Asteroit

Ziyaret edilen bazı asteroitlerin biçimsel farklılıkları: Üst sırada 433 Eros ve uydusu Dactyl ile birlikte 243 Ida; alt sırada 1 Ceres ve 101955 Bennu.
Boyutlar ölçekli değildir.

Asteroit, (Grekçe: ἀστεροειδής, romanize: asteroeidḗs:), iç Güneş Sistemi'nde ya da Jüpiter ile aynı yörüngede (Truva asteroitleri) Güneş etrafında dolanan bir küçük Güneş Sistemi cismidir. Meteoroitlerden (milimetre ila metre arası) daha büyük fakat cüce gezegenlerden (yaklaşık bin kilometre) daha küçüktür. Atmosferi olmayan metalik, kayalık veya buzlu cisimlerdir. Asteroitlerin boyutları ve şekilleri, cüce gezegenler de dahil olmak üzere önemli ölçüde farklılık gösterir. Güneş radyasyonu ile ısındığında koma (saç) veya kuyruk oluşturan bir cisim, asteroit yerine kuyruklu yıldız olarak sınıflandırılır ancak son gözlemler bu iki cisim türü arasında bir süreklilik olduğuna işaret etmektedir.

Asteroit terimi genellikle küçük gezegen ile eşanlamlı olarak kullanılsa da öncelikle Neptün yörüngesine kadar olan cisimleri ifade eder ve Uluslararası Astronomi Birliği (IAU) tarafından resmi olarak tanımlanmış bir terim değildir. Neptün yörüngesinin ötesindeki bu tür cisimler ise Neptün ötesi cisim (TNO) olarak adlandırılır. Daha güncel tanımlamalara göre küçük gezegen terimi, "klasik" asteroitleri ve TNO'ları kapsar.

Eylül 2026 itibarıyla Güneş sisteminde 1,5 milyondan fazla küçük gezegen bilinmekte ve her ay birkaç bin yeni keşif yapılmaktadır. Gerçek sayının ise çok daha fazla olması muhtemeldir. Bu cisimlerin %99,5'inden fazlasını asteroitler oluştururken geriye kalanlar ise cüce gezegenler ve başta Kuiper Kuşağı cisimleri olmak üzere Neptün ötesi cisimlerdir. Bilinen asteroitlerin büyük bir kısmı Mars ve Jüpiter'in yörüngeleri arasında, Güneş'ten yaklaşık olarak 2 ila 4 AU uzaklıktaki ana asteroit kuşağında yer almaktadır. Asteroitler genellikle C tipi, M tipi ve S tipi olarak sınıflandırılır. Bunlar sırasıyla karbonlu, metalik ve silikalı bileşimlerinden dolayı isimlendirilmiş ve tanımlanmıştır. Tanım olarak asteroitler, cüce gezegenlerin aksine hidrostatik dengeyi sağlamak için kütle olarak çok düşüktür ve kabaca yuvarlak bir şekil alırlar, bu nedenle genellikle düzensiz şekilli cisimlerdir. Asteroitlerin boyutları büyük ölçüde değişir, en büyüğü Ceres yaklaşık 1.000 km çapındadır ve bir cüce gezegen olarak nitelendirilir. Tüm asteroitlerin toplam kütlesi, Dünya'nın uydusu Ay'ın kütlesinin yalnızca %3'ü kadardır. Ana kuşak asteroitlerinin çoğu Dünya ile aynı yönde dönen ve Güneş'in etrafında tam bir turunu tamamlamak için üç ila altı yıl süren hafif eliptik, kararlı yörüngeleri takip ederler.

Asteroitler, 1801'deki keşiflerinden bu yana Dünya'dan gözlemlenmektedir. Bir asteroidin ilk yakın çekim gözlemi Galileo uzay aracı tarafından yapılmıştır. Daha sonrasında NASA ve JAXA tarafından asteroitlere yönelik çeşitli özel görevler başlatılmış ve diğer görevler için de planlamalar devam etmektedir. NASA'nın NEAR Shoemaker aracı Eros'u, Dawn ise Vesta ve Ceres'i incelemiştir. JAXA'nın Hayabusa ve Hayabusa2 görevleri sırasıyla Itokawa ve Ryugu'yu incelemiş ve bunlardan örnekler getirmiştir. OSIRIS-REx, Bennu'yu inceleyerek 2020'de topladığı bir örneği 2023 yılında Dünya'ya getirmiştir. NASA'nın 2021'de fırlatılan Lucy uzay aracı, ikisi ana kuşaktan ve sekizi Jüpiter truvalılarından olmak üzere on farklı asteroidi incelemekle görevlendirilmiştir. Yine NASA'nın 2021'de fırlattığı DART uzay aracı, gezegen savunması teknolojisini test etmek amacıyla Eylül 2022'de tehlike arz etmeyen asteroit Dimorphos'a kasıtlı olarak çarptırılmıştır. Ekim 2023'te fırlatılan NASA'ya ait Psyche, metalik Psyche asteroidini incelemeyi amaçlamaktadır. ESA'nın Ekim 2024'te fırlatılan Hera aracı, DART çarpışmasının sonuçlarını incelemek üzere tasarlanmıştır. Çin Ulusal Uzay İdaresinin (CNSA) Tianwen-2 aracı ise Dünya'ya yakın eş yörüngeli asteroit 469219 Kamoʻoalewa ile aktif asteroit 311P/PanSTARRS'ı araştırmak ve Kamoʻoalewa'nın regolitinden örnekler toplamak amacıyla Mayıs 2025'te fırlatılmıştır.

Dünya'ya yakın asteroitler, gezegenimize çarpmaları halinde felaket niteliğinde sonuçlar doğurma potansiyeline sahiptir. Bunun en bilinen örneği, Kretase-Paleojen kitlesel yok oluşuna neden olduğu yaygın olarak kabul edilen Chicxulub çarpmasıdır.

2012 yılından önce yüksek çözünürlükle görüntülenen asteroitlerin aynı ölçekteki birleşik görüntüsü. En büyükten en küçüğe doğru sırasıyla: 4 Vesta, 21 Lutetia, 253 Mathilde, 243 Ida ve uydusu Dactyl, 433 Eros, 951 Gaspra, 2867 Šteins, 25143 Itokawa.

Ölçekli olarak gösterilen Vesta (solda), Ceres (ortada) ve Ay (sağda)

2006 yılında Uluslararası Astronomi Birliği (IAU), Güneş Sistemi'nde yer alan ve gezegen, cüce gezegen ya da doğal uydu olmayan cisimler için günümüzde tercih edilen geniş kapsamlı küçük Güneş Sistemi cismi terimini kabul etmiştir. Bu tanım asteroitleri, kuyruklu yıldızları, centaurları, truvalıları ve Neptün ötesi cisimleri kapsar. IAU'ya göre "küçük gezegen" terimi hala kullanılabilir fakat genel olarak "küçük Güneş Sistemi cismi" tercih edilecektir.

Keşfedilen ilk asteroit olan Ceres, önceleri yeni bir gezegen olarak kabul edilmişti. Bunu diğer benzer gök cisimlerinin keşifleri izledi. Bu cisimler, dönemin teleskoplarıyla gezegenler gibi disk şeklinde değil de yıldızlar gibi birer ışık noktası olarak görünse de gökyüzündeki hareketleriyle yıldızlardan kolayca ayırt ediliyordu. Bu durum üzerine astronom Sir William Herschel'in, Grekçede "yıldız benzeri, yıldız şeklinde" anlamına gelen ἀστεροειδής (asteroeidēs) ve Antik Yunanca "yıldız, gezegen" anlamına gelen ἀστήρ (astēr) sözcüğünden türetilen asteroit terimini önerdi. 19. yüzyılın ikinci yarısında, asteroit ve (genellikle "küçük" sıfatı olmadan kullanılan) gezegen terimleri hala birbirinin yerine kullanılıyordu.

