Asteroidivyöhyke

**Asteroidivyöhykkeellä** tarkoitetaan yleensä Marsin ja Jupiterin ratojen välissä sijaitsevaa aluetta, jossa Aurinkoa kiertää suuri määrä pienehköjä taivaankappaleita ja pikkuplaneettoja, joita kutsutaan asteroideiksi. Asteroidi-nimityksellä on aikaisemmin viitattu kaikkiin pikkuplaneettoihin, mutta nykyisin kaikki eivät pidä Aurinkokunnan ulkolaitojen pikkuplaneettoja asteroideina. Planeetan määritelmässäkin asteroidit ja TNO:t mainitaan erikseen. Asteroidi-nimityksen voidaankin katsoa viittaavan Aurinkokunnan sisäosien pikkuplaneettoihin. Niistä suurin osa on juuri asteroidivyöhykkeellä, mutta koska on olemassa myös Maan lähelle tulevia asteroideja ja troijalaisia asteroideja, Marsin ja Jupiterin väliseen vyöhykkeeseen viitataan myös nimellä **päävyöhyke**. Asteroidivyöhykkeen kohteita kutsutaankin *päävyöhykkeen asteroideiksi*. Suurin osa asteroideista on epäsäännöllisen muotoisia aurinkokunnan pienkappaleita.

Ceres, Pallas, Vesta ja Hygiea ovat suurimmat päävyöhykkeen asteroidit. Niiden kaikkien läpimitta on yli 400 kilometriä, ja niissä on suuri osa päävyöhykkeen massasta. Cereksessä yksin on noin kolmannes vyöhykkeen massasta. Asteroideista suurin, noin 950 kilometrin läpimittainen Ceres on myös niistä tällä hetkellä ainoa, joka luokitellaan kääpiöplaneetaksi, sillä se on painovoimansa pyöreäksi muokkaama taivaankappale. Myös Vesta ja Pallas (ehkä myös Hygiea) saattavat täyttää kääpiöplaneetan määritelmän.

## Löytyminen

Johannes Kepler oli jo vuonna 1596 huomannut Marsin ja Jupiterin välisen suuren aukon, jonne mahtuisi vielä yksi planeetta. Vuonna 1766 Johann Daniel Titius keksi kaavan planeettojen etäisyydelle Auringosta. Kaavan toi julkisuuteen Johann Elert Bode hieman tätä myöhemmin. Kaava tunnetaankin nykyään nimellä Titiuksen–Boden laki. Kun William Herschel sitten löysi vuonna 1781 planeetan Saturnuksen takaa, joka myöhemmin sai nimen Uranus, sen etäisyyden huomattiin sopivan Titiuksen–Boden lakiin.

Uranuksen löydyttyä Marsin ja Jupiterin välisen planeetan olemassaoloon alettiin uskoa ja 11. syyskuuta 1800 paroni Franz von Zachin ja Johann Schroeterin johtama eurooppalaisten tähtitieteilijöiden ryhmä jakoi ekliptikan alueisiin systemaattisen etsinnän käynnistämiseksi Marsin ja Jupiterin välisen planeetan löytämiseksi. He eivät kuitenkaan ehtineet edes kunnolla aloittaa, kun sisilialainen tähtitieteilijä Giuseppe Piazzi löysi sattumalta heidän etsimänsä planeetan 1. tammikuuta 1801. Se sai nimen Ceres.

Kun Cerestä sen löytymisen jälkeen havainnoinut Heinrich Olbers sitten täysin odottamatta löysi Pallaksen 28. maaliskuuta 1802, sen keskietäisyyden havaittiin olevan suurin piirtein sama kuin Cerekselläkin. William Herschel ehdotti samana vuonna, että Cerestä ja Pallasta voisi sanoa *asteroideiksi*, eli tähdennäköisiksi, sillä toisin kuin muut planeetat, ne näyttivät pienen kokonsa vuoksi ajan parhaillakin kaukoputkilla vain tähtimäisiltä valopisteiltä. Herschelin mielestä Ceres ja Pallas eivät olleet kunnon planeettoja. Monet tähtitieteilijät eivät kuitenkaan hyväksyneet tätä, ja Cerestä ja Pallasta pidettiin edelleen planeettoina.

