الكويكب الوحيد الذي يبدو أن له شكلًا بلاستيكيًا تحت تأثير جاذبيته الخاصة وبالتالي فهو الوحيد الذي يعد كوكبًا قزمًا . ^[74] يتمتع بقدر مطلق أعلى بكثير من الكويكبات الأخرى، حوالي 3.32، ^[75] وقد يمتلك طبقة سطحية من الجليد. ^[76] مثل الكواكب، يتميز سيريس: فهو يحتوي على قشرة ووشاح ونواة. ^[76] لم يتم العثور على أي نيازك من سيريس على الأرض. ^[77]

فيستا أيضًا، لها باطن متمايز، على الرغم من أنها تشكلت داخل خط الصقيع في النظام الشمسي ، وبالتالي فهي خالية من الماء؛ ^{[78] [79]} يتكون تكوينها بشكل أساسي من الصخور البازلتية مع المعادن مثل الزبرجد الزيتوني. ^[80] بصرف النظر عن الحفرة الكبيرة في قطبها الجنوبي، رياسيلفيا ، فإن فيستا لها أيضًا شكل بيضاوي. فيستا هو الجسم الأم لعائلة فيستيان وغيرها من الكويكبات من النوع V ، وهو مصدر نيازك HED ، والتي تشكل 5٪ من جميع النيازك على الأرض.

بالاس هو كوكب غير عادي لأنه، مثل أورانوس ، يدور على جانبه، مع إمالة محور دورانه بزوايا عالية بالنسبة لمستوى مداره. ^[81] تركيبته مماثلة لتركيب سيريس: عالية في الكربون والسيليكون، وربما متمايزة جزئيًا. ^[82] بالاس هو الجسم الأم لعائلة البالاديين من الكويكبات.

هايجيا هو أكبر كويكب كربوني ^[83] وعلى عكس الكويكبات الأكبر الأخرى، يقع بالقرب نسبيًا من مستوى مسار الشمس . إنه أكبر عضو وجسم أبوي مفترض لعائلة هايجيا من الكويكبات. نظرًا لعدم وجود حفرة كبيرة بما يكفي على السطح لتكون مصدرًا لتلك العائلة، كما هو الحال على فيستا، فمن المعتقد أن هايجيا ربما تمزق تمامًا في الاصطدام الذي شكل عائلة هايجيا وأعاد تجميعه بعد فقدان أقل من 2٪ من كتلته. كشفت الملاحظات التي تم إجراؤها باستخدام جهاز التصوير SPHERE التابع للتلسكوب الكبير جدًا في عامي 2017 و 2018، أن هايجيا له شكل كروي تقريبًا، وهو ما يتوافق مع كونه في حالة توازن هيدروستاتيكي ، أو كونه سابقًا في حالة توازن هيدروستاتيكي، أو مع التمزق وإعادة التجميع. ^{[84] [85]}

من المحتمل أن يكون التمايز الداخلي للكويكبات الكبيرة مرتبطًا بعدم وجود أقمار طبيعية لها ، حيث يُعتقد أن أقمار حزام الكويكبات الرئيسي تتكون في الغالب من الاضطراب التصادمي، مما يؤدي إلى إنشاء بنية كومة من الأنقاض . ^[77]

سمات الكويكبات الأكبر حجما

اسم	نصف القطر المداري ( AU )	الفترة المدارية (بالسنوات)	الميل إلى مسار الشمس	الانحراف المداري	القطر (كم)	القطر (% من القمر )	الكتلة ( × 1018 كجم)	الكتلة (% من سيريس)	الكثافة (جم/سم 3 )	فترة الدوران (ساعة)
سيريس	2.77	4.60	10.6 درجة	0.079	964×964×892 (متوسط ​​939.4)	27%	938	100%	2.16±0.01	9.07
فيستا	2.36	3.63	7.1 درجة	0.089	573×557×446 (متوسط ​​525.4)	15%	259	28%	3.46 ± 0.04	5.34
بالاس	2.77	4.62	34.8 درجة	0.231	550×516×476 (متوسط ​​511±4)	15%	204±3	21%	2.92±0.08	7.81
هيجيا	3.14	5.56	3.8 درجة	0.117	450×430×424 (متوسط ​​433±8)	12%	87±7	9%	2.06±0.20	13.8

تشير قياسات معدلات دوران الكويكبات الكبيرة في حزام الكويكبات إلى وجود حد أعلى. فعدد قليل جدًا من الكويكبات التي يزيد قطرها عن 100 متر لها فترة دوران أقل من 2.2 ساعة. ^[86] وبالنسبة للكويكبات التي تدور بسرعة أكبر من هذا المعدل تقريبًا، تكون القوة بالقصور الذاتي على السطح أكبر من قوة الجاذبية، وبالتالي فإن أي مادة سطحية فضفاضة سوف تقذف للخارج. ومع ذلك، يجب أن يكون الجسم الصلب قادرًا على الدوران بسرعة أكبر بكثير. وهذا يشير إلى أن معظم الكويكبات التي يزيد قطرها عن 100 متر عبارة عن أكوام من الأنقاض تشكلت من خلال تراكم الحطام بعد الاصطدامات بين الكويكبات. ^[87]

تصبح الكويكبات أغمق وأكثر احمرارًا مع تقدم العمر بسبب التجوية الفضائية . ^[88] ومع ذلك، تشير الأدلة إلى أن معظم تغير اللون يحدث بسرعة، في المائة ألف عام الأولى، مما يحد من فائدة القياس الطيفي لتحديد عمر الكويكبات. ^[89]

باستثناء " الأربعة الكبار " (سيريس، بالاس، فيستا، وهيجيا)، من المرجح أن تكون الكويكبات متشابهة إلى حد كبير في المظهر، وإن كانت غير منتظمة الشكل. 50 كم (31 ميل) 253 ماتيلد عبارة عن كومة من الأنقاض مشبعة بحفر بأقطار بحجم نصف قطر الكويكب. تكشف الملاحظات الأرضية لـ 300 كم (190 ميل) 511 دافيدا ، أحد أكبر الكويكبات بعد الأربعة الكبار، عن ملف تعريف زاوي مماثل، مما يشير إلى أنه مشبع أيضًا بحفر بحجم نصف القطر. ^[90] تكشف الكويكبات متوسطة الحجم مثل ماتيلد و 243 إيدا ، التي تمت ملاحظتها عن قرب، أيضًا عن ريجوليث عميق يغطي السطح. من بين الأربعة الكبار، بالاس وهيجيا غير معروفين عمليًا. يحتوي فيستا على كسور ضغط تحيط بحفرة بحجم نصف القطر عند قطبه الجنوبي ولكنه كروي بخلاف ذلك .