Geleneksel olarak Güneş etrafında dolanan küçük cisimler; kuyruklu yıldızlar, asteroitler veya meteoroitler olarak sınıflandırılıyordu. Meteoroitler için sınır ise çapın bir metreden küçük olmasıydı. Hiçbir zaman resmi olarak tanımlanmamış olan asteroit terimi, gayriresmi biçimde "IAU tanımlarına göre gezegen veya cüce gezegen niteliği taşımayan, Güneş etrafında dolanan düzensiz şekilli kayaç bir cisim" anlamında kullanılabilir. Bir asteroidin bir kuyruklu yıldızdan temel farkı, bir kuyruklu yıldızın Güneş radyasyonu sebebiyle yüzeye yakın buzlarının süblimleşmesi sonucunda bir koma (saç) sergilemesidir. Önceleri küçük gezegen olarak sınıflandırılan birkaç cisim, daha sonra kuyruklu yıldız aktivitesi belirtileri göstermiştir. Bunun tersine, bazı (belki de tüm) kuyruklu yıldızların yüzeylerindeki uçucu buzlar zamanla tükenir ve bu cisimler asteroit benzeri bir hal alır. Diğer bir ayrım ise kuyruklu yıldızların tipik olarak çoğu asteroitten daha dış merkezli yörüngelere sahip olmasıdır. Yüksek oranda dış merkezli asteroitler muhtemelen uykuda veya sönmüş olan kuyruklu yıldızlardır.

Jüpiter'in yörüngesinin ötesindeki küçük gezegenler, özellikle popüler sunumlarda bazen "asteroit" olarak da adlandırılır. Ancak asteroit teriminin iç Güneş Sistemi'nin küçük gezegenleriyle sınırlandırılması giderek yaygınlaşmaktadır. Bu nedenle bu maddenin içeriği, büyük ölçüde klasik asteroitler olan asteroit kuşağı cisimleri, Jüpiter truvalıları ve Dünya'ya yakın cisimlerle sınırlı kalacaktır.

1801 yılında Ceres'in keşfedilmesinden sonraki yaklaşık iki yüzyıl boyunca (944 Hidalgo gibi birkaçı yörüngelerinin bir kısmında daha uzaklara gitmiş olsa da) bilinen tüm asteroitler zamanlarının çoğunu Jüpiter'in yörüngesinde veya bu yörüngenin içinde geçirmiştir. Gök bilimciler, 1977'de 2060 Chiron ile başlayarak kalıcı olarak Jüpiter'den daha uzakta bulunan ve günümüzde centaurlar olarak adlandırılan küçük cisimleri keşfettiler. 1992 yılında Neptün yörüngesinin ötesinde (Plüton hariç) keşfedilen ilk cisim olan 15760 Albion tespit edildi ve kısa süre sonra günümüzde Neptün ötesi cisimler olarak adlandırılan benzer nitelikteki çok sayıda cisim gözlemlendi. Daha da dışarıda Kuiper kuşağı cisimleri, dağınık disk cisimleri ve uykudaki kuyruklu yıldızların ana kaynağı olduğu varsayılan çok daha uzak Oort bulutu yer almaktadır. Bu cisimler, buzların katı kaldığı ve kuyruklu yıldız benzeri cisimlerin çok az kuyruklu yıldız faaliyeti sergilediği Güneş Sistemi'nin soğuk dış bölgelerinde bulunurlar. Centaurlar veya Neptün ötesi cisimler Güneş'e yaklaşacak olsalardı uçucu buzları süblimleşir ve geleneksel sınıflandırmaya göre kuyruklu yıldız olarak kabul edilirlerdi.

Kuiper kuşağı cisimlerine, kısmen onları asteroit veya kuyruklu yıldız olarak sınıflandırma zorunluluğundan kaçınmak amacıyla sadece "cisim" denmektedir. Bazıları bir asteroit özelliği gösterse de bileşimlerinin ağırlıklı olarak kuyruklu yıldız benzeri olduğu düşünülmektedir. Bu cisimlerin çoğu, kuyruklu yıldızlarla özdeşleştirilen yüksek derecede dış merkezli yörüngelere sahip değildir ve şimdiye kadar keşfedilenler geleneksel kuyruklu yıldız çekirdeklerinden daha büyüktür. Stardust sondası tarafından toplanan kuyruklu yıldız tozu analizinin yanı sıra diğer yeni gözlemler de, kuyruklu yıldızlar ile asteroitler arasındaki ayrımı giderek bulanıklaştırmakta ve kesin bir sınır çizgisinden ziyade "asteroitler ile kuyruklu yıldızlar arasında bir süreklilik" olduğunu ortaya koymaktadır.

2006 yılında IAU, kendi kütleçekimleri altında elipsoit hale gelebilecek kadar büyük kütleye sahip en büyük küçük gezegenler için cüce gezegen sınıfını oluşturmuştur. Asteroit kuşağından bu kategoriye yalnızca en büyük cisim olan yaklaşık 975 km (606 mi) çapındaki Ceres dahil edilmiştir. Asteroitler, cüce gezegenlerde olduğu gibi sırasıyla farklılaşmamış ve farklılaşmış olarak nitelendirilmek suretiyle planetoit kavramından ayırt edilmiştir.

Sayılarının devasa boyutuna rağmen asteroitler gökbilim tarihinde nispeten yeni bir keşiftir. Bu cisimlerin ilki olan Ceres ancak 1801 yılında tespit edilebilmiştir. Çoğu asteroidin yüzeyi son derece karanlık olduğundan ve güneş ışığını çok az yansıttığından, bu cisimlerin geleneksel optik teleskoplarla fark edilmesi oldukça zordur. Bu engeli aşmak amacıyla, soğuk yıldızları ve uzak galaksileri araştırmak için NASA tarafından fırlatılan WISE Teleskobunun görevi 2010 yılında asteroit avcılığına (NEOWISE) dönüştürülmüştür. Bu kızılötesi teleskobun en büyük avantajı, asteroitlerin yansıttığı güneş ışığı yerine doğrudan yaydıkları ısıyı (termal ışıma) tespit edebilmesidir. Bu tür gelişmiş taramalar sayesinde, Dünya için küresel tehlike oluşturabilecek 1 kilometreden büyük asteroitlerin büyük çoğunluğu tespit edilebilmiştir.

Asteroitler arasında yalnızca 4 Vesta, görece yüksek bir yansıtma kapasitesine sahip olması sayesinde karanlık gökyüzünde ve uygun konumlarda çıplak gözle görülebilmektedir. Bunun dışında Dünya'nın çok yakınından geçen bazı küçük asteroitler de nadiren ve kısa süreliğine çıplak gözle fark edilebilir. Küçük Gezegen Merkezi (MPC) veritabanında Güneş sisteminde yer alan 1,5 milyondan fazla küçük gezegene ait gözlem kaydı bulunmaktadır ve bunların 890 binden fazlası yörüngesi kesinleştirilerek numaralandırılmış cisimlerdir.

1772 yılında Alman gökbilimci Johann Elert Bode, Johann Daniel Titius'un çalışmalarına dayanarak günümüzde geçerliliğini yitirmiş olan ve Titius-Bode yasası olarak bilinen sayısal bir dizi yayımladı. Mars ile Jüpiter arasındaki açıklanamayan bir boşluk hariç tutulduğunda, Bode'un formülü bilinen gezegenlerin yörüngelerini başarıyla tahmin ediyor gibi görünüyordu. Bode, bu "kayıp gezegen"in varlığına dair şu açıklamayı kaleme almıştı:

Bu son nokta, özellikle bilinen altı gezegenin Güneş'e olan uzaklıklarında sergilediği şaşırtıcı ilişkiden kaynaklanıyor gibi görünmektedir. Güneş'in Satürn'e olan uzaklığı 100 birim kabul edilirse, Merkür Güneş'ten bu birimlerden 4'ü kadar uzaktadır. Venüs 4 + 3 = 7, Dünya 4 + 6 = 10 ve Mars 4 + 12 = 16 birim uzaklıktadır. İşte bu denli düzenli bir ilerleyişin ardından bir boşluk gelir. Mars'tan sonra henüz hiçbir gezegenin görülmediği 4 + 24 = 28 birimlik bir aralık uzanır. Evrenin Yaratıcısı'nın bu alanı boş bıraktığına inanılabilir mi? Kesinlikle hayır. Buradan sonra 4 + 48 = 52 birimle Jüpiter'in uzaklığına ve nihayet 4 + 96 = 100 birimle Satürn'ün uzaklığına ulaşırız.