Sitten vuonna 1804 Karl Ludwig Harding löysi Junon ja Heinrich Olbers löysi Vestan vuonna 1807. Monen vuosikymmenen ajan tähtitieteelliset teokset kertoivat aurinkokunnassa olevan 11 planeettaa: Merkurius, Venus, Maa, Mars, Vesta, Juno, Ceres, Pallas, Jupiter, Saturnus ja Uranus. Tilanne muuttui vasta vuonna 1845, kun K. L. Hencke löysi Astraean. Vuonna 1847 löydettiinkin jo kolme uutta asteroidia: Hebe, Iris ja Flora. Vuonna 1851 Marsin ja Jupiterin välillä kiertäviä taivaankappaleita tunnettiin jo 15. Näistä viimeisimpänä löydetty oli Eunomia. Aluksi ne luettiin muiden lailla keskietäisyytensä mukaisessa järjestyksessä Auringosta lukien planeettojen luettelon, ja jokaisella niistä oli oma erityinen symbolinsa.

Tähän kuitenkin tuli muutos jo vuonna 1851, kun J. F. Encke muutti asteroidien vanhat symbolit löytöjärjestyksen mukaisiksi ympyröidyiksi numeroiksi, ja merkitsi ne löytöjärjestyksen mukaisesti. Hän ei tehnyt tätä kuitenkaan erottaakseen asteroideja planeetoista, vaan vain helpottaakseen symbolien merkitsemistä ja uusien symbolien laatimista. Encke ei kuitenkaan aluksi muuttanut Vestan, Junon, Cereksen ja Pallaksen symboleja ja merkitsi ne edelleen etäisyyden mukaan. Ensimmäinen numerosymbolin saanut asteroidi oli Astraea, ja sen uusi symboli oli ympyröity numero yksi (①), Heben uusi symboli oli ② ja Eunomian ⑪. Vuonna 1852 hän kuitenkin muutti numeroinnin alkamaan viitosesta, niin että Astraean symboliksi tuli ⑤, Heben ⑥ ja Eunomian ⑮. Vuonna 1864 myös Ceres, Pallas, Juno ja Vesta saivat uudet symbolit (①, ②, ③ ja ④) ja ne luettiin muiden asteroidien tavoin löytöjärjestyksen mukaisesti. Vaikka uudet symbolit saivatkin laajan kannatuksen, niin jotkut tähtitieteilijät, esimerkiksi Iriksen, Floran, Victorian ja muutaman muun asteroidin löytäjä John Russell Hind eivät kuitenkaan pitäneet ympyröidyistä numeroista, vaan käyttivät edelleen vanhoja symboleja.

Vähitellen tähtitieteilijät päättivätkin, etteivät nämä pienet taivaankappaleet ole oikeita planeettoja. Sen sijaan nimitykset *[[pikkuplaneetta]]* ja *[[asteroidi]]* tulivat yleiseen käyttöön. Lisäksi numerosymbolit muuntuivat asteroidien nimien edellä merkittäviksi järjestysnumeroiksi. Cereksestä tuli 1 Ceres, Pallaksesta 2 Pallas, Junosta 3 Juno, Vestasta 4 Vesta, Astraeasta 5 Astraea ja niin edelleen. Aluetta Marsin ja Jupiterin välillä ruvettiin kutsumaan *asteroidivyöhykkeeksi*. Sittemmin päävyöhykkeen asteroideja on löydetty tuhansia. Vuonna 2006 Ceres luokiteltiin kääpiöplaneetaksi.

## Alkuperä

Aluksi ajateltiin, että asteroidivyöhyke oli syntynyt suuremman planeetan hajotessa palasiin. Tämän teorian keksi Heinrich Olbers aikana, jolloin asteroideja pidettiin vielä planeettoina, mutta niiden tiedettiin olevan pienehköjä. Oikeastaan asteroidivyöhykettä ei tuolloin vielä tiedetty olevan olemassa sillä ainoastaan Ceres ja Pallas tunnettiin tuolloin. 1800-luvun alussa uskottiinkin, että neljä pientä planeettaa: Vesta, Juno, Ceres ja Pallas ovat saattaneet aluksi muodostaa yhden suuremman planeetan.

Nykyisin kuitenkin uskotaan, että asteroidit ovat Jupiterin ja Marsin ratojen väliin jäänyttä materiaalia, joka ei koskaan päässyt muodostumaan planeetaksi Jupiterin gravitaatiovaikutuksen vuoksi. Tähän viittaavat esimerkiksi eri asteroidien väliset kemialliset erot sekä se, että Vesta, Ceres ja Pallas ovat ominaisuuksiltaan protoplaneetarisia kappaleita; Vestalla ja Cereksellä on esimerkiksi planeettojen ja suurten kuiden tavoin kerrostunut rakenne: ydin, vaippa ja kuori.