كشفت مركبة داون الفضائية أن سيريس يحتوي على سطح مليء بالحفر، ولكن مع عدد أقل من الحفر الكبيرة مما كان متوقعًا. ^[91] اقترحت النماذج القائمة على تكوين حزام الكويكبات الحالي أن سيريس يجب أن يمتلك من 10 إلى 15 حفرة أكبر من 400 كيلومتر (250 ميل) في القطر. ^[91] أكبر حفرة مؤكدة على سيريس، حوض كيروان ، يبلغ قطرها 284 كيلومترًا (176 ميلًا). ^[92] السبب الأكثر ترجيحًا لهذا هو الاسترخاء اللزج للقشرة مما يؤدي ببطء إلى تسطيح التأثيرات الأكبر. ^[91]

تصنف الكويكبات حسب أطياف انبعاثها المميزة ، حيث تنقسم الأغلبية إلى ثلاث مجموعات رئيسية: النوع C والنوع M والنوع S. وتصف هذه المجموعات التركيبات الكربونية ( الغنية بالكربون ) والمعدنية والسيليكونية (الصخرية) على التوالي. التركيب الفيزيائي للكويكبات متنوع وفي معظم الحالات غير مفهوم جيدًا. يبدو أن سيريس يتكون من نواة صخرية مغطاة بغطاء جليدي؛ ويُعتقد أن فيستا يحتوي على نواة من النيكل والحديد وغطاء أوليفيني وقشرة بازلتية. ^{[93] يُعتقد أن} 10 هايجيا هو أكبر كويكب غير متمايز، ويبدو أنه يحتوي على تركيبة بدائية موحدة من الكوندريت الكربوني ، ولكنه قد يكون في الواقع كويكبًا متمايزًا تعطل عالميًا بسبب اصطدام ثم أعيد تجميعه. ويبدو أن الكويكبات الأخرى هي بقايا أنوية أو أغطية من كواكب أولية، غنية بالصخور والمعادن. يُعتقد أن أغلب الكويكبات الصغيرة عبارة عن أكوام من الأنقاض التي تماسكت مع بعضها البعض بشكل فضفاض بفعل الجاذبية، على الرغم من أن الكويكبات الأكبر حجمًا ربما تكون صلبة. بعض الكويكبات لها أقمار أو ثنائيات تدور حول بعضها البعض : يُعتقد أن أكوام الأنقاض والأقمار والثنائيات وعائلات الكويكبات المتناثرة هي نتائج تصادمات أدت إلى تعطل كويكب أصلي، أو ربما كوكب . ^[94]

في حزام الكويكبات الرئيسي، يبدو أن هناك مجموعتين رئيسيتين من الكويكبات: مجموعة مظلمة غنية بالمواد المتطايرة، تتكون من الكويكبات من النوع C والنوع P ، مع انعكاس أقل من 0.10 وكثافات أقل من2.2 جم/سم ³ ، وسكان كثيفون وفقيرون من المواد المتطايرة، ويتألفون من الكويكبات من النوع S والنوع M ، مع انعكاسات أعلى من 0.15 وكثافات أكبر من 2.7. داخل هذه السكان، تكون الكويكبات الأكبر أكثر كثافة، وربما يرجع ذلك إلى الضغط. ويبدو أن هناك مسامية كبيرة ضئيلة (فراغ بيني) في عدد الكويكبات ذات الكتل الأكبر من10 × 10 ¹⁸  كجم . ^[95]

يتم حساب التركيب من ثلاثة مصادر أساسية: البياض ، وطيف السطح، والكثافة. لا يمكن تحديد الأخير بدقة إلا من خلال مراقبة مدارات الأقمار التي قد يمتلكها الكويكب. حتى الآن، تبين أن كل كويكب له أقمار هو عبارة عن كومة من الأنقاض، وهي تكتل فضفاض من الصخور والمعادن قد يكون نصف مساحة فارغة من حيث الحجم. يبلغ قطر الكويكبات التي تم التحقيق فيها 280 كم، وتشمل 121 هيرميون (268 × 186 × 183 كم)، و 87 سيلفيا (384 × 262 × 232 كم). قليل من الكويكبات أكبر من 87 سيلفيا ، ولا يوجد أي منها أقمار. إن حقيقة أن الكويكبات الضخمة مثل سيلفيا قد تكون عبارة عن أكوام من الأنقاض، ربما بسبب التأثيرات المدمرة، لها عواقب مهمة على تكوين النظام الشمسي: حيث تظهر المحاكاة الحاسوبية للاصطدامات التي تنطوي على أجسام صلبة أنها تدمر بعضها البعض بنفس معدل اندماجها، ولكن أكوام الأنقاض المتصادمة أكثر عرضة للاندماج. وهذا يعني أن نوى الكواكب ربما تكون قد تشكلت بسرعة نسبية. ^[96]

يفترض العلماء أن بعض المياه الأولى التي وصلت إلى الأرض كانت نتيجة لاصطدام الكويكبات بعد الاصطدام الذي أنتج القمر . [ ^97] في عام 2009، تم تأكيد وجود جليد مائي على سطح 24 ثيميس باستخدام مرفق تلسكوب الأشعة تحت الحمراء التابع لوكالة ناسا . يبدو سطح الكويكب مغطى بالكامل بالجليد. نظرًا لأن طبقة الجليد هذه تتسامى ، فقد يتم تجديدها بواسطة خزان من الجليد تحت السطح. تم اكتشاف مركبات عضوية أيضًا على السطح. ^{[98] [99] [97] [100]} وجود الجليد على 24 ثيميس يجعل النظرية الأولية معقولة. ^[97]

