Unik kontakt med en asteroid

Ibland händer det att historien plötsligt levandegörs, upphör att vara ett gåtfullt och okänt förflutet, för att i stället bli ett med nutiden. Upptäckten av ismannen Ötzi, vars välbevarade kropp, kläder och utrustning gav insyn i en 5 300 år gammal värld, är ett exempel på ett sådant ögonblick. Ett annat inträffade när engelsmannen Howard Carter fann Tutankhamons oplundrade gravkammare år 1922. Mötet med asteroiden Vesta, som nyligen besöktes av rymdsonden Dawn, är också en händelse av den sorten.

Vesta är helt unik bland dagens asteroider – den lär oss om en tid långt före mänsklighetens historia, till och med före vår egen planets historia. Asteroiden för oss tillbaka 4,6 miljarder år, till den epok då själva solsystemet höll på att bildas.

Solsystemets inre del domineras av fyra ganska små planeter rika på sten och metall. Närmast solen finns Merkurius, så kommer Venus, jorden och Mars. Bortom Mars hittar vi de två gasjättarna – Jupiter och Saturnus. Ännu längre bort från solen ligger isjättarna Uranus och Neptunus. Bland alla dessa planeter rör sig ett stort antal betydligt mindre himlakroppar. Om de är så rika på is att vi kan se vattenånga strömma ut från dem när de närmar sig solen, kallas de kometer. Himlakroppar som trots sin närhet till solen inte uppvisar sådan aktivitet, kallas asteroider.

Asteroiden Vesta har en medeldiameter på 525 kilometer och är den tredje största asteroiden. Bland asteroiderna är det endast Ceres och Pallas som är större. Vesta rör sig i en bana mellan planeterna Mars och Jupiter, ungefär dubbelt så långt bort från solen som jorden. Denna del av solsystemet är så rik på asteroider att den går under namnet asteroidbältet. I dag känner vi till drygt en halv miljon asteroider, hälften av dem vet vi rätt exakt hur de rör sig därute. Så varför sända en rymdsond till just Vesta? Varför skulle just den asteroiden vara mer intressant än någon annan?

För att besvara denna fråga måste vi färdas tillbaka genom årmiljarderna, till tiden för solsystemets uppkomst och dess allra tidigaste historia. Först då kan vi förstå hur Vesta passar in i bilden, och hur viktig denna asteroid är som fönster mot forntiden.

Vår hemgalax Vintergatan hade redan existerat i nio miljarder år när det var dags för vårt solsystem att bildas. Stjärnor som solen föds nämligen oavbrutet ur den ytterst tunna blandning av gas och små stoftkorn som fyller rymden.

Astronomer blir i dag mer och mer säkra på att vårt solsystem inte har fötts isolerat, utan att det var en bland minst 4 000 andra medlemmar i en öppen stjärnhop. Sådana stjärnhopar är tillräckligt stora för att innehålla åtminstone en eller ett par stjärnor som är 10–20 gånger tyngre än solen.

En sådan mycket tung stjärna lever intensivt och snabbt. Efter bara några få miljoner år förstörs den i en supernovaexplosion, en av de våldsammaste företeelser som vi känner till i universum. Vid explosionerna sprids byggmaterial till nya himlakroppar runtom i rymden, bland andra en hel cocktail av många kortlivade radioaktiva isotoper, som aluminium-26, järn-60, klor-36, mangan-53 och kalcium-41. Deras radioaktiva sönderfall skulle med tiden få dramatiska konsekvenser för Vesta – men ännu var det långt till asteroidens födelse.

Vid tiden för supernovaexplosionen var vårt solsystem ett mycket kallt (–260 grader Celsius) moln av gas och stoft, utspritt över minst tusen miljarder kilometer. När detta moln föll samman under sin egen gravitation, samlade sig materien i en rund, platt och allt hetare skiva, som i sin tur matade det växande centralobjekt – en protostjärna – som en gång skulle bli solen.

I den heta ansamlingsskivan förångades det interstellära stoftet. När ångan kyldes ner och åter kondenserade, bildades en typ av små fasta korn som kallas kalcium-aluminiumrika inklusioner, eller CAI. Dessa allra första kondensat återfinns i dag i vissa typer av meteoriter, rymdstenar som fallit ner till jorden och som ger oss viktiga upplysningar om solsystemets tillkomst.