Bode'un formülü, Güneş'ten yaklaşık 2,8 astronomik birim (AU) ya da 420 milyon km uzaklıkta bir yörünge yarıçapına sahip başka bir gezegenin bulunacağını öngörüyordu. William Herschel'in Satürn'ün ötesindeki bir gezegen için tahmin edilen mesafeye çok yakın bir konumda Uranüs'ü keşfetmesi, Titius-Bode yasasına duyulan güveni büyük ölçüde artırdı. 1800 yılında Alman astronomi dergisi Monatliche Correspondenzin (Aylık Yazışmalar) editörü Franz Xaver von Zach, beklenen gezegen için sistematik bir arama başlatmak amacıyla 24 deneyimli gökbilimciye çağrıda bulundu. Kendisinin "gökyüzü polisi" olarak adlandırdığı bu gökbilimcilerden güçlerini birleştirmelerini ve gökyüzünü ortaklaşa taramalarını istedi. Bu ekip Ceres'i doğrudan keşfedememiş olsa da daha sonra 2 Pallas, 3 Juno ve 4 Vesta asteroitlerini bulmuşlardır.

Aramalar için seçilen gökbilimcilerden biri de Sicilya'daki Palermo Akademisinde görev yapan Katolik bir rahip olan Giuseppe Piazzi idi. Piazzi, ekibe katılması için hazırlanan davet mektubu henüz eline ulaşmadan, 1 Ocak 1801'de Ceres'i keşfetti. Piazzi o sırada "Mösyö de Lacaille'in Zodyak Yıldızları Kataloğu'nun 87. [yıldızını]" arıyor ancak bu yıldızın "önünde başka bir cismin yer aldığını" görüyordu. Piazzi sabit bir yıldız yerine, başlangıçta kuyruklu yıldız olduğunu düşündüğü hareketli ve yıldıza benzeyen bir gök cismi bulmuştu:

Işığı biraz sönüktü ve rengi Jüpiter'e benziyordu ancak genellikle sekizinci kadirden sayılan diğer birçok yıldıza da benziyordu. Bu nedenle ilk başta onun sabit bir yıldız olduğundan hiç şüphe etmedim. İkinci akşam gözlemimi tekrarladığımda konumunun önceki geceyle uyuşmadığını gördüm ve önce kendi ölçümümün doğruluğundan şüphe ettim, ardından bunun yeni bir yıldız olabileceğine dair ciddi bir kuşkuya kapıldım. Üçüncü akşam, sabit bir yıldız olmadığından emin olmamla birlikte bu şüphem kesinliğe dönüştü. Yine de duyurmadan önce, önceki günlerle aynı oranda hareket ettiğini memnuniyetle gördüğüm dördüncü akşamı bekledim.

Piazzi, hastalığı çalışmalarını kesintiye uğratana kadar Ceres'i sonuncusu 11 Şubat 1801'de olmak üzere toplam 24 kez gözlemledi. Keşfini 24 Ocak 1801'de yalnızca iki meslektaşına, Milano'daki yurttaşı Barnaba Oriani ile Berlin'deki Bode'a yazdığı mektuplarla duyurdu. Cismi bir kuyruklu yıldız olarak bildirdi ancak "hareketi çok yavaş ve oldukça düzenli olduğundan, bunun bir kuyruklu yıldızdan daha üstün bir şey olabileceği fikri aklıma birkaç kez geldi" notunu düştü. Piazzi nisan ayında gözlemlerinin tamamını Oriani, Bode ve Fransız gökbilimci Jérôme Lalande'a gönderdi. Bu bilgiler Monatliche Correspondenz dergisinin Eylül 1801 sayısında yayımlandı.

Bu süre zarfında (büyük ölçüde Dünya'nın Güneş etrafındaki hareketinden dolayı) Ceres'in görünür konumu değişmiş ve Güneş'in parıltısına çok yaklaştığı için diğer gökbilimciler Piazzi'nin gözlemlerini teyit edememişti. Yıl sonuna doğru Ceres'in yeniden görünür hale gelmesi bekleniyordu ancak aradan geçen uzun zamanın ardından kesin konumunu tahmin etmek oldukça zordu. Ceres'i yeniden bulabilmek için o sırada 24 yaşında olan matematikçi Carl Friedrich Gauss, etkili bir yörünge belirleme yöntemi geliştirdi. Gauss birkaç hafta içinde Ceres'in yörünge rotasını tahmin ederek sonuçlarını von Zach'a gönderdi. 31 Aralık 1801'de von Zach ve "gökyüzü polisi" ekibinden meslektaşı Heinrich W. M. Olbers, Ceres'i tahmin edilen konumun yakınında bularak gök cismini yeniden tespit etti. Güneş'ten 2,8 AU uzaklıkta bulunan Ceres, Titius-Bode yasasına neredeyse kusursuz bir şekilde uyuyor gibi görünüyordu. Ancak 1846'da keşfedilen Neptün'ün öngörülenden 8 AU daha yakın bir mesafede bulunması, gökbilimcilerin çoğunun bu yasanın sadece bir rastlantıdan ibaret olduğu sonucuna varmasına yol açtı. Piazzi, yeni keşfettiği bu cisme "Sicilya'nın koruyucu tanrıçası ve Bourbon Kralı Ferdinand'ın onuruna" Ceres Ferdinandea adını vermiştir.

Sonraki birkaç yıl içinde von Zach'ın ekibi tarafından üç asteroit daha (2 Pallas, 3 Juno ve 4 Vesta) keşfedildi ve bunların sonuncusu olan Vesta, 1807 yılında bulundu. 1845 yılına kadar ise yeni hiçbir asteroit keşfedilemedi. Amatör gökbilimci Karl Ludwig Hencke, 1830'da evinin çatısına yerleştirdiği küçük bir teleskopla yıldız konumlarını haritalandırmaya ve yeni asteroitler aramaya başladı. On beş yıl süren bu arayışın ardından, 8 Aralık 1845'te gökyüzünde Vesta'yı gözlemlerken tesadüfen sonradan 5 Astraea adı verilen asteroidi keşfetti. Bu keşif, 38 yıl aradan sonra yapılan ilk yeni asteroit keşfiydi. Asteroidi adlandırma onuru ise Johann Franz Encke'ye bırakıldı. Bu gelişmenin ardından diğer gökbilimciler de aramalara katıldı ve 1851 yılının sonuna kadar 15 asteroit bulundu. 1868'de James Craig Watson 100. asteroidi keşfettiğinde Fransız Bilimler Akademisi, bu olayı kutlamak amacıyla dönemin en başarılı üç asteroit avcısı olan Karl Theodor Robert Luther, John Russell Hind ve Hermann Goldschmidt'in portrelerini bir hatıra madalyonuna işletti.

1891 yılında Max Wolf, uzun pozlamalı fotoğraf plakalarında kısa çizgiler halinde beliren asteroitleri tespit etmek için astrofotoğrafçılık kullanımına öncülük etti. Bu teknik, önceki görsel gözlem yöntemlerine kıyasla keşif hızını çarpıcı biçimde artırdı. O tarihe kadar keşfedilen asteroit sayısı yalnızca 300'ün biraz üzerindeyken Wolf tek başına, 323 Brucia ile başlayarak 248 asteroit keşfetti. Çok daha fazla asteroidin var olduğu biliniyordu fakat çoğu gökbilimci bunlarla vakit kaybetmek istemedi. Hatta bazı gökbilimciler onları "gökyüzünün haşereleri" olarak nitelendirmiştir. Bu ifadenin Eduard Suess veya Edmund Weiss'a ait olduğu öne sürülmektedir. Bu keşiflerden bir asır sonra bile yalnızca birkaç bin asteroit tanımlanabilmiş, numaralandırılmış ve adlandırılmıştı.