في أكتوبر 2013، تم اكتشاف الماء على جسم خارج المجموعة الشمسية لأول مرة، على كويكب يدور حول القزم الأبيض GD 61. [ ^101] في 22 يناير 2014، أبلغ علماء وكالة الفضاء الأوروبية (ESA) عن اكتشاف بخار الماء لأول مرة بشكل قاطع على سيريس ، أكبر جسم في حزام الكويكبات. ^[102] تم إجراء الاكتشاف باستخدام قدرات الأشعة تحت الحمراء البعيدة لمرصد هيرشل الفضائي . ^[103] هذا الاكتشاف غير متوقع لأن المذنبات، وليس الكويكبات، تعتبر عادةً "مصدرًا للنفثات والأعمدة". ووفقًا لأحد العلماء، "أصبحت الخطوط بين المذنبات والكويكبات غير واضحة بشكل متزايد". ^[103]

أظهرت النتائج أن الرياح الشمسية يمكنها التفاعل مع الأكسجين في الطبقة العليا من الكويكبات وتكوين الماء. وقد تم تقدير أن "كل متر مكعب من الصخور المشعة يمكن أن يحتوي على ما يصل إلى 20 لترًا"؛ أجريت الدراسة باستخدام التصوير المقطعي للمسبار الذري، وتم إعطاء أرقام للكويكب من النوع S من نوع Itokawa. ^{[104] [105]}

في عام 2019، ثبت أن النيزك Acfer 049، الذي اكتشف في الجزائر عام 1990، يحتوي على صخرة فائقة المسامية (UPL): نسيج مسامي يمكن أن يتشكل عن طريق إزالة الجليد الذي يملأ هذه المسام، وهذا يشير إلى أن UPL "يمثل أحافير الجليد البدائي". ^[106]

تحتوي الكويكبات على آثار من الأحماض الأمينية والمركبات العضوية الأخرى، ويتكهن البعض بأن اصطدامات الكويكبات ربما تكون قد زرعت الأرض المبكرة بالمواد الكيميائية اللازمة لبدء الحياة، أو ربما جلبت الحياة نفسها إلى الأرض (حدث يسمى " البانسبيرميا "). ^{[107] [108]} في أغسطس 2011، نُشر تقرير، استنادًا إلى دراسات وكالة ناسا على النيازك الموجودة على الأرض ، يشير إلى أن مكونات الحمض النووي والحمض النووي الريبي ( الأدينين والجوانين والجزيئات العضوية ذات الصلة ) ربما تكون قد تشكلت على الكويكبات والمذنبات في الفضاء الخارجي . ^{[109] [110] [111} ]

في نوفمبر 2019، أفاد العلماء باكتشاف جزيئات السكر لأول مرة ، بما في ذلك الريبوز ، في النيازك ، مما يشير إلى أن العمليات الكيميائية على الكويكبات يمكن أن تنتج بعض المكونات الحيوية الأساسية المهمة للحياة ، ودعم فكرة عالم الحمض النووي الريبي قبل أصل الحياة القائم على الحمض النووي على الأرض، وربما أيضًا فكرة البانسبيرميا . ^{[112] [113] [114]}

يتم تصنيف الكويكبات عادة وفقًا لمعيارين: خصائص مداراتها، وخصائص طيف انعكاسها .

تم وضع العديد من الكويكبات في مجموعات وعائلات بناءً على خصائصها المدارية. وبصرف النظر عن أوسع التقسيمات، فمن المعتاد تسمية مجموعة من الكويكبات على اسم أول عضو في تلك المجموعة يتم اكتشافه. المجموعات عبارة عن ارتباطات ديناميكية فضفاضة نسبيًا، في حين أن العائلات أكثر تماسكًا وتنتج عن التفكك الكارثي لكويكب كبير في وقت ما في الماضي. ^[115] العائلات أكثر شيوعًا وأسهل في التعرف عليها داخل حزام الكويكبات الرئيسي، ولكن تم الإبلاغ عن العديد من العائلات الصغيرة بين أحصنة طروادة المشتري . ^[116] تم التعرف على عائلات الحزام الرئيسي لأول مرة من قبل كيوتسوغو هيراياما في عام 1918 وغالبًا ما يطلق عليها عائلات هيراياما تكريمًا له.

ينتمي حوالي 30-35% من الأجسام الموجودة في حزام الكويكبات إلى عائلات ديناميكية، ويُعتقد أن كل منها لها أصل مشترك في تصادم سابق بين الكويكبات. كما ارتبطت عائلة بالكوكب القزم البلوتويدي هاوميا .

تمتلك بعض الكويكبات مدارات غير عادية تشبه حدوة الحصان، وهي تدور في مدار مشترك مع الأرض أو كوكب آخر. ومن الأمثلة على ذلك 3753 Cruithne و 2002 AA 29. وقد تم اكتشاف أول حالة من هذا النوع من الترتيب المداري بين قمري زحل إبيميثيوس وجانوس . وفي بعض الأحيان تصبح هذه الأجرام التي تشبه حدوة الحصان أقمارًا شبه مدارية مؤقتًا لبضعة عقود أو بضع مئات من السنين، قبل أن تعود إلى حالتها السابقة. ومن المعروف أن كلًا من الأرض والزهرة يمتلكان أقمارًا شبه مدارية.

إن مثل هذه الأجرام، إذا ارتبطت بالأرض أو الزهرة أو حتى عطارد ، فهي فئة خاصة من كويكبات أتون . ومع ذلك، يمكن أن ترتبط مثل هذه الأجرام بالكواكب الخارجية أيضًا.