Så kan till exempel uranisotopers långsamma sönderfall i CAI användas för att mäta kornens ålder. Detta visar att solsystemet föddes för 4,569 miljarder år sedan. CAI innehåller även tydliga spår av supernovans kortlivade radioaktiva isotoper. Vid tiden för kondensation i ansamlingsskivan bildades även annat material – korn av sten, sulfider, metall och organiska ämnen. Sådana korn fortsatte att bildas långt efter att produktionen av CAI hade upphört.

När centralobjektet, som skulle bli vår sol, konsumerat nästan all tillgänglig gas dröjde det ytterligare 30 miljoner år innan fusionsreaktionerna på allvar startade inne i protosolen. Först då tändes solen och blev en riktig stjärna. Under några få miljoner år omgav sig protosolen av en tunn och ömklig spillra av den gamla ansamlingsskivan. Det var ur denna så kallade solnebulosa som planetsystemet skulle uppstå.

Men processen i vilken små stoftkorn slog sig samman till allt större stoftbollar gick mycket trögt i den inre delen av solsystemet. Ändå lyckades den skapa ett mindre antal rymdkroppar på några tiotal eller hundratal kilometer i storlek, föregångare till våra planeter som kallas planetesimaler. En av dem var Vesta.

Bland dessa mycket tidiga himlakroppar, bildade 1–2 miljoner år efter CAI, fanns supernovans kortlivade radioaktiva ämnen fortfarande kvar. Klart dominerande var aluminium-26 som genom sitt radioaktiva sönderfall till magnesium-26 producerade stora mängder värme.

Planetesimalerna blev så upphettade att deras byggmaterial smälte ner, också Vesta blev till en radioaktiv härdsmälta. Nedsmältningen gjorde att järn, nickel och svavel sjönk mot centrum och bildade en metallisk kärna, omgiven av en mantel dominerad av bergarten olivin, som i sin tur täcktes av en basaltisk skorpa på ytan.

Längre bort från solen, mer än ungefär fem gånger avståndet till jorden, var det svalare och därför också lättare för byggmaterialet att klumpa ihop sig. Det var tillräckligt kallt för att stora mängder vattenånga i solnebulosan skulle bli till is. Klibbig is slog sig snabbt samman med korn av sten och metall till två himlakroppar som var och en blev tio gånger tyngre än dagens jordklot. Med sin gravitation kunde de då attrahera stora mängder gas ur solnebulosan. Så blev gasjättarna Jupiter och Saturnus till, som till 70–90 procent består av vätgas och helium.  

När sedan eftersläntrarna Uranus och Neptunus nådde rätt massa för att kunna dra till sig gas, var det redan för sent – gasen hade nästan helt tagit slut. Dessa isjättar består därför till bara 10–15 procent av väte och helium, medan resten huvudsakligen är is. De alla fyra jätteplaneterna var i huvudsak färdigväxta inom 3–5 miljoner år efter CAI.

Ett märkligt fenomen utspelas samtidigt i den inre delen av solsystemet. Kvar finns där mängder av millimetersmå stoftbollar som aldrig lyckats slå sig samman och bilda planetesimaler. Dessa utsätts nu för en kraftig och extremt kortvarig upphettning, möjligen orsakad av att strömförande skikt bildades i den borttynande solnebulosan.

Så stelnade de smälta stoftbollarna till små droppformade kulor, så kallade kondruler, som i dag återfinns i många meteoriter som landat på jorden. Denna förändring av partiklarnas egenskaper tycks ha lett till en intensiv planetesimalbildning. Himlakropparna som bildades var extremt rika på kondruler och även en del överlevande CAI, uppblandade med annat osmält finkornigt material.

Inte mycket värme kunde produceras djupt i planetesimalernas inre, eftersom halten aluminimum-26 hade minskat dramatiskt; ämnet, med sin halveringstid på knappt en miljon år, hade till stora delar redan hunnit sönderfalla. De sent tillkomna små planetesimalerna smälte därför aldrig ner, så sten, metall, sulfider och organiska ämnen ligger sammanblandade i dem huller om buller. Röran skiljer dem tydligt från Vesta som bildades med en inre radioaktiv värmekälla, vilket gör dess byggmaterial skiktat som skalen i en lök.