İngilizce gökbilim terminolojisinde yakın tarihlerde yaşanan yeni bir gelişme, uzun süredir yaygın kullanımdan kalkmış olan minor planets kavramının yine pratik nedenlerle yeniden canlandırılmaya çalışılmasıdır. Güneş sistemi üyelerinin daha tutarlı bir sınıflamasını yapmak amacıyla atılan bu adım, gezegenler ve meteorlar dışında kalan tüm cisimleri tek bir çatı altında toplamaya dayanmaktadır. Fakat asteroitler ve Neptün ötesi cisimleri kapsayacak şekilde genişletilen bu kavram, Türkçeleştirme açısından sorun yaratmaktadır. Küçük gezegenler şeklinde Türkçeye çevrilebilecek olan minor planets tanımı, "asteroit" sözcüğünün eş anlamlısı olan "küçük gezegen" kavramı ile çakışmaktadır.

Geçmişte asteroitler dört aşamalı bir süreçle keşfedilirdi. İlk olarak, gökyüzünün bir bölgesi geniş alanlı bir teleskop veya astrograf ile fotoğraflanırdı. Genellikle birer saat arayla fotoğraf çiftleri çekilir, birkaç günlük bir zaman diliminde ise birden fazla çift elde edilebilirdi. İkinci olarak, aynı bölgeye ait iki film veya fotoğraf plakası bir stereoskop altında incelenirdi. Güneş çevresinde yörüngede dolanan bir gök cismi, iki film arasında hafifçe yer değiştirirdi. Stereoskop altında bu cismin görüntüsü arka plandaki sabit yıldızların önünde havada asılı duruyormuş gibi görünürdü. Üçüncü olarak, hareket eden bir cisim tespit edildiğinde konumu sayısallaştırıcı bir mikroskopla hassas biçimde ölçülürdü. Bu konum, bilinen yıldız konumlarına göre belirlenirdi.

Bu ilk üç adım, tek başına kesin bir asteroit keşfi için yeterli sayılmaz. Gözlemci yalnızca geçici bir beliriş (tekil gözlem) yakalamıştır ve bu cisme bir geçici belirtme verilir. Bu belirtme; keşif yılı, keşfin yapıldığı yarım ayı simgeleyen bir harf ve o yarım ay içindeki keşif sırasını gösteren alfanümerik bir koddan oluşur (örneğin 1998 FJ74). Son aşamada ise gözlemlerin konumu ve zamanı Küçük Gezegen Merkezine (MPC) gönderilir. Merkezdeki bilgisayar programları, bu yeni gözlemin geçmişteki diğer gözlemlerle birleşerek tek bir yörünge oluşturup oluşturmadığını belirler. Yörünge doğrulandığı takdirde cisme kalıcı bir katalog numarası atanır. Yörüngesi hesaplanan cisim için ilk gözlemi yapan kişi resmi kaşif ilan edilir ve Uluslararası Astronomi Birliğinin (IAU) onayına tabi olmak üzere cisme isim verme onuruna sahip olur.

1851 yılına gelindiğinde Royal Astronomical Society, asteroitlerin çok hızlı bir şekilde keşfedildiğini fark ederek bunları sınıflandırmak veya adlandırmak için farklı bir sisteme ihtiyaç duyulduğuna karar verdi. 1852'de de Gasparis yirminci asteroidi keşfettiğinde Benjamin Valz, bu cisme bir adın yanı sıra asteroit keşifleri arasındaki sırasını belirten bir numara vererek onu 20 Massalia olarak adlandırdı. Kimi zaman keşfedilen asteroitler daha sonra tekrar gözlenemiyordu. Bu nedenle 1892'den itibaren yeni asteroitler, keşif yılı ve o yıl içinde yörüngesinin hesaplanıp kaydedilme sırasını gösteren bir büyük harfle listelenmeye başlandı. Örneğin 1892'de keşfedilen ilk iki asteroit 1892A ve 1892B olarak kodlandı. Ancak 1893'te keşfedilen tüm asteroitler için alfabedeki harfler yetersiz kalınca 1893Z'nin ardından 1893AA kodu kullanıldı. 1914 yılında, yılın yanına bir Yunan harfi eklenmesi de dahil olmak üzere bu yöntemlerin çeşitli varyasyonları denenmiştir. 1925 yılında ise kronolojik ve basit bir numaralandırma sistemi oluşturuldu.

Günümüzde yeni keşfedilen tüm asteroitlere, keşif yılı ile keşfin yapıldığı yarım ayı ve o yarım ay içindeki keşif sırasını belirten alfanümerik bir koddan oluşan bir geçici belirtme (örneğin 2002 AT4) verilmektedir. Bir asteroidin yörüngesi doğrulandıktan sonra kendisine kalıcı bir numara atanır ve daha sonrasında bir isim de verilebilir (örneğin 433 Eros). Resmi adlandırma kuralı numaranın parantez içine alınmasını öngörür [örneğin (433) Eros] ancak parantezlerin kullanılmaması da oldukça yaygındır. Resmi olmayan kullanımlarda ise numaranın tamamen bırakılması ya da metin içinde isim tekrarlandığında ilk kullanımdan sonra numaranın kaldırılması yaygındır. Ayrıca isimler, Uluslararası Astronomi Birliği tarafından belirlenen kurallar çerçevesinde asteroidi keşfeden kişi tarafından önerilebilir.

Keşfedilen ilk asteroitlere, geleneksel olarak gezegenleri belirtmek için kullanılanlara benzer simgesel semboller verilmiştir. 1852 yılına gelindiğinde genellikle birden fazla varyasyonu bulunan yaklaşık iki düzine asteroit sembolü ortaya çıkmıştı.

1851'de on beşinci asteroit olan Eunomia keşfedildikten sonra Johann Franz Encke, Berliner Astronomisches Jahrbuchun (BAJ, Berlin Astronomi Yıllığı) 1854 baskısında köklü bir değişiklik yaptı. Geleneksel olarak yıldızları simgeleyen diski (çember) asteroitler için genel bir sembol olarak tanıttı. Belirli bir asteroidi göstermek için bu çemberin içine keşif sırasına göre numara verildi. Numaralandırılmış çember kuralı gökbilimciler tarafından hızla benimsendi ve bir sonraki keşif olan 16 Psyche (1852), keşfedildiği sırada bu şekilde belirtilen ilk asteroit oldu. Yine de Psyche'ye ve sonraki birkaç yıl içinde keşfedilen diğer bazı asteroitlere de simgesel semboller verildi. 20 Massalia, simgesel bir sembol verilmeyen ilk asteroit oldu ve 1855'te 37 Fides'in keşfinden sonra artık hiçbir yeni simgesel sembol oluşturulmadı.

Erken dönem asteroit sembolleri (1801–1855)

Asteroit	Sembol	Asteroit	Sembol	Asteroit	Sembol	Asteroit	Sembol
Ceres	⚳	2 Pallas	⚴	3 Juno	⚵	4 Vesta	⚶
5 Astraea		6 Hebe		7 Iris		8 Flora
9 Metis		10 Hygiea		11 Parthenope		12 Victoria
13 Egeria		14 Irene		15 Eunomia		16 Psyche
17 Thetis		18 Melpomene		19 Fortuna		26 Proserpina
28 Bellona		29 Amphitrite		35 Leukothea		37 Fides

Asteroitlerin birçoğu, genç Güneş'in çevresindeki güneş bulutsusunda yer alan ve hiçbir zaman birer gezegen olacak kadar büyüyememiş gök cisimleri olan gezegenimsilerin parçalanmış kalıntılarıdır. Asteroit kuşağındaki gezegenimsilerin, Jüpiter bugünkü kütlesine ulaşana dek güneş bulutsusundaki diğer cisimlere benzer şekilde evrimleştiği düşünülmektedir. Jüpiter bu kütleye ulaştığında ise gezegen ile olan yörünge rezonanslarının yol açtığı kütleçekimsel uyarılma, kuşaktaki gezegenimsilerin %99'undan fazlasını bölgeden dışarı savurmuştur. Yapılan simülasyonların yanı sıra dönme hızları ve tayfsal özelliklerinde gözlenen süreksizlikler, çapı yaklaşık 120 km'den büyük asteroitlerin bu erken dönemde yığılma yoluyla oluştuğunu göstermektedir. Daha küçük cisimler ise Jüpiter'in yol açtığı bu dağılma süreci sırasında veya sonrasında asteroitlerin birbiriyle çarpışması sonucu ortaya çıkan parçalardır. Ceres ve Vesta, eriyerek farklılaşma geçirebilecek kadar büyümüştür. Bu süreçte ağır metalik elementler çekirdeğe çökerken kayaç mineraller kabukta kalmıştır.