في عام 1975، تم تطوير نظام تصنيف الكويكبات على أساس اللون والانعكاس والشكل الطيفي بواسطة تشابمان وموريسون وزيلنر. ^[117] يُعتقد أن هذه الخصائص تتوافق مع تكوين مادة سطح الكويكب. كان نظام التصنيف الأصلي يحتوي على ثلاث فئات: أنواع C للأجسام الكربونية الداكنة (75٪ من الكويكبات المعروفة)، وأنواع S للأجسام الحجرية (السيليكونية) (17٪ من الكويكبات المعروفة) وU لتلك التي لا تتناسب مع C أو S. تم توسيع هذا التصنيف منذ ذلك الحين ليشمل العديد من أنواع الكويكبات الأخرى. يستمر عدد الأنواع في النمو مع دراسة المزيد من الكويكبات.

التصنيفان الأكثر استخدامًا الآن هما تصنيف ثولين وتصنيف SMASS . اقترح ديفيد جيه ثولين التصنيف الأول في عام 1984 ، واستند إلى البيانات التي تم جمعها من مسح كويكبي بثمانية ألوان تم إجراؤه في الثمانينيات. وقد أدى ذلك إلى 14 فئة من الكويكبات. ^[118] في عام 2002، أدى المسح الطيفي للكويكبات الصغيرة في الحزام الرئيسي إلى إصدار معدل من تصنيف ثولين مع 24 نوعًا مختلفًا. يحتوي كلا النظامين على ثلاث فئات عريضة من الكويكبات C وS وX، حيث يتكون X من كويكبات معدنية في الغالب، مثل النوع M. وهناك أيضًا العديد من الفئات الأصغر. ^[119]

إن نسبة الكويكبات المعروفة التي تقع ضمن الأنواع الطيفية المختلفة لا تعكس بالضرورة نسبة جميع الكويكبات التي تنتمي إلى هذا النوع؛ فبعض الأنواع أسهل في الكشف عنها من غيرها، مما يؤدي إلى تحيز الإجماليات.

في الأصل، كانت التسميات الطيفية تستند إلى استنتاجات حول تكوين الكويكب. ^[120] ومع ذلك، فإن التوافق بين الفئة الطيفية والتكوين ليس جيدًا دائمًا، ويتم استخدام مجموعة متنوعة من التصنيفات. وقد أدى هذا إلى ارتباك كبير. على الرغم من أن الكويكبات ذات التصنيفات الطيفية المختلفة من المرجح أن تتكون من مواد مختلفة، فلا توجد ضمانات بأن الكويكبات ضمن نفس الفئة التصنيفية تتكون من نفس المواد (أو مواد مماثلة).

الكويكبات النشطة هي أجسام لها مدارات تشبه الكويكبات ولكنها تظهر خصائص بصرية تشبه المذنبات . أي أنها تظهر ذبولًا أو ذيولًا أو دليلًا بصريًا آخر على فقدان الكتلة (مثل المذنب)، لكن مدارها يظل داخل مدار المشتري (مثل الكويكب). ^{[121] [122]} تم تسمية هذه الأجسام في الأصل بمذنبات الحزام الرئيسي (MBCs) في عام 2006 من قبل الفلكيين ديفيد جيويت وهنري هسيه، لكن هذا الاسم يشير إلى أنها بالضرورة جليدية في التركيب مثل المذنب وأنها موجودة فقط داخل الحزام الرئيسي ، في حين أن العدد المتزايد من الكويكبات النشطة يُظهر أن هذا ليس هو الحال دائمًا. ^{[121] [123] [124]}

أول كويكب نشط تم اكتشافه هو 7968 Elst–Pizarro . تم ​​اكتشافه (ككويكب) في عام 1979 ولكن بعد ذلك وجد أن له ذيلًا بواسطة إريك إلست وجيدو بيزارو في عام 1996 وأعطي تسمية المذنب 133P / Elst-Pizarro. ^{[121] [125]} جسم آخر جدير بالملاحظة هو 311P / PanSTARRS : كشفت الملاحظات التي أجراها تلسكوب هابل الفضائي أنه كان لديه ستة ذيول تشبه المذنبات. ^[126] يُشتبه في أن الذيل عبارة عن تيارات من المواد التي طردها الكويكب نتيجة لكومة من الأنقاض تدور بسرعة كافية لإزالة المواد منها. ^[127]

من خلال الاصطدام بالكويكب ديمورفوس ، جعلته مركبة ناسا الفضائية لاختبار إعادة توجيه الكويكبات المزدوجة كويكبًا نشطًا. اقترح العلماء أن بعض الكويكبات النشطة هي نتيجة لأحداث الاصطدام، لكن لم يلاحظ أحد تنشيط كويكب من قبل. قامت مهمة دارت بتنشيط ديمورفوس في ظل ظروف اصطدام معروفة بدقة ومراقبتها بعناية، مما أتاح الدراسة التفصيلية لتكوين كويكب نشط لأول مرة. ^{[128] [129]} تُظهر الملاحظات أن ديمورفوس فقد ما يقرب من مليون كيلوغرام بعد الاصطدام. ^[130] أنتج الاصطدام عمودًا من الغبار أضاء نظام ديديموس مؤقتًا وطور ذيلًا من الغبار يبلغ طوله 10000 كيلومتر (6200 ميل) واستمر لعدة أشهر. ^{[131] [132] [133]}

وحتى عصر السفر إلى الفضاء، لم يكن من الممكن رصد الأجرام في حزام الكويكبات إلا باستخدام تلسكوبات كبيرة، حيث ظلت أشكالها وتضاريسها لغزاً محيراً. ولا تستطيع أفضل التلسكوبات الأرضية الحديثة وتلسكوب هابل الفضائي الذي يدور حول الأرض سوى حل قدر ضئيل من التفاصيل على أسطح أكبر الكويكبات. ومن الممكن استنتاج معلومات محدودة عن أشكال وتركيبات الكويكبات من منحنيات الضوء (الاختلاف في السطوع أثناء الدوران) وخصائصها الطيفية. ومن الممكن تقدير الأحجام من خلال توقيت أطوال احتجابات النجوم (عندما يمر كويكب أمام نجم مباشرة). ومن الممكن أن تسفر التصوير بالرادار عن معلومات جيدة عن أشكال الكويكبات والمعلمات المدارية والدورانية، وخاصة بالنسبة للكويكبات القريبة من الأرض. ومن الممكن أن توفر عمليات التحليق التي تقوم بها المركبات الفضائية بيانات أكثر كثيراً من أي عمليات رصد أرضية أو فضائية؛ كما توفر بعثات إعادة العينات رؤى حول تركيب الريجوليث.