Asteroidivyöhykkeellä on tiettävästi tapahtunut asteroidien pilkkoutumista ja yhdistymistä törmäysten seurauksena. Asteroidiryhmien olemassaolo todistaa törmäyksistä. Vuonna 2010 havaittiin kohde P/2010 A2, jonka uskotaan olevan kahden päävyöhykkeen asteroidin välinen törmäys. Myös 596 Scheilaan on havaittu törmänneen kappale.

## Päävyöhykkeen rakenteesta

Päävyöhykkeen etäisyys Auringosta on noin 2–4 AU, mutta asteroidit jakautuvat vyöhykkeelle epätasaisesti: tietyillä etäisyyksillä Auringosta asteroideja on suhteellisesti hyvin vähän. Jupiter on gravitaatiovaikutuksellaan häirinnyt päävyöhykkeen asteroideja ja poistanut niitä vyöhykkeeltä Kirkwoodin aukkojen kohdalta. Aukkojen kohdalla asteroidivyöhykkeen pikkuplaneetta ja Jupiter ovat tietyissä rataresonansseissa. Merkittävimmät aukkojen resonanssit ovat: 2:1, 3:1, 5:3, ja 7:2 (3,3; 2,5; 3,7 ja 2,3 AU:n etäisyydellä Auringosta). Rataresonanssi tarkoittaa taivaankappaleiden kiertoaikojen suhdetta, esim. Kirkwoodin aukon 2:1 resonanssissa pikkuplaneetta kiertää Auringon kahdesti ajassa jossa Jupiter suorittaa vain yhden kierroksen. Vaikka suurin osa Jupiter-resonansseista on epävakaita, niin Hilda-ryhmän kappaleet asteroidivyöhykkeen ulko-osissa (kuten 153 Hilda) ovat vakaassa 3:2 resonanssissa Jupiterin kanssa. Päävyöhykkeen sisäreunan 4:1 Kirkwoodin aukon kohdalla sijaitsee Hungaria-ryhmä, jonka kappaleet ovat pysyneet radoillansa suuren inklinaationsa (radan kaltevuus) vuoksi, mutta ne eivät silti ole vakaita. Ryhmä on nimetty 434 Hungarian mukaan.

Asteroidivyöhyke kuvaillaan yleensä elokuvissa tai kirjoissa niin tiheäksi, että sen läpäiseminen tuottaisi suurehkoja vaikeuksia avaruusalukselle. Todellisuudessa asteroidit ovat levittäytyneet niin suurelle alueelle, että mahdollisuus edes satunnaisen asteroidin läheltä sivuuttamiseen on hyvin epätodennäköistä. Monia avaruusluotaimia on lähetetty sen läpi, eikä niillä ole ollut mitään ongelmia. On esitetty arvioita, että olisi noin miljoona päävyöhykkeen asteroidia, joiden läpimitta on suurempi kuin 1&nbsp;km. Näiden kappaleiden etäisyys toisiinsa olisi täten arviolta keskimäärin noin miljoona kilometriä. Tämä on noin 2,5 kertaa Maan ja Kuun etäisyys toisiinsa. 100&nbsp;m–1&nbsp;km:n läpimittaisten asteroidivyöhykkeen kohteiden keskimääräinen etäisyys olisi eräiden olettamusten mukaan kuitenkin arviolta vain noin 100&nbsp;000&nbsp;km, mikä vastaa neljäsosaa Maan ja Kuun etäisyydestä toisiinsa. Siltikin tämä etäisyys on erittäin suuri, yli seitsemän kertaa Maan läpimitan suuruinen. Mahdollisuus, että luotain ei selviäisi asteroidivyöhykkeen läpi, on lähes olematon.

Itse asiassa avaruusluotainten on täytynyt valita lentoreittinsä tarkasti, jos niiden on haluttu ohittavan edes yhden asteroidivyöhykkeen pikkuplaneetan lähietäisyydeltä. NASA:n Galileo-luotaimen työryhmältä vaadittiinkin vaivannäköä, kun he yrittivät selvittää mikä asteroideista olisi tarpeeksi lähellä Galileon reittiä, jotta luotain voisi suorittaa tarpeelliset lentoreitin muutokset lähiohituksen onnistumiseksi. Tämä kuitenkin johti ensimmäiseen lähikuvaan asteroidista, 951 Gasprasta ja myöhemmin myös 243 Idasta.