Nice modeline göre birçok Kuiper Kuşağı cismi 2,6 AU'dan daha uzak mesafelerde asteroit kuşağının dış kesimlerine hapsolmuştur. Bunların büyük bir kısmı daha sonra Jüpiter tarafından bölgeden uzaklaştırılmıştır fakat geride kalanların D-tipi asteroitler olabileceği ve Ceres'in de muhtemelen bu grupta yer aldığı düşünülmektedir.

İç Güneş Sistemi'nde dolanan çeşitli dinamik asteroit grupları keşfedilmiştir. Bu cisimlerin yörüngeleri, sistemdeki diğer gök cisimlerinin kütleçekimi ve Yarkovsky etkisi nedeniyle tedirginliğe uğrar. Önemli asteroit popülasyonlarından bazıları şunlardır:

Bilinen asteroitlerin büyük çoğunluğu, Mars ile Jüpiter'in yörüngeleri arasındaki asteroit kuşağında ve genellikle nispeten düşük dış merkezliğe sahip yörüngelerde dolanır. Bu kuşağın, çapı 1 km'den büyük 1,1 ila 1,9 milyon asteroit ile milyonlarca daha küçük cisim barındırdığı tahmin edilmektedir. Bu asteroitler ön gezegen diskinin kalıntıları olabilir. Güneş Sistemi'nin oluşum döneminde bu bölgedeki gezegenimsilerin yığılma yoluyla gezegenlere dönüşmesi, Jüpiter'in yarattığı büyük kütleçekimsel tedirginlikler nedeniyle engellenmiştir.

Popüler kültürdeki tasvirlerin aksine asteroit kuşağının büyük bir kısmı aslında boştur. Asteroitler o kadar geniş bir hacme yayılmıştır ki dikkatli bir şekilde rota belirlenmeden bir asteroide denk gelmek pek olası değildir. Yine de günümüzde yüz binlerce asteroit bilinmektedir ve belirlenen alt boyut sınırına bağlı olarak toplam sayı milyonları hatta daha fazlasını bulmaktadır. Çapı 100 km'den büyük 200'ü aşkın asteroit olduğu bilinmektedir ve kızılötesi dalga boylarında yapılan bir tarama, asteroit kuşağında çapı 1 km veya daha büyük olan 700.000 ila 1,7 milyon asteroit bulunduğunu göstermiştir. Bilinen asteroitlerin çoğunun mutlak kadirleri 11 ile 19 arasındadır ve medyan değer yaklaşık 16'dır.

Asteroit kuşağının toplam kütlesinin 2,39×10²¹ kg olduğu tahmin edilmektedir ve bu miktar, Ay'ın kütlesinin yalnızca %3'üne denk gelir. Buna karşılık Kuiper Kuşağı ve dağınık diskin kütlesi bu değerin 100 katından fazladır. Kuşaktaki en büyük dört cisim olan Ceres, Vesta, Pallas ve Hygiea, kuşağın toplam kütlesinin yaklaşık %62'sini oluştururken bu kütlenin %39'u tek başına Ceres'e aittir.

Truvalılar, daha büyük bir gezegen veya uyduyla aynı yörüngeyi paylaşan gök cismi topluluklarıdır. Bu büyük cismin 60° önünde ve arkasında yer alan iki kararlı Lagrange noktasından (L₄ ve L₅) birinde dolandıkları için onunla çarpışmazlar.

Güneş Sistemi'nde bilinen Truvalıların çoğu Jüpiter'in yörüngesini paylaşır. Bu cisimler, L₄ noktasında (Jüpiter'in önünde) yer alan Yunan kampı ve L₅ noktasında (Jüpiter'in arkasında) yer alan Truva kampı olmak üzere ikiye ayrılır. Çapı bir kilometreden büyük bir milyonu aşkın Jüpiter Truvalısı olduğu düşünülmektedir ve bunların 7.000'den fazlası günümüzde kataloglanmıştır. Diğer gezegen yörüngelerinde günümüze kadar yalnızca dokuz Mars truvalısı, 28 Neptün truvalısı, iki Uranüs truvalısı ve iki Dünya truvalısı keşfedilmiştir. Ayrıca geçici bir Venüs truvalısı da bilinmektedir. Sayısal yörünge dinamiği kararlılık simülasyonları, Satürn ve Uranüs'ün muhtemelen erken dönemde oluşmuş hiçbir Truvalıya sahip olmadığını göstermektedir.

Dünya'ya yakın asteroitler (DYA), yörüngeleri Dünya'nın yörüngesine yaklaşan asteroitlerdir. Dünya'nın yörünge yolunu doğrudan kesen asteroitler ise Dünya yörüngesini kesenler olarak bilinir. Nisan 2022 itibarıyla bilinen toplam 28.772 Dünya'ya yakın asteroitten 878'inin çapı bir kilometre veya daha büyüktür.

DYA'ların küçük bir kısmı, yüzeylerindeki uçucu maddeleri kaybetmiş sönmüş kuyruklu yıldızlardır. Bununla birlikte soluk veya aralıklı olarak beliren kuyruklu yıldız benzeri bir kuyruğa sahip olmak, cismin mutlaka Dünya'ya yakın kuyruklu yıldız olarak sınıflandırılmasını gerektirmediğinden aradaki sınırlar kısmen belirsizdir. Dünya'ya yakın asteroitlerin geri kalanı ise Jüpiter ile gerçekleşen kütleçekim etkileşimleri sonucunda asteroit kuşağının dışına savrulmuş cisimlerdir.

Birçok asteroidin doğal uydusu (küçük gezegen uyduları) bulunmaktadır. Ekim 2021 itibarıyla en az bir uydusu olduğu bilinen 85 DYA vardır ve bunlardan üçünün iki uydusu bulunmaktadır. 4,5 km (2,8 mi) çapıyla potansiyel olarak tehlikeli en büyük asteroitlerden biri sayılan 3122 Florence, 2017'de Dünya'ya yaklaşırken radar görüntülemesiyle keşfedilen 100-300 m (330-980 ft) çapında iki uyduya sahiptir.

Dünya'ya yakın asteroitler, yarı büyük eksen (a), enberi mesafesi (q) ve enöte mesafesine (Q) göre gruplara ayrılır:

• Atiralar veya Apoheleler, tamamen Dünya'nın yörüngesi içinde kalan yörüngelere sahiptir. Bir Atira asteroidinin enöte mesafesi (Q), Dünya'nın enberi mesafesinden (0,983 AU) daha küçüktür. Başka bir deyişle Q < 0,983 AU'dur, bu da asteroidin yarı büyük ekseninin de 0,983 AU'dan küçük olduğu anlamına gelir.
• Atenler, 1 AU'dan küçük bir yarı büyük eksene sahiptir ve Dünya'nın yörüngesini keser. Matematiksel olarak a < 1,0 AU ve Q > 0,983 AU'dur. (0,983 AU, Dünya'nın enberi mesafesidir.)
• Apollolar, 1 AU'dan büyük bir yarı büyük eksene sahiptir ve Dünya'nın yörüngesini keser. Matematiksel olarak a > 1,0 AU ve q < 1,017 AU'dur. (1,017 AU, Dünya'nın enöte mesafesidir.)
• Amorlar, tamamen Dünya'nın yörüngesinin dışında kalan yörüngelere sahiptir. Bir Amor asteroidinin enberi mesafesi (q), Dünya'nın enöte mesafesinden (1,017 AU) daha büyüktür. Amor asteroitleri de Dünya'ya yakın cisimler olduğu için q < 1,3 AU'dur. Özetle 1,017 AU < q < 1,3 AU'dur. Bu durum, asteroidin yarı büyük ekseninin de (a) 1,017 AU'dan büyük olduğu anlamına gelir. Bazı Amor asteroitlerinin yörüngeleri Mars'ın yörüngesini keser.