نظرًا لأن الكويكبات عبارة عن أجسام صغيرة وخافتة إلى حد ما، فإن البيانات التي يمكن الحصول عليها من الرصد الأرضي محدودة. وباستخدام التلسكوبات البصرية الأرضية يمكن الحصول على المقدار المرئي؛ وعند تحويله إلى المقدار المطلق فإنه يعطي تقديرًا تقريبيًا لحجم الكويكب. كما يمكن إجراء قياسات منحنى الضوء بواسطة الرصد الأرضي؛ وعند جمعها على مدى فترة طويلة من الزمن فإنها تسمح بتقدير فترة الدوران واتجاه القطب (أحيانًا) وتقدير تقريبي لشكل الكويكب. تقدم البيانات الطيفية (كل من الضوء المرئي والأشعة تحت الحمراء القريبة) معلومات حول تكوين الجسم، والتي تُستخدم لتصنيف الكويكبات المرصودة. مثل هذه الملاحظات محدودة لأنها توفر معلومات حول الطبقة الرقيقة فقط على السطح (حتى عدة ميكرومتر). ^[134] كما كتب عالم الكواكب باتريك ميشيل :

إن الرصد بالأشعة تحت الحمراء المتوسطة والحرارية، إلى جانب قياسات الاستقطاب، ربما تكون البيانات الوحيدة التي تعطي بعض الدلائل على الخصائص الفيزيائية الفعلية. إن قياس التدفق الحراري للكويكب عند طول موجي واحد يعطي تقديرًا لأبعاد الجسم؛ وهذه القياسات لديها درجة عدم يقين أقل من قياسات ضوء الشمس المنعكس في منطقة طيف الضوء المرئي. وإذا أمكن الجمع بين القياسين، فيمكن استنتاج كل من القطر الفعال والانعكاس الهندسي - حيث يكون الأخير مقياسًا للسطوع عند زاوية الطور الصفرية، أي عندما يأتي الإضاءة من خلف الراصد مباشرة. بالإضافة إلى ذلك، فإن القياسات الحرارية عند طولين موجيين أو أكثر، بالإضافة إلى السطوع في منطقة الضوء المرئي، تعطي معلومات عن الخصائص الحرارية. إن القصور الذاتي الحراري، وهو مقياس لمدى سرعة تسخين المادة أو تبريدها، لمعظم الكويكبات المرصودة أقل من القيمة المرجعية للصخور العارية ولكنه أكبر من قيمة الريجوليث القمري؛ تشير هذه الملاحظة إلى وجود طبقة عازلة من المواد الحبيبية على سطحها. علاوة على ذلك، يبدو أن هناك اتجاهًا، ربما يتعلق بالبيئة الجاذبية، مفاده أن الأجسام الأصغر (ذات الجاذبية المنخفضة) لها طبقة ريجوليث صغيرة تتكون من حبيبات خشنة، في حين أن الأجسام الأكبر حجمًا لها طبقة ريجوليث أكثر سمكًا تتكون من حبيبات دقيقة. ومع ذلك، فإن الخصائص التفصيلية لهذه الطبقة الريجوليث غير معروفة جيدًا من الملاحظات عن بعد. علاوة على ذلك، فإن العلاقة بين القصور الذاتي الحراري وخشونة السطح ليست واضحة، لذلك يحتاج المرء إلى تفسير القصور الذاتي الحراري بحذر. ^{[134] [ اقتباس مفرط ]}

يمكن دراسة الكويكبات القريبة من الأرض والتي تقترب من الكوكب بمزيد من التفاصيل باستخدام الرادار ؛ فهو يوفر معلومات حول سطح الكويكب (على سبيل المثال يمكن أن يظهر وجود حفر وصخور). وقد أجريت مثل هذه الملاحظات بواسطة مرصد أريسيبو في بورتوريكو (طبق 305 متر) ومرصد جولدستون في كاليفورنيا (طبق 70 متر). يمكن أيضًا استخدام ملاحظات الرادار لتحديد ديناميكيات المدار والدوران للأجسام المرصودة بدقة. ^[134]

أجرت المراصد الفضائية والأرضية برامج بحث عن الكويكبات؛ ومن المتوقع أن تكتشف عمليات البحث الفضائية المزيد من الأجسام نظرًا لعدم وجود غلاف جوي يتداخل معها ولأنها قادرة على مراقبة أجزاء أكبر من السماء. رصدت نيو وايز أكثر من 100000 كويكب من الحزام الرئيسي، ورصد تلسكوب سبيتزر الفضائي أكثر من 700 كويكب قريب من الأرض. حددت هذه الملاحظات الأحجام التقريبية لغالبية الأجسام المرصودة، لكنها قدمت تفاصيل محدودة حول خصائص السطح (مثل عمق الريجوليث وتكوينه وزاوية السكون والتماسك والمسامية). ^[134]

كما تمت دراسة الكويكبات بواسطة تلسكوب هابل الفضائي ، مثل تتبع الكويكبات المتصادمة في الحزام الرئيسي، ^{[135] [136]} وتفكك كويكب، ^[137] ومراقبة كويكب نشط بستة ذيول تشبه المذنبات، ^[138] ومراقبة الكويكبات التي تم اختيارها كأهداف لمهام مخصصة. ^{[139] [140]}