Alla tiders planetesimaler, de tidigare smälta och de osmälta, kolliderade nu friskt med varandra. En del maldes ner till grus medan andra lyckades växa sig stora. De största av dem blev ungefär som vår måne och Mars, medan övriga kroppar var mycket små, som dagens asteroider.

Dessa planetembryon kolliderade våldsamt med varandra, och när omkring 100 miljoner år hade förflutit efter att de allra första små kornen bildats – CAI – återstod fyra stora kroppar i solens närhet: Merkurius, Venus, jorden och Mars. Vid ungefär samma tid kom även vår måne till, i efterdyningarna av den allra sista stora kollisionen som jorden upplevde.

Så blev det lugnare i solsystemet. Överlevande rester av planetesimalerna är i dag samlade i asteroidbältet mellan Mars och Jupiter. De allra flesta där är sent tillkomna och därför rika på en blandning av kondruler, CAI och annat byggmaterial. När dessa spillror faller ner till marken som stenmeteoriter kallas de kondriter.

Det finns även gott om spillror från den tidigare generationen planetesimaler med skiktat inre. De har fått olika namn beroende på vilken del av planetesimalen de kommer ifrån. Till exempel är järnmeteoriterna fragment av krossade kärnor, medan akondritiska meteoriter har sitt ursprung i den basaltiska skorpan. De senare kommer att bli en viktig pusselbit i vår historia.

Men i hela solsystemet finns det endast ett enda exemplar från den första generationen planetesimaler som har bevarats intakt. Det är Vesta, en överlevare från solsystemets allra första tid, som fortfarande kan uppvisa sin kärna, mantel och skorpa för eftervärlden. Möjligen finns det andra stora asteroider, som kan ha kommit till samtidigt som Vesta och som misstänks bestå av rent järn, vilket i så fall skulle vara en frilagd kärna av en asteroid.

Det är också möjligt att flera av de största asteroiderna liknar Vesta, men vi kan inte se det för de har täckts av kondritiskt material i efterhand. Vesta är dock den enda stora asteroiden som tveklöst är skiktad, med en yta av stelnad basaltisk magma.

Efter en knappt fyra år lång färd kom Dawnsonden fram till Vesta i juli 2011. Besöket varade i 14 månader. Bilderna visar en något tillplattad asteroid, nästan 600 kilometer i diameter vid ekvatorn, och drygt 400 kilometer mellan polerna.

Landskapet domineras av en enorm nedslagskrater vid sydpolen som kallas Rheasilvia. Kratern är 500 kilometer i diameter och 19 kilometer djup. I mitten står ett berg som mäter 180 kilometer tvärsöver. Med sin höjd på 20 kilometer är det mer än dubbelt så högt som Mount Everest.

Marken i kratern är spiralmönstrad med 1–5 kilometer höga åsar. Dessa tycks ha uppstått när stora mängder bråte föll tillbaka ner i kratern kort efter nedslaget, gled i väg och formades till spiraler av Vestas snabba rotation – ett dygn varar där bara fem timmar.

Längs ekvatorn sträcker sig långa fåror med plan botten och branta väggar. Liknande former syns på norra halvklotet. Samtliga löper parallellt med Rheasilvias rand; därför är det troligt att sänkorna skapades ungefär samtidigt vid det våldsamma nedslaget. Hela Vestas yta är kraftigt beströdd med kratrar. Men i Rheasilvia hittar vi ganska få, vilket visar att kratern är relativt ung, uppskattningsvis en miljard år. Rheasilvia har också delvis utplånat en tidigare nedslagskrater vid namn Veneneia. Även den verkar tämligen ung, cirka två miljarder år. Material som kastades ut vid dessa båda nedslag täcker omgivande terräng och har raderat ut de flesta äldre kratrar inom 100 kilometer från Rheasilvias yttre delar.

Längre bort är Vestas yta extremt rik på kratrar, som alltså måste vara mycket gamla. Dessa uråldriga kratrar, som kan ha bildats när Vesta var mycket ung, är fördelade i storlek på ett annat sätt än kratrarna i Rheasilvia. Bland de äldre kratrarna finns färre små, vilket betyder att de asteroider som skapade dem inte såg ut som de i dagens asteroidbälte, som är ansvariga för nedslagen i Rheasilvia.