Päävyöhykkeen asteroidien ratojen eksentrisyys (soikeus) on yleensä vähemmän kuin noin 0,33 ja inklinaatio (kaltevuus) on yleensä alle noin 20 astetta. Yhteensä päävyöhykkeen asteroideista tulisi halkaisijaltaan noin 1300–1500&nbsp;km kokoinen kappale, joka olisi noin 4&nbsp;% Kuun massasta. Materiaa on ollut enemmänkin, mutta siitä suurin osa on jo pudonnut Aurinkoon tai poistunut aurinkokunnasta pääasiassa noin 4 miljardia vuotta sitten tapahtuneen jättiläisplaneettojen vaelluksen aikana.

## Asteroidiryhmät

Asteroideja voidaan ryhmitellä niin sanottuihin asteroidiryhmiin (); samassa ryhmässä asteroidien puhtaat rata-arvot (rataelementit) ovat lähellä toisiaan: muun muassa radan isoakselin puolikas, inklinaatio ja eksentrisyys. Ryhmien arvellaan muodostuneen isompien asteroidien törmäyksistä toisiinsa. On myös olemassa asteroideja, joiden radat ovat samantyyppiset, mutta niiden alkuperä ei ole sama kappale vaan ne ovat syntyneet erikseen, esim. Hildat. Noin puolet asteroideista kuuluu johonkin asteroidiryhmään. Hungaria- ja Phocaea-ryhmät erottuvat muusta päävyöhykkeestä suuren inklinaationsa vuoksi. Hungaria-ryhmä sijaitsee epävakaan 4:1 Jupiter-rataresonanssin alueella päävyöhykkeen sisäosissa, mutta Hungaria-asteroidien suuri inklinaatio suojaa niitä. Hildojen tapaan nämä ryhmät eivät välttämättä ole törmäyksen tuotetta vaan niiden kappaleet vain kulkevat samantyyppisillä radoilla.

Japanilainen tähtitieteilijä Kiyotsugu Hirayama totesi ryhmien olemassaolon vuonna 1918 laskemalla asteroidien puhtaita rata-arvoja. Hirayama määritteli ryhmistä viisi: Koronis, Eos, Themis ja myöhemmin Flora ja Maria. Ryhmiä voidaan kutsua joskus Hirayama-ryhmiksi, erityisesti Hirayaman löytämää viittä asteroidiryhmää. Nykyään ryhmiä tunnetaan enemmän. Lisäksi päävyöhykkeen asteroidien 9 Metis ja 113 Amalthea on havaittu olevan samaa alkuperää, eli niiden uskotaan olevan entisen asteroidiryhmän suurimmat jäsenet, jotka ovat siitä enää jäljellä. Suurin osa ryhmän massasta on jo hävinnyt.

## Päävyöhykkeen asteroidien ominaisuuksia

Suurin osa päävyöhykkeen asteroideista on melko pieniä kappaleita. Vyöhykkeellä on vain noin 200 kappaletta, joiden läpi­mitta on noin 100&nbsp;km tai enemmän. 200&nbsp;km:n läpimittaisia tai suurempia päävyöhykkeen asteroideja on kuitenkin vain 27. Monet päävyöhykkeen asteroideista ovat löyhiä kivikasoja, joiden sisällä on tyhjää tilaa. Ne ovat myös epäsäännöllisen muotoisia eli aurinkokunnan pienkappaleita, sillä niiden painovoima ei riitä pyöreän muodon saavuttamiseen.

Suurimmat asteroidit Ceres (952&nbsp;km), Pallas (545&nbsp;km) ja Vesta (530&nbsp;km) ovat varsinaisten planeettojen tavoin pieniä kappaleita kehittyneempiä taivaankappaleita, niissä on esim. tapahtunut aineiden erottumista. Ne ovatkin aurinkokunnan synnystä selvinneitä protoplaneettoja. Vesta muistuttaa rakenteeltaan kiviplaneettoja; sillä on rautaydin, jota ympäröivät kivinen vaippa ja kuori. Ceres muistuttaa kaasujättiläisten jäisiä kuita; sillä on kivinen ydin, jota ympäröi jäinen vaippa. Myös Pallaksessa on todennäköisesti tapahtunut aineiden erottumista kiviseksi ytimeksi ja jäiseksi vaipaksi. Se on ominaisuuksiltaan jotain Vestan ja Cereksen väliltä. Pallaksen radan suuri inklinaatio saattaa johtua sen kokemasta suuresta törmäyksestä. Vestan tiedetään kokeneen kaksi valtavaa törmäystä, jotka muodostivat sen pinnalle jättiläiskraatterit Veneneia ja Rheasilvia noin 2–1 miljardia vuotta sitten. Cereksellä näyttäisi tapahtuvan vesihöyryn purkauksia. Tämä viittaa siihen, että Cereksellä olisi myös ohut vesikaasukehä.