وفقا لباتريك ميشيل

لا يمكن استنتاج البنية الداخلية للكويكبات إلا من الأدلة غير المباشرة: الكثافة الظاهرية التي تقيسها المركبات الفضائية، ومدارات الأقمار الصناعية الطبيعية في حالة الكويكبات الثنائية، وانحراف مدار الكويكب بسبب تأثير ياركوفسكي الحراري. تتعرض المركبة الفضائية القريبة من الكويكب للاضطراب الكافي بسبب جاذبية الكويكب للسماح بتقدير كتلة الكويكب. ثم يتم تقدير الحجم باستخدام نموذج لشكل الكويكب. تسمح الكتلة والحجم باستنتاج الكثافة الظاهرية، والتي يهيمن على عدم اليقين فيها عادةً الأخطاء المرتكبة في تقدير الحجم. يمكن استنتاج المسامية الداخلية للكويكبات من خلال مقارنة كثافتها الظاهرية بكثافة نظائرها النيزكية المفترضة، ويبدو أن الكويكبات الداكنة أكثر مسامية (>40٪) من الكويكبات الساطعة. طبيعة هذه المسامية غير واضحة. ^[134]

كان أول كويكب يتم تصويره عن قرب هو 951 Gaspra في عام 1991، تلاه في عام 1993 243 Ida وقمره Dactyl ، وقد تم تصوير جميعها بواسطة مسبار جاليليو في طريقه إلى كوكب المشتري . تشمل الكويكبات الأخرى التي زارتها المركبات الفضائية لفترة وجيزة في طريقها إلى وجهات أخرى 9969 Braille (بواسطة Deep Space 1 في عام 1999)، و 5535 Annefrank (بواسطة Stardust في عام 2002)، و 2867 Šteins و 21 Lutetia (بواسطة مسبار Rosetta في عام 2008)، و 4179 Toutatis (المسبار القمري الصيني Chang'e 2 ، الذي حلّق على مسافة 3.2 كم (2 ميل) في عام 2012).

كان أول مسبار مخصص للكويكبات هو NEAR Shoemaker التابع لوكالة ناسا ، والذي صور 253 Mathilde في عام 1997، قبل الدخول في مدار حول 433 Eros ، وهبط أخيرًا على سطحه في عام 2001. كانت أول مركبة فضائية تدور بنجاح وتهبط على كويكب. ^[141] من سبتمبر إلى نوفمبر 2005، درس مسبار هايابوسا الياباني 25143 Itokawa بالتفصيل وعاد بعينات من سطحه إلى الأرض في 13 يونيو 2010، وهي أول مهمة لإعادة عينات من الكويكب. في عام 2007، أطلقت وكالة ناسا مركبة الفضاء Dawn ، التي دارت حول 4 Vesta لمدة عام، وراقبت الكوكب القزم سيريس لمدة ثلاث سنوات.

انطلق مسبار هايابوسا 2 ، الذي أطلقته وكالة استكشاف الفضاء اليابانية في عام 2014، في مدار حول الكويكب المستهدف 162173 ريوجو لأكثر من عام، وأخذ عينات تم تسليمها إلى الأرض في عام 2020. والمركبة الفضائية الآن في مهمة ممتدة ومن المتوقع أن تصل إلى هدف جديد في عام 2031.

أطلقت وكالة ناسا مركبة أوزيريس ريكس في عام 2016، وهي مهمة لإعادة عينات من الكويكب 101955 بينو . وفي عام 2021، غادر المسبار الكويكب بعينة من سطحه. وتم تسليم العينة إلى الأرض في سبتمبر 2023. وتواصل المركبة الفضائية مهمتها الموسعة، المسماة أوزيريس-أبيكس، لاستكشاف الكويكب القريب من الأرض أبوفيس في عام 2029.

في عام 2021، أطلقت وكالة ناسا اختبار إعادة توجيه الكويكب المزدوج (DART)، وهي مهمة لاختبار التكنولوجيا للدفاع عن الأرض ضد الأجسام الخطرة المحتملة. اصطدمت DART عمدًا بقمر الكوكب الصغير ديمورفوس التابع للكويكب المزدوج ديديموس في سبتمبر 2022 لتقييم إمكانية اصطدام مركبة فضائية لتحويل كويكب عن مسار تصادم مع الأرض. ^[142] في أكتوبر، أعلنت وكالة ناسا نجاح DART، مؤكدة أنها اختصرت فترة مدار ديمورفوس حول ديديموس بحوالي 32 دقيقة. ^[143]

إن مسبار لوسي التابع لوكالة ناسا ، والذي تم إطلاقه في عام 2021، هو مسبار متعدد الكويكبات يركز على التحليق بالقرب من 7 أحصنة طروادة من كوكب المشتري من أنواع مختلفة. وفي حين أنه لم يتم تحديده بعد للوصول إلى هدفه الرئيسي الأول، 3548 Eurybates ، حتى عام 2027، فقد قام بالتحليق بالقرب من كويكب الحزام الرئيسي 152830 Dinkinesh ومن المقرر أن يحلق بالقرب من كويكب آخر 52246 Donaldjohanson في عام 2025. ^{[144] [145]}

• مسبارات فضائية مخصصة للكويكبات
• 
  هايابوسا 2
• 
  فَجر
• 
  لوسي
• 
  النفس

• من المقرر أن يقوم مسبار "سايكي" التابع لوكالة ناسا ، والذي تم إطلاقه في أكتوبر 2023، بدراسة الكويكب المعدني الكبير الذي يحمل نفس الاسم ، ومن المقرر أن يصل إلى هناك في عام 2029.
• من المقرر أن تقوم مركبة الفضاء الأوروبية هيرا ، التي أطلقتها وكالة الفضاء الأوروبية في أكتوبر 2024، بدراسة نتائج اصطدام دارت. ومن المتوقع أن تقيس حجم وشكل الحفرة، والزخم الذي نقلته الاصطدام، لتحديد كفاءة الانحراف الذي أحدثته دارت.
• DESTINY+ هي مهمة تابعة لوكالة استكشاف الفضاء اليابانية للتحليق بالقرب من الجسم الأم لنيزك التوأميات 3200 Phaethon ، بالإضافة إلى العديد من الأجسام الصغيرة. ومن المقرر إطلاقها في عام 2024. ^[146]
• من المقرر إطلاق مركبة الفضاء الصينية Tianwen-2 ^{في عام 2025. [147]} وإذا سارت الأمور كما هو مخطط لها، فسوف تستخدم الدفع الكهربائي الشمسي لاستكشاف الكويكب القريب من الأرض 469219 Kamoʻoalewa والكويكب النشط 311P/PanSTARRS . وتتمثل مهمة المركبة الفضائية في جمع عينات من تربة Kamo'oalewa. ^[148]