Studier av Dawns rörelser runt Vesta ger ovärderlig information om asteroidens gravitationsfält, som kan användas för att rekonstruera hur Vesta ser ut inuti. Densiteten ökar kraftigt mot centrum, på ett sätt som är förenligt med föreställningen om att asteroiden har en kärna av järn, nickel och svavel, med en radie på cirka 110 kilometer. Stenmanteln har visat sig ha lägre densitet än förväntat, vilket tyder på att den är porös. Den innehåller stora tomrum och håligheter, troligen orsakade av det bombardemang från rymden som Vesta har utsatts för, och som fick manteln att spricka och delvis krossas.

De viktigaste resultaten från Dawns besök hos Vesta handlar dock om asteroidens mineralogi. De bevisar något som vi länge har misstänkt och som var en av de viktigaste anledningarna till att utforska Vesta på plats: vi har redan tillgång till stora mängder material från Vesta, i museer och laboratorier världen över.

Nästan var tionde meteorit som fallit på jorden tros ha sitt ursprung i Vesta eller dess gelikar. Dessa så kallade akondriter är helt enkelt stelnad magma eller basaltisk lava från främmande himlakroppar som en gång i tiden var vulkaniskt aktiva. Akondriterna består därför av material som någon gång smälts ner och sedan stelnat på nytt, så att alla spår av kondruler och CAI har raderats.

De flesta andra meteoriter på jorden är kondriter, stenmeteoriter som innehåller kondruler och som kommer från de osmälta asteroider som bildades något senare än Vesta. Den vanligaste typen av asteroid i bältet mellan Mars och Jupiter är just de ordinära kondriternas moderkroppar, vilket nyligen bekräftades av den japanska rymdsonden Hayabusa, som år 2010 hämtade material från asteroiden Itokawa till jorden.

De flesta akondriter ingår med samlingsnamnet HED i någon av tre grupper meteoriter – howarditer, eucriter och diogeniter – som kommer från olika delar av asteroidens magmakammare, där het magma genomgår en kemisk och mineralogisk skiktning när den stelnar.  

De första kristallerna som bildas är diogeniter som består av det magnesiumrika pyroxen med högst smältpunkt. Medan det långsamt sjunker till botten hinner det bygga stora kristaller. Kvar blir lättare sten som flyter ovanpå – fältspat rikt på kalcium och aluminium. Den svalnar snabbt, eftersom den befinner sig närmare den kalla ytan, och bildar då små kristaller, eucriter. Howardit består av krossad eucrit och diogenit som pressats samman till en sammanhängande stenmassa.

Ljus reflekterat från HED-meteoriterna avslöjar vilken av de olika sorternas HED-meteorit det är fråga om. När sedan asteroiderna började undersökas systematiskt under senare hälften av 1900-talet märkte man att Vesta skiljde sig från alla de andra större asteroiderna – Vestas reflekterade ljusstrålar liknade till förväxling ljus som man mätt från HED-meteoriter. Man började därför misstänka att dessa meteoriter faktiskt kom från just Vesta. Denna misstanke styrktes ytterligare när man började förstå hur de hade transporterats till jorden.

Strax utanför Vestas bana, ungefär 2,5 gånger längre bort än jorden är från solen, ligger den mäktiga 3:1-resonansen. Den innebär att asteroider på detta avstånd kretsar exakt tre varv kring solen på samma tid som Jupiter kretsar ett varv. Det gör att sådana asteroider utsätts för systematiska gravitationella störningar från Jupiter. En ursprungligt cirkulär bana blir snabbt mycket elliptisk, så avlång att banans ena ände flyttas närmare solen, mot banorna av Venus, jorden eller Mars.

Dessa mindre planeter stör i sin tur asteroidens bana så att den lämnar asteroidbältet och tillbringar en stor del av sin tid i det inre av solsystemet. Den blir en jordnära asteroid. På samma sätt flyttas stora mängder mindre stenfragment till jordkorsande banor, så att de kolliderar med vår planet. När de så överlever passagen genom atmosfären kallas de meteoriter.

Material från Vesta driver hela tiden mot 3:1-resonansen, dit det knuffas ut av värmestrålningen som sänds ut från den av solen upphettade stenasteroiden. Värmestrålarna tros verka som en mycket svag ”raketmotor” som under årmiljonerna kan flytta mindre stenar och även större asteroider avsevärda sträckor inom asteroidbältet. För att transporten verkligen fungerar talar en stor mängd mycket små asteroider, under 10 kilometer i diameter, som har upptäckts i området mellan Vesta och 3:1-resonansen. De kallas vestoider, eftersom deras reflekterade ljus liknar Vestas. Men skulle denna teori om ursprunget till HED-meteoriterna överleva en närmare granskning?