Phobos

Deimos

Mars'ın uyduları Phobos ve Deimos'un gezegen tarafından yakalanmış asteroitler mi yoksa Mars'taki bir çarpışma sonucunda mı oluştukları kesin olarak bilinmemektedir. Phobos ve Deimos, karbonlu C-tipi asteroitlerle pek çok ortak özelliğe sahiptir. Her iki uydunun da tayf, albedo ve yoğunluk özellikleri C veya D-tipi asteroitlerinkine oldukça benzerdir. Bu benzerlikten yola çıkan bir hipotez, her iki uydunun da gezegenin kütleçekimine yakalanmış ana kuşak asteroitleri olabileceğini öne sürer. Her iki uydu da Mars'ın ekvator düzlemiyle neredeyse tamamen örtüşen oldukça dairesel yörüngelere sahiptir. Bu nedenle uyduların sonradan yakalandığı senaryosu, başlangıçta yüksek dış merkezliğe sahip olan yörüngeyi daireselleştirecek ve eğikliğini ekvator düzlemine uyarlayacak bir mekanizma gerektirir. Bu durumun da büyük olasılıkla atmosferik sürtünme ve gelgit kuvvetlerinin birleşimiyle gerçekleştiği düşünülmektedir. Ancak Deimos için bu sürecin tamamlanmasına yetecek kadar zaman bulunup bulunmadığı belirsizdir. Yakalanma süreci aynı zamanda enerjinin sönümlenmesini gerektirir. Günümüzdeki Mars atmosferi, Phobos büyüklüğündeki bir cismi atmosferik frenleme yoluyla yakalayabilmek için çok incedir. Geoffrey A. Landis, başlangıçtaki cismin gelgit kuvvetleri altında parçalanan bir ikili asteroit olması durumunda bu yakalanmanın gerçekleşebileceğine dikkat çekmiştir.

Phobos, Mars ile aynı oluşum bulutunda eş zamanlı olarak meydana gelmek yerine Mars oluştuktan sonra yörüngede yığılmayla birleşen ikinci nesil bir Güneş Sistemi cismi olabilir.

Başka bir hipoteze göre Mars, bir zamanlar büyük bir gezegenimsinin çarpması sonucu gezegen etrafındaki yörüngeye fırlatılmış olabilecek Phobos ve Deimos boyutlarında pek çok cisimle çevriliydi. Phobos'un iç yapısındaki yüksek gözeneklilik (1,88 g/cm³'lük yoğunluk temel alındığında boşlukların Phobos hacminin %25 ila 35'ini oluşturduğu tahmin edilmektedir), uydunun asteroit kökenli olduğu fikriyle çelişmektedir. Phobos üzerinde termal kızılötesi dalga boyunda yapılan gözlemler, uydunun Mars yüzeyinde de bolca bulunduğu bilinen filosilikatları ağırlıklı olarak içeren bir bileşime sahip olduğunu göstermektedir. Elde edilen tayflar, tüm kondrit meteorit sınıflarının tayflarından farklılık göstererek cismin asteroit kökenli olma ihtimalini bir kez daha zayıflatmaktadır. Her iki bulgu grubu da Phobos'un, tıpkı Dünya'nın uydusu Ay'ın oluşumundaki hakim teoriye benzer şekilde, Mars'ta meydana gelen bir çarpışma sonucu uzaya fırlayan ve yörüngede yeniden yığılan malzemelerden oluştuğu fikrini desteklemektedir.

Asteroitler, en büyükleri neredeyse 1.000 km (620 mi) çapında olanlardan yalnızca 1 m (3,3 ft) büyüklüğündeki kayalara kadar boyut açısından büyük farklılıklar gösterir. Çapı 1 metrenin altında kalan cisimler ise meteoroit olarak sınıflandırılır. En büyük üç asteroit, yapısal olarak minyatür gezegenlere çok benzer. Bu cisimler kabaca küreseldir, en azından kısmen farklılaşmış bir iç yapıya sahiptir ve günümüze kadar ulaşmayı başarmış birer ön gezegen oldukları düşünülmektedir. Ancak asteroitlerin büyük çoğunluğu çok daha küçüktür ve düzensiz şekillere sahiptir. Bunların çarpışmalarla aşınmış gezegenimsiler veya daha büyük cisimlerden kopan parçalar olduğu düşünülmektedir.

Bir cüce gezegen olan Ceres, 940 km'lik çapıyla açık ara en büyük asteroittir. Onu her ikisi de 500 km'nin biraz üzerinde çapa sahip olan 4 Vesta ve 2 Pallas izler. Vesta, ana kuşakta yer alan ve zaman zaman çıplak gözle görülebilen dört asteroit arasında en parlak olanıdır. Nadir durumlarda Dünya'ya yakın bir asteroit de herhangi bir optik araç kullanılmadan kısa süreliğine görünür hale gelebilir (bk. 99942 Apophis).

Mars ve Jüpiter'in yörüngeleri arasında yer alan asteroit kuşağındaki tüm cisimlerin kütlesinin (2394±6)×10¹⁸ kg olduğu tahmin edilmektedir ve bu miktar, Ay'ın kütlesinin yaklaşık %3,25'ine denk gelir. Bu kütlenin 938×10¹⁸ kg kadarlık kısmı Ceres'e aittir ve bu da toplam kütlenin yaklaşık %40'ını oluşturur. Ardından gelen en kütleli üç cisim olan Vesta (%11), Pallas (%8,5) ve Hygiea (%3 ila %4) eklendiğinde bu oran %60'ın biraz üzerine çıkarken bunları takip eden en kütleli yedi asteroit daha eklendiğinde toplam oran %70'i bulur. Kütleleri küçüldükçe asteroitlerin sayısı hızla artar.

Asteroitlerin sayısı, boyutları büyüdükçe belirgin bir şekilde azalır. Boyut dağılımı genel olarak bir kuvvet dağılımını takip etse de 5 km ve 100 km civarında, bu tür bir eğrinin öngördüğünden çok daha fazla asteroidin bulunduğu belirgin "tümsekler" (sapmalar) görülür. Çapı yaklaşık 120 km'den büyük olan asteroitlerin çoğu erken dönemden kalma (yığılma evresinden günümüze ulaşmış) cisimlerken daha küçük asteroitlerin çoğu bu ilk asteroitlerin çarpışarak parçalanması sonucu ortaya çıkmıştır. Ana kuşağın oluşum dönemindeki popülasyonu, muhtemelen günümüzdeki popülasyonun 200 katı kadardı.

ESO'nun Çok Büyük Teleskobu (VLT) tarafından görüntülenen, asteroit kuşağındaki en büyük 42 gök cismi

Eros, Vesta ve Ceres'in boyut karşılaştırması

Asteroit kuşağındaki en büyük üç cisim olan Ceres, Vesta ve Pallas, gezegenlerle pek çok ortak özelliği paylaşan bozulmamış birer ön gezegendir ve düzensiz şekilli asteroitlerin büyük çoğunluğuna kıyasla istisnai özellikler gösterir. Dördüncü en büyük asteroit olan Hygiea, asteroitlerin çoğunda olduğu gibi farklılaşmamış bir iç yapı barındırabileceği tahmin edilmesine karşın neredeyse küresel bir şekle sahiptir. Bu en büyük dört asteroit, asteroit kuşağının toplam kütlesinin yaklaşık sekizde beşini oluştururken yalnızca Ceres ve Vesta bile kütlenin yarısını meydana getirir.