تم اقتراح مفهوم تعدين الكويكبات في سبعينيات القرن العشرين. يعرّف مات أندرسون تعدين الكويكبات الناجح بأنه "تطوير برنامج تعدين قادر على تحقيق الاكتفاء الذاتي ماليًا ومربح لمستثمريه". ^[149] وقد اقترح أن الكويكبات قد تُستخدم كمصدر للمواد التي قد تكون نادرة أو مستنفدة على الأرض، ^[150] أو مواد لبناء موائل فضائية . قد يتم استخراج المواد الثقيلة والمكلفة لإطلاقها من الأرض يومًا ما من الكويكبات واستخدامها في التصنيع والبناء الفضائي . ^{[151] [152]}

مع تزايد احتمالات نضوب الموارد على الأرض، أصبحت فكرة استخراج العناصر القيمة من الكويكبات وإعادتها إلى الأرض لتحقيق الربح، أو استخدام الموارد الفضائية لبناء أقمار صناعية تعمل بالطاقة الشمسية وموائل فضائية ، ^{[153] [154]} أكثر جاذبية. نظريًا، يمكن للمياه المعالجة من الجليد أن تزود مستودعات الوقود المدارية بالوقود . ^{[155] [156]}

من منظور علم الأحياء الفلكي ، قد يوفر التنقيب عن الكويكبات بيانات علمية للبحث عن ذكاء خارج الأرض ( SETI ). اقترح بعض علماء الفيزياء الفلكية أنه إذا استخدمت الحضارات المتقدمة خارج الأرض تعدين الكويكبات منذ فترة طويلة، فقد تكون السمات المميزة لهذه الأنشطة قابلة للاكتشاف. ^{[157] [158] [159]}

هناك اهتمام متزايد بتحديد الكويكبات التي تتقاطع مداراتها مع مدار الأرض ، والتي قد تصطدم بالأرض إذا أتيحت لها الفرصة الكافية. المجموعات الثلاث الأكثر أهمية من الكويكبات القريبة من الأرض هي أبولو ، وآمور ، وأتينس .

تم اكتشاف الكويكب القريب من الأرض 433 إيروس منذ عام 1898، وجلبت ثلاثينيات القرن العشرين موجة من الأجسام المشابهة. حسب ترتيب الاكتشاف، كانت هذه: 1221 أمور ، 1862 أبولو ، 2101 أدونيس ، وأخيرًا 69230 هيرميس ، الذي اقترب إلى مسافة 0.005  وحدة فلكية من الأرض في عام 1937. بدأ علماء الفلك يدركون احتمالات اصطدام الأرض.

وقد زاد حدثان في العقود اللاحقة من حدة القلق: القبول المتزايد لفرضية ألفاريز القائلة بأن حدث اصطدام أدى إلى انقراض العصر الطباشيري-الباليوجيني ، وملاحظة اصطدام المذنب شوميكر-ليفي 9 بالمشتري في عام 1994. كما رفع الجيش الأمريكي السرية عن المعلومات التي تفيد بأن أقماره الصناعية العسكرية ، المصممة للكشف عن الانفجارات النووية ، قد رصدت مئات من اصطدامات الغلاف الجوي العلوي بأجسام يتراوح قطرها من متر واحد إلى عشرة أمتار.

ساعدت كل هذه الاعتبارات في تحفيز إطلاق مسوحات عالية الكفاءة، تتكون من كاميرات جهاز اقتران الشحنة ( CCD ) وأجهزة كمبيوتر متصلة مباشرة بالتلسكوبات. اعتبارًا من عام 2011 ^[تحديث]، قُدِّر أنه تم اكتشاف ما بين 89% إلى 96% من الكويكبات القريبة من الأرض التي يبلغ قطرها كيلومترًا واحدًا أو أكثر. ^[51] اعتبارًا من 29 أكتوبر 2018 ^[تحديث]، اكتشف نظام LINEAR وحده 147132 كويكبًا. ^[160] من بين المسوحات، تم اكتشاف 19266 كويكبًا قريبًا من الأرض ^[161] بما في ذلك ما يقرب من 900 كويكب يزيد قطرها عن كيلومتر واحد (0.6 ميل). ^[162]

في يونيو 2018، حذر المجلس الوطني للعلوم والتكنولوجيا من أن الولايات المتحدة غير مستعدة لحدث اصطدام كويكب، وقد طور وأصدر "خطة عمل استراتيجية الاستعداد الوطني للأجسام القريبة من الأرض" للاستعداد بشكل أفضل. ^{[163] [164] [165]} وفقًا لشهادة الخبراء في الكونجرس الأمريكي في عام 2013، ستحتاج وكالة ناسا إلى خمس سنوات على الأقل من التحضير قبل إطلاق مهمة لاعتراض كويكب. ^[166]

تختلف تقنيات تجنب الاصطدام المختلفة فيما يتعلق بمقاييس مثل الأداء العام والتكلفة ومخاطر الفشل والعمليات والاستعداد التكنولوجي. ^[167] هناك طرق مختلفة لتغيير مسار الكويكب/المذنب. ^[168] يمكن التمييز بين هذه الطرق من خلال أنواع مختلفة من السمات مثل نوع التخفيف (الانحراف أو التفتت)، ومصدر الطاقة (الحركية، أو الكهرومغناطيسية، أو الجاذبية، أو الشمسية/الحرارية، أو النووية)، واستراتيجية الاقتراب (اعتراض، ^{[169] [170]} لقاء، أو محطة بعيدة).