Det första steget mot att bevisa länken mellan Vesta och HED-meteoriter var att finna kratern som meteoriterna på jorden skulle ha kommit ifrån. Bilder av Vesta som tagits i förväg av rymdteleskopet Hubble var lovande – Vesta verkade ha en märkligt formad sydpol som kunde vara platsen för ett stort nedslag.

Med sonden Dawn kunde nu denna region utforskas i detalj. Förvåningen  var stor när inte bara en utan två stora nedslagskratrar avslöjades – Rheasilvia och Veneneia. De HED-meteoriter vi ser i dag härrör alltså från dessa två olika nedslag. Tillsammans motsvarar den urgröpta volymen mellan två och fyra procent av Vestas ursprungliga volym; det räcker mer än väl till dagens population av vestoider. Dateringen av Rheasilvia och Veneneia bekräftar också en misstanke från studier av vestoidernas banor – nedslagen på Vesta skedde inte vid tiden för solsystemets uppkomst, utan mellan 2,5 och 3,5 miljarder år senare.

Det är dock Dawnsondens observationer av reflekterat ljus som slutligen har bevisat att Vesta är HED-meteoriternas ursprung. För första gången kan därför vår extremt detaljerade kunskap om dessa meteoriters mineralogi sättas in i sitt rätta geologiska sammanhang, genom en nästan fullständig kartläggning av Vestas yta.

Den visar att de båda jättekratrarna, Rheasilvia och Veneneia, täcks av diogenitiskt material – grovkornig sten dominerad av magnesiumrik pyroxen. Den kommer från magmakamrarnas bottnar som legat på runt 20 kilometers djup innan de kom fram vid nedslagen. Områden kring ekvatorn domineras i stället av eucritiskt material – finkornig sten som är fattigare på pyroxen, men är mer rik på järn. Det kommer från mycket grundare skikt. Vestas yta täcks dock till största delen av det sammanpressade howarditiska materialet, ett resultat av årmiljarders bombardemang.

Märkligt nog syns inga områden med tydligt vulkaniskt ursprung: Vesta saknar lavaslätter eller vulkaniska berg. Möjligen har vulkanismen begränsat sig till mindre bassänger där lavan orkeslöst bubblat och skvätt under kortare tid – det finns mönster på ytan som påminner om sådana. Det är tydligt att Vestas yta eroderats kraftigt och att material som kastats runt vid stora nedslag kan dölja spår av vulkanism.

Det är vanligt med områden täckta av mycket mörkt material. Möjligen har detta kommit utifrån, med kolrika meteoriter förknippade med de mörka asteroiderna i det yttre huvudbältet.

En helt oväntad upptäckt av Dawn är att stora delar av Vesta är täckta av mineraler rika på hydroxylgruppen OH som bildas när sten badar i flytande vatten. Dessa är extremt ovanliga i HED-meteoriter och inget avslöjar att de skulle finnas i Rheasilvia-kratern. Men på vissa ställen sammanfaller höga förekomster av hydrerade mineraler med mörkt material, vilket kan tyda på ett sammanhang – de kolrika meteoriterna är ofta rika på vatten. På detta sätt kan Vesta kanske bidra till att avslöja hur vatten spred sig från solsystemets isrika yttre regioner till de torra inre delarna, där jorden med sina oceaner utgör ett undantag.

Rymdsonden Dawn har nu lämnat Vesta och fortsätter mot nästa mål på sin resa – den största asteroiden, Ceres. Tolkningen av det rika observationsmaterialet från Vesta har dock bara börjat och kommer att pågå i många år än. De detaljerade bilderna som samlades in av Dawn, i kombination med undersökningar av HED-meteoriternas mineralogi, gör att vi för första gången i mänsklighetens historia börjar förstå egenskaperna hos de kroppar som byggde jordklotet. Vårt mål är att i detalj kunna teckna solsystemets hela historia, från uppkomsten, genom 4,6 miljarder års utveckling, fram till i dag. Vesta utgör en unik bit i detta komplicerade pussel.

Om forskaren: Björn J.R. Davidsson