Ceres, kendi kütleçekimi altında plastik bir şekil kazanmış gibi görünen tek asteroittir ve bu sayede bir cüce gezegen olarak sınıflandırılan tek üyedir. Diğer asteroitlere kıyasla yaklaşık 3,32 ile çok daha yüksek bir mutlak parlaklığa sahiptir ve yüzeyinde bir buz tabakası barındırıyor olabilir. Tıpkı gezegenler gibi Ceres de kabuk, manto ve çekirdekten oluşan farklılaşmış bir iç yapıya sahiptir. Dünya üzerinde Ceres kökenli herhangi bir meteorite rastlanmamıştır.

Güneş Sistemi'nin donma sınırının iç kesimlerinde oluştuğu için sudan yoksun olan Vesta da farklılaşmış bir iç yapıya sahiptir. Cismin bileşimi büyük ölçüde bazaltik kayaçlardan ve olivin gibi minerallerden oluşur. Güney kutbundaki devasa Rheasilvia krateri bir yana bırakılırsa Vesta elipsoit bir şekle sahiptir. Vesta ailesinin ve diğer V-tipi asteroitlerin ana cismi olan Vesta, aynı zamanda Dünya'daki tüm meteoritlerin %5'ini oluşturan HED meteoritlerinin de kaynağıdır.

Pallas, tıpkı Uranüs gibi dönme ekseninin yörünge düzlemine oldukça yüksek açılarla eğik olması ve adeta yan yatarak dönmesi bakımından sıra dışıdır. Bileşimi Ceres'inkine benzer: karbon ve silisyum açısından zengindir ve muhtemelen kısmen farklılaşmıştır. Pallas, Pallas ailesi asteroitlerinin ana cismidir.

Hygiea, en büyük karbonlu asteroittir ve diğer dev asteroitlerin aksine tutulum düzlemine nispeten yakın bir konumda yer alır. Hygiea ailesi asteroitlerinin en büyük üyesi ve olası ana cismidir. Tıpkı Vesta'da olduğu gibi yüzeyinde bu aileye kaynaklık edebilecek yeterli büyüklükte bir krater bulunmadığı için Hygiea'nın aileyi oluşturan çarpışmada tamamen parçalandığı ve kütlesinin %2'sinden biraz daha azını kaybettikten sonra yeniden bir araya geldiği düşünülmektedir. Çok Büyük Teleskop'un SPHERE görüntüleme aygıtıyla 2017 ve 2018 yıllarında yapılan gözlemler, Hygiea'nın neredeyse küresel bir şekle sahip olduğunu ortaya koymuştur. Bu durum; cismin hidrostatik dengede olması, geçmişte bu dengede bulunmuş olması veya parçalanıp yeniden toplanması ihtimallerinin tümüyle tutarlılık göstermektedir.

Büyük asteroitlerin iç farklılaşma geçirmiş olması, bir doğal uyduya sahip olmamalarıyla bağlantılı olabilir. Ana kuşak asteroitlerine ait uyduların çoğunlukla çarpışma kaynaklı parçalanmalar sonucu bir moloz yığını yapısının ortaya çıkmasıyla oluştuğuna inanılmaktadır.

Asteroit kuşağındaki büyük asteroitlerin dönme hızlarına yönelik ölçümler, bu hızın bir üst sınırı olduğunu göstermektedir. Çapı 100 metreden büyük olan çok az sayıda asteroidin dönme süresi 2,2 saatten daha kısadır. Bu sınır değerden daha hızlı dönen asteroitlerde yüzeydeki eylemsizlik kuvveti, kütleçekim kuvvetini aştığı için yüzeyde gevşek duran her türlü materyal uzaya savrulur. Oysa tek parça ve katı bir gök cisminin çok daha hızlı dönebilmesi beklenir. Bu durum, çapı 100 metrenin üzerindeki asteroitlerin büyük çoğunluğunun asteroit çarpışmalarından sonra arta kalan enkazın birikmesiyle oluşmuş birer moloz yığını olduğunu göstermektedir.

Asteroitler, uzay aşındırması nedeniyle yaşlandıkça daha koyu ve daha kırmızı bir renk alır. Ancak elde edilen bulgular, renk değişiminin büyük kısmının ilk yüz bin yıl içinde hızla gerçekleştiğini göstermektedir. Bu durum da tayfsal ölçümlerin asteroitlerin yaşını belirlemedeki işlevselliğini sınırlandırmaktadır.

"Büyük dörtlü" (Ceres, Pallas, Vesta ve Hygiea) haricindeki asteroitler, düzensiz şekillere sahip olsalar da genel görünüm itibarıyla birbirine benzeme eğilimindedir. 50 km (31 mi) büyüklüğündeki 253 Mathilde, çapı neredeyse asteroidin kendi yarıçapı boyutunda olan kraterlerle doygunluğa ulaşmış bir moloz yığınıdır. Büyük dörtlünün ardından gelen en büyük asteroitlerden biri olan 300 km (190 mi) büyüklüğündeki 511 Davida'nın Dünya'dan yapılan gözlemleri de benzer şekilde köşeli bir silüet ortaya koymakta ve bu cismin de yarıçapı boyutundaki kraterlerle kaplı olduğunu düşündürmektedir. Mathilde ve 243 Ida gibi yakından incelenen orta büyüklükteki asteroitlerin yüzeyini kaplayan kalın bir regolit tabakasının bulunduğu belirlenmiştir. Büyük dörtlüden Pallas ve Hygiea hakkında neredeyse hiçbir ayrıntı bilinmemektedir. Vesta ise güney kutbunda kendi yarıçapı büyüklüğündeki bir krateri çevreleyen sıkışma çatlaklarına sahip olsa da genel hatlarıyla bir sferoittir.

Dawn uzay aracı, Ceres'in yoğun kraterli bir yüzeye sahip olduğunu fakat beklenenden daha az sayıda büyük krater barındırdığını ortaya koymuştur. Mevcut asteroit kuşağının oluşumuna dayanan modeller, Ceres'in çapı 400 km'den büyük 10 ila 15 kratere sahip olması gerektiğini öngörmüştü. Ceres'te varlığı kesinleşen en büyük krater olan Kerwan Havzası, 284 km (176 mi) genişliğindedir. Bunun en olası nedeni, kabuktaki viskoz gevşemenin büyük çarpışma izlerini zamanla yavaşça düzleştirmesidir.

Asteroitler, karakteristik emisyon tayflarına göre sınıflandırılır ve büyük çoğunluğu C-tipi, M-tipi ve S-tipi olmak üzere üç ana grupta toplanır. Bu gruplar sırasıyla karbonlu (karbonca zengin), metalik ve silikatlı (taşsı) bileşimleri tanımlar. Asteroitlerin fiziksel bileşimi oldukça çeşitlidir ve çoğu durumda henüz yeterince anlaşılamamıştır. Ceres'in buzlu bir manto ile örtülü kayaç bir çekirdekten meydana geldiği, Vesta'nın ise nikel-demir bir çekirdeğe, olivin bir mantoya ve bazaltik bir kabuğa sahip olduğu düşünülmektedir. Farklılaşmamış en büyük asteroit olduğu düşünülen 10 Hygiea, homojen ve ilkel bir karbonlu kondrit bileşimine sahip gibi görünse de aslında büyük bir çarpışma sonucu tamamen parçalanıp ardından yeniden toplanmış, iç farklılaşma geçirmiş bir asteroit de olabilir. Diğer bazı asteroitler ise silikat ve metal bakımından zengin olan ön gezegenlerin kalıntı çekirdekleri veya mantoları gibi görünmektedir. En büyük asteroitler muhtemelen yekpare ve katı bir yapıya sahip olsa da küçük asteroitlerin çoğunun kütleçekim etkisiyle gevşek bir şekilde bir arada tutulan moloz yığınları olduğuna inanılmaktadır. Bazı asteroitlerin uyduları vardır ya da bunlar ortak bir yörüngede dolanan ikili asteroitlerdir. Moloz yığınları, uydular, ikili sistemler ve dağılmış asteroit aileleri; bir ana asteroidi, hatta muhtemelen bir gezegeni parçalayan çarpışmaların ürünü olarak değerlendirilmektedir.