Hygiea (407&nbsp;km) on neljänneksi suurin asteroidi, ja se kiertää Aurinkoa kauempana kuin Vesta, Ceres ja Pallas. Se on hiilipitoinen primitiivinen kappale, jonka pinnalla on havaittavissa joillain alueilla nestemäisen veden muokkaamaa koostumusta. Tämä saattaa johtua Hygiean aikaisemmin kokemasta suuresta törmäyksestä. Monet päävyöhykkeen kohteista on kuitenkin suurempien protoplaneettojen hajoamisessa syntyneitä pirstaleita. Tällaisia ovat esimerkiksi 158 Koronis ja 243 Ida. Pirstaleiden ja protoplaneettojen lisäksi osa asteroideista saattaa olla planetesimaaleja, jotka selvisivät Aurinkokunnan syntyajoista. Sellainen näyttäisi olevan 121&nbsp;x&nbsp;101&nbsp;x&nbsp;75&nbsp;kilometrin läpimittainen 21 Lutetia.

### Tietoja valituista asteroideista

### Asteroidien koostumus

Asteroidin koostumusta voidaan selvittää tutkimalla sen lähettämän valon spektriä. Asteroideja luokitellaan muutamaan perustyyppiin: suurimmat luokat ovat suuruusjärjestyksessä hiilipitoiset, silikaattipitoiset ja metallipitoiset (=rautapitoiset).

Suurin osa rauta- ja silikaattipitoisista asteroideista kiertää alle 2,5 AU:n etäisyydellä auringosta ja hiilipitoiset asteroidit yli 2,5 AU:n etäisyydellä. Tällöin suurin osa päävyöhykkeen asteroideista on hiilipitoisia. Joissain päävyöhykkeen asteroideissa, kuten 24 Themis, on myös jonkin verran vesijäätä.

### Päävyöhykkeen komeetat

Päävyöhykkeen komeetat ovat komeettamaista aktiivisuutta osoittavia taivaankappaleita, jotka kiertävät Aurinkoa päävyöhykkeellä. Niiden radat muistuttavat muiden päävyöhykkeen kappaleiden ratoja, sillä niiden eksentrisyys ja inklinaatio ovat päävyöhykkeen asteroideille tyypillisiä. Päävyöhykkeen komeettoja ei tunneta vielä kovin monta. Päävyöhykkeen komeetat 7968 Elst-Pizarro (133P/Elst-Pizarro) ja 118401 LINEAR (176P/LINEAR) luokitellaan sekä pikkuplaneettoihin että komeettoihin.

### Asteroidien kuut
*Luettelo päävyöhykkeen asteroidien kuista löytyy artikkelista [[Pikkuplaneetan kuu]], kohdasta päävyöhykkeen asteroidit.*

Kaikki päävyöhykkeen asteroideista eivät kierrä Aurinkoa yksinään, vaan joillain niistä on myös oma kiertolaisensa eli oma kuu. Ensimmäinen löydetty päävyöhykkeen asteroidin kuu oli 243 Idan kuu Dactyl, jonka Galileo-luotaimen tutkijat löysivät vuonna 1994. Myöhemmin asteroidien kuita on löydetty lisää, esim. 22 Kalliopella on kuu nimeltä Linus. Joillain päävyöhykkeen asteroideista kuten 45 Eugenia, 87 Sylvia ja 93 Minerva on kaksi kuuta.