تنقسم الاستراتيجيات إلى مجموعتين أساسيتين: التفتيت والتأخير. ^{[168] [171]} تركز التفتيت على جعل الجسم المؤثر غير ضار عن طريق تفتيته وتشتيت الشظايا بحيث تفوت الأرض أو تكون صغيرة بما يكفي لتحترق في الغلاف الجوي. يستغل التأخير حقيقة أن الأرض والجسم المؤثر في مدار. يحدث الاصطدام عندما يصل كلاهما إلى نفس النقطة في الفضاء في نفس الوقت، أو بشكل أكثر دقة عندما تتقاطع نقطة ما على سطح الأرض مع مدار الجسم المؤثر عندما يصل الجسم المؤثر. نظرًا لأن قطر الأرض يبلغ حوالي 12750 كم وتتحرك بسرعة 30 كم في الثانية تقريبًا في مدارها، فإنها تقطع مسافة قطر كوكب واحد في حوالي 425 ثانية، أو ما يزيد قليلاً عن سبع دقائق. يمكن أن يؤدي تأخير وصول الجسم المؤثر أو تقديمه بأوقات بهذا الحجم، اعتمادًا على الهندسة الدقيقة للاصطدام، إلى تفويته للأرض. ^[172]

كان " مشروع إيكاروس " أحد المشاريع الأولى المصممة في عام 1967 كخطة طوارئ في حالة الاصطدام بـ 1566 إيكاروس . اعتمدت الخطة على صاروخ ساتورن 5 الجديد ، والذي لم يقم بأول رحلة له حتى بعد اكتمال التقرير. سيتم استخدام ستة صواريخ ساتورن 5، كل منها يطلق على فترات متفاوتة من أشهر إلى ساعات بعيدًا عن الاصطدام. كان من المقرر أن يتم تزويد كل صاروخ برأس حربي نووي واحد بقوة 100 ميغا طن بالإضافة إلى وحدة خدمة أبولو معدلة ووحدة قيادة أبولو غير مأهولة للتوجيه إلى الهدف. سيتم تفجير الرؤوس الحربية على بعد 30 مترًا من السطح، مما يؤدي إلى انحراف الكويكب أو تدميره جزئيًا. اعتمادًا على التأثيرات اللاحقة على المسار أو تدمير الكويكب، سيتم تعديل أو إلغاء المهام اللاحقة حسب الحاجة. سيكون الإطلاق "الأخير" للصاروخ السادس قبل 18 ساعة من الاصطدام. ^[173]

الكويكبات وحزام الكويكبات من العناصر الأساسية في قصص الخيال العلمي. تلعب الكويكبات عدة أدوار محتملة في الخيال العلمي: كمكان قد يستعمره البشر، وموارد لاستخراج المعادن، والمخاطر التي تواجهها المركبات الفضائية التي تسافر بين نقطتين أخريين، وكتهديد للحياة على الأرض أو الكواكب المأهولة الأخرى، والكواكب القزمة، والأقمار الطبيعية من خلال الاصطدام المحتمل.

• كويكب خارجي
• قائمة الكواكب الصغيرة
• قائمة الكويكبات الاستثنائية
• قائمة الكويكبات التي اقتربت من الأرض
• كوكب صغير مفقود
• معاني أسماء الكواكب الصغيرة

• باديسكو، فيوريل، محرر (2013). الكويكبات: مصادر الطاقة والمواد المحتملة. برلين: سبرينغر. رمز الكتاب : 2013aste.book.....B. doi : 10.1007/978-3-642-39244-3. ISBN 978-3-642-39244-3.
• بارنز-سفارني، باتريشيا إل. (2003). الكويكب: مدمر الأرض أم حدود جديدة؟. كامبريدج، ماساتشوستس: كتب أساسية. رقم ISBN 978-0-7382-0885-5.
• بينزيل، ريتشارد ب .؛ جيرلز، توم ؛ ماثيوز، ميلدريد شابلي، محررون (1989). الكويكبات الجزء الثاني . توسان: مطبعة جامعة أريزونا. رقم ISBN 978-0-8165-1123-5.
• بوتكي، ويليام ف . سيلينو، ألبرتو؛ باوليتشي، باولو؛ بينزيل، ريتشارد ب. ، محررون. (2002). الكويكبات الثالث. توكسون: مطبعة جامعة أريزونا. رقم ISBN 978-0-8165-4651-0.
• كوال، تشارلز ت. (1996). الكويكبات: طبيعتها واستخداماتها (الطبعة الثانية). تشيتشيستر، إنجلترا: جيه وايلي. ISBN 978-0-471-96039-3.
• ميتزجر، فيليب ت .؛ سايكس، مارك ف.؛ ستيرن، آلان؛ رونيون، كيربي (فبراير 2019). "إعادة تصنيف الكويكبات من كواكب إلى غير كواكب". إيكاروس . 319 : 21–32. arXiv : 1805.04115 . Bibcode :2019Icar..319...21M. doi :10.1016/j.icarus.2018.08.026. S2CID  119206487.
• ميشيل، باتريك ؛ دي ميو، فرانسيسكا إي؛ بوتكي، ويليام إف ، محررون (2015). الكويكبات الرابع . هيوستن: معهد القمر والكواكب. رقم ISBN 978-0-8165-3218-6.
• بيبلز، كيرتس (2000). الكويكبات: تاريخ . واشنطن العاصمة: مطبعة مؤسسة سميثسونيان. رقم ISBN 978-1-56098-389-7.

• "قائمة أبجدية لأسماء الكواكب الصغيرة". مركز الكواكب الصغيرة. الاتحاد الفلكي الدولي.
• "مقالات عن الكويكبات في اكتشافات أبحاث علم الكواكب". علم الكواكب. جامعة هاواي.
• "موقع مراقبة الكويكبات التابع لمختبر الدفع النفاث " .
• موقع ناسا لمراقبة الكويكبات والمذنبات
• مقارنة أحجام الكويكبات (فيديو؛ 2:40) على يوتيوب