Ana asteroit kuşağında iki temel asteroit popülasyonu göze çarpar: albedosu 0,10'dan düşük ve yoğunluğu 2,2 g/cm³'ün altında olan, C-tipi ve P-tipi asteroitlerden oluşan koyu renkli ve uçucu maddelerce zengin bir popülasyon; albedosu 0,15'in üzerinde ve yoğunluğu 2,7'den büyük olan, S-tipi ve M-tipi asteroitlerden oluşan yoğun ve uçucu maddelerce fakir bir popülasyon. Bu popülasyonlar içinde daha büyük asteroitler, muhtemelen maruz kaldıkları kütleçekimsel sıkışma nedeniyle daha yoğundur. Kütlesi 10×10¹⁸ kg'dan büyük olan yaklaşık yirmi kadar asteroitte makro gözenekliliğin (iç boşluklu yapının) asgari düzeyde olduğu görülmektedir.

Bileşim üç temel veriden yola çıkılarak hesaplanır: albedo, yüzey tayfı ve yoğunluk. Bunlardan sonuncusu, yalnızca asteroidin sahip olabileceği olası uyduların yörüngeleri gözlemlenerek kesin olarak belirlenebilir. Şimdiye kadar uydusu tespit edilen tüm asteroitlerin, hacimce yarısı boşluktan ibaret olabilecek gevşek kaya ve metal yığınlarından oluşan birer moloz yığını olduğu anlaşılmıştır. İncelenen asteroitlerin çapları 280 km'ye kadar ulaşmaktadır. Bunlar arasında 121 Hermione (268×186×183 km) ve 87 Sylvia (384×262×232 km) da yer alır. 87 Sylvia'dan daha büyük pek az asteroit vardır ve bunların hiçbirinin uydusu bulunmamaktadır. Sylvia gibi bu denli büyük asteroitlerin, muhtemelen yıkıcı çarpışmalar sebebiyle birer moloz yığını olabileceği gerçeği Güneş Sistemi'nin oluşumu açısından önemli sonuçlar doğurmaktadır. Katı gök cisimlerini içeren çarpışmaların bilgisayar simülasyonları, bu cisimlerin birleşme sıklığı kadar birbirlerini parçaladıklarını da gösterirken birbiriyle çarpışan moloz yığınlarının birleşme olasılığı çok daha yüksektir. Bu durum, gezegen çekirdeklerinin nispeten daha hızlı oluşmuş olabileceği anlamına gelir.

Bilim insanları, Dünya'ya ulaşan ilk suyun bir kısmının Ay'ı meydana getiren devasa çarpışmanın ardından gerçekleşen asteroit çarpmalarıyla taşındığını varsaymaktadır. 2009 yılında NASA'nın Kızılötesi Teleskop Tesisi kullanılarak 24 Themis'in yüzeyinde su buzu varlığı doğrulandı. Asteroidin yüzeyi tamamen buzla kaplı görünmektedir. Bu buz tabakası sürekli olarak süblimleştiği için yüzey altındaki bir buz rezervi tarafından yenileniyor olabilir. Yüzeyde ayrıca organik bileşikler de tespit edilmiştir. 24 Themis'te buz bulunması, ilk suyun asteroitlerce taşındığı teorisini akla yatkın kılmaktadır.

Ekim 2013'te Güneş Sistemi dışındaki bir gök cisminde ilk kez su tespit edildi. Bu su, beyaz cüce GD 61'in etrafında dolanan bir asteroitte bulundu. 22 Ocak 2014'te ise Avrupa Uzay Ajansı (ESA) bilim insanları, asteroit kuşağının en büyük cismi olan Ceres'te ilk kez kesin olarak su buharı tespit edildiğini duyurdu. Bu tespit, Herschel Uzay Gözlemevi'nin uzak kızılötesi yetenekleri kullanılarak yapıldı. Asteroitlerden ziyade yalnızca kuyruklu yıldızların gaz ve toz püskürttüğü düşünüldüğü için bu keşif beklenmedik bir gelişmeydi. Bilim insanlarından birinin ifadesiyle: "Kuyruklu yıldızlar ile asteroitler arasındaki sınırlar giderek daha da belirsizleşiyor."

Bulgular, Güneş rüzgârlarının asteroitlerin en üst katmanlarındaki oksijenle tepkimeye girerek su oluşturabileceğini göstermiştir. Yapılan atom probu tomografisi analizlerine göre "radyasyona maruz kalan her bir metreküp kayacın 20 litreye kadar su barındırabileceği" tahmin edilmektedir. Bu veriler S-tipi Itokawa asteroidi üzerinde yapılan incelemelerden elde edilmiştir.

1990 yılında Cezayir'de bulunan bir meteorit olan Acfer 094'ün, 2019 yılında aşırı gözenekli bir litolojiye (UPL) sahip olduğu kanıtlandı. Bu gözenekleri dolduran buzun yok olmasıyla meydana gelebilecek süngerimsi doku, UPL'nin "erken dönem buzunun fosillerini temsil ettiğini" düşündürmektedir.

Asteroitler amino asit ve diğer organik bileşiklerin izlerini barındırır. Hatta bazı araştırmacılar asteroit çarpmalarının yaşamı başlatmak için gereken kimyasalları ilkel Dünya'ya aşılamış olabileceğini, hatta yaşamın bizzat kendisini Dünya'ya getirmiş olabileceğini (bu varsayıma "panspermia" denir) ileri sürmektedir. Ağustos 2011'de NASA'nın Dünya'da bulunan meteoritler üzerinde yürüttüğü çalışmalara dayanan bir rapor yayımlanmış ve DNA ile RNA bileşenlerinin (adenin, guanin ve ilgili organik moleküller), uzaydaki asteroitler ve kuyruklu yıldızlar üzerinde oluşmuş olabileceği öne sürülmüştür.

Bilim insanları Kasım 2019'da, meteoritlerde riboz da dahil olmak üzere ilk kez şeker molekülleri tespit ettiklerini duyurdu. Bu bulgu, asteroitlerdeki kimyasal süreçlerin yaşam için kritik öneme sahip bazı temel biyolojik bileşenleri üretebileceğini göstermektedir. Ayrıca Dünya'da DNA tabanlı bir yaşamın kökeni öncesinde bir RNA dünyasının var olduğu hipotezini ve muhtemelen panspermia varsayımını da desteklemektedir.

Asteroitler, kendilerini oluşturan elementlere göre sınıflandırılabilir:

• Karbonlu asteroitler (C-tipi)

Bilinen tüm asteroitlerin yaklaşık %75'i karbondur. Bu karbon zengini asteroitlerin yüzeyleri çok koyu renklidir ve üzerlerine düşen ışığın sadece %3 ilâ 10'unu yansıtırlar. Karbonlu asteroitler Asteroit Kuşağı'nın dış bölgelerinde bulunur.

• Gri silikatlı asteroitler (S-tipi)

Bu kayaç yapıdaki gökcisimleri büyük oranda demir ve magnezyum silikat, yani Dünya'nın mantosunu oluşturan maddeleri içerir. Üzerlerine düşen ışığın %10 ilâ 12'sini yansıtan S-tipi asteroitler, Asteroit Kuşağı'nın yaklaşık %17'sini oluşturur. 2000 yılında NEAR Shoemaker uzay aracının ziyaret edip yörüngesinde döndüğü Eros S-tipi bir asteroittir.

• Metalli asteroitler (M-tipi)

Demir ve nikel karışımından oluşan bu gökcisimleri içerdikleri elementler bakımından Dünya'nın çekirdeğine benzer. Geçmişte eriyerek iyice birbirine karışan bu malzemeler zamanla soğumuştur. ABD, Arizona'da bulunan 1,2 km çapındaki Barringer Krateri, 50.000 yıl önce, 50 metre genişliğinde M-tipi bir asteroidin saatte yaklaşık 50.000 km hızla Dünya'ya çarpmasıyla şekillenmiştir.

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