### Asteroidien nimet

Koska asteroideja pidettiin aluksi planeettoina ja koska ensimmäisinä löytyneet asteroidit sijaitsivat juuri päävyöhykkeellä, niin ensimmäisinä löytyneiden päävyöhykkeen asteroidien nimet ovat samantyyppisiä kuin varsinaisilla planeetoilla. Esimerkiksi Ceres, Pallas, Juno, Vesta ja Hygiea ovat saaneet nimensä roomalaisen ja kreikkalaisen mytologian jumalattarilta. Kun asteroideista sitten tuli pikkuplaneettoja eikä niitä enää pidetty varsinaisina planeettoina, niin lopulta niille alettiin antaa myös ei-mytologisia nimiä. Ensimmäisen ei-mytologisen nimen sai vuonna 1852 löytynyt 20 Massalia, jonka nimi tulee Marseillen kaupungin kreikankielisen nimen mukaan. Nykyään päävyöhykkeen asteroideille voi antaa hyvin monenlaisia nimiä, ja asteroidivyöhykkeellä kiertääkin hyvin monentyyppisin nimin nimettyjä pikkuplaneettoja, kuten 216 Kleopatra, 2309 Mr. Spock, 9949 Brontosaurus ja 110393 Rammstein. 1930- ja 40-lukujen taite oli Suomessa asteroidietsinnän kulta-aikaa, ja tästä onkin muistona monta suomalaista asteroidin nimeä. Niitä ovat esim. 1454 Kalevala, 1512 Oulu ja 2828 Iku-Turso. Koska nykyään tunnetaan hyvin monia päävyöhykkeen asteroideja, on suuri osa niistä vielä nimeämättä, esim. (67890) 2000 WK<sub>61</sub>, (134339) 5628 T-3, (123456) 2000 WO<sub>137</sub> ja (280002) 2001 UT<sub>157</sub>.

## Tutkimus

Joitain päävyöhykkeen kappaleita on tutkittu avaruusluotaimilla. Ensimmäinen vyöhykkeen alueen läpi lentänyt luotain oli Pioneer 10 vuonna 1972. Ennen luotaimen lentoa vyöhykkeen ylityksen pelättiin olevan vaarallinen. Pioneer 10 ei kuitenkaan vielä tutkinut päävyöhykkeen asteroideja, vaan sitä teki vasta Jupiteria tutkimaan lähetetty Galileo, joka ohitti 951 Gaspran vuonna 1991 ja 243 Idan ja sen Dactyl-kuun vuonna 1993. Maan lähelle tulevaa asteroidia 433 Eros tutkimaan lähetetty NEAR Shoemaker luotain lensi myös päävyöhykkeen asteroidi 253 Mathilden ohi vuonna 1997. Cassini-luotain ohitti 2685 Masurskyn vuonna 2000 ja Stardust ohitti 5535 Annefrankin vuonna 2002. New Horizons-luotain ohitti 132524 APL:n vuonna 2006. Rosetta-luotain ohitti 2867 Šteinsin vuonna 2008 ja 21 Lutetian vuonna 2010.

Päävyöhykkeen suuria protoplaneettoja Vestaa ja kääpiöplaneetta Cerestä tutkimaan lähetetty Dawn-luotain on ensimmäinen päävyöhykkeen asteroideja tutkiva kiertolaisluotain. Kaikki edelliset luotaimet ovat tehneet vain ohilentoja. Edelliset asteroideja kiertäneet luotaimet olivat tutkineet Maan lähelle tulevia asteroideja. Vesta ja Ceres ovat erittäin paljon suurempia kuin aikaisemmin luotaimilla tutkitut asteroidit, sillä Vesta ja Ceres ovat kaksi massiivisinta asteroidia. Luotain saapui Vestan kiertoradalle 16. heinäkuuta 2011, ja palasi Aurinkoa kiertävälle radalle 5. syyskuuta 2012. Luotain saapuu Cereksen kiertoradalle helmikuussa 2015. Cerekselle on suunniteltu myös laskeutujaluotainta, joka käyttäisi hyväkseen Dawn-luotaimen kääpiöplaneetasta keräämiä tietoja.

## Katso myös
*Kirkwoodin aukko
*Rataresonanssi
*Asteroidiluokat
*Palermon asteikko
*Torinon asteikko

## Lähteet

## Aiheesta muualla

*Ask an astrophysicist – The Danger to Spacecraft Crossing the Asteroid Belt (Nasa) 
*Asteroid facts  (Planetary Society) 
*Esitelmä pikkuplaneetoista Kirkkonummen Komeetta
*Asteroidi  Turun yliopisto – Tuorlan observatorio
*Pikkuplaneettoihin ja tähdenpeittoihin liittyviä käsitteitä  Ursa