Hovedband

Hovedasteroidebeltet er området i solsystemet som omtrent ligger mellom banene til Mars og Jupiter . Det er okkupert av en rekke uregelmessig formede kropper kalt asteroider eller mindre planeter. Omtrent halvparten av massen til beltet finnes i de fire største asteroidene, Ceres , Vesta , Pallas og Hygiea . De tre siste har en gjennomsnittlig diameter på over 400 km, mens Ceres, den eneste dvergplaneten i beltet, har en gjennomsnittlig diameter på rundt 950 km. [1] [2] [3] [4]De resterende kroppene er mindre i størrelse, ned til de av et støvkorn. Det asteroide materialet er fordelt på en ekstremt tynn måte; tallrike ubemannede romfartøy passerte gjennom det uten uhell.

Generell informasjon

Kollisjoner kan forekomme mellom større asteroider som kan danne en asteroidefamilie hvis medlemmer har lignende orbitale egenskaper og sammensetninger. Det ble en gang antatt at kollisjoner mellom asteroider produserte det fine støvet som bidrar mest til å danne zodiakallys . Nesvorny og Jenniskens (2010 Astrophysical Journal) tilskrev imidlertid 85 % av dyrekretsens lette støv til fragmenteringer av kometer fra Jupiter-familien i stedet for kollisjoner mellom asteroider. De individuelle asteroidene i beltet er klassifisert i henhold til deres spektrum . De fleste faller inn i tre grunnleggende grupper: karbonbasert ( type C ), silikatbasert ( type S ), metallbasert ( type M ).

I følge Viktor Safronovs teori om den såkalte planetesimale hypotesen [5] ble asteroidebeltet dannet fra den opprinnelige soltåken som en aggregering av planetesimaler , som igjen dannet protoplanetene . Mellom Mars og Jupiter hadde imidlertid gravitasjonsforstyrrelsene forårsaket av Jupiter gitt protoplanetene for mye orbitalenergi til at de kunne vokse til planeter. Kollisjonene ble for voldsomme, så i stedet for å samle seg, knuste planetesimalene og de fleste protoplanetene. Som et resultat gikk 99,9 % av den opprinnelige massen til asteroidebeltet tapt i løpet av de første 100 millioner årene av solsystemets levetid. [6] Etter hvert tok noen fragmenter veien til det indre solsystemet , og forårsaket meteorittstøt med de indre planetene. Banene til asteroider fortsetter å bli betydelig forstyrret hver gang deres revolusjonsperiode rundt solen går inn i orbital resonans med Jupiter. Ved de baneavstandene de befinner seg i, når de skyves inn i andre baner, dannes et Kirkwood-gap .

I andre områder av solsystemet er det andre mindre kropper , inkludert: kentaurene , objektene i Kuiper-beltet og den diffuse skiven , kometene til Oort-skyen .

Historie

I et anonymt notat til hans oversettelse av Charles Bonnets Contemplation de la Nature i 1766, [7] hadde astronomen Johann Daniel Titius fra Wittenberg [8] [9] notert et tilsynelatende mønster i arrangementet av planetene. Ved å starte en numerisk sekvens fra 0, deretter 3, 6, 12, 24, 48 osv., doble hver gang, legge fire til hvert tall og dele på 10, fikk vi med god tilnærming radiene til banene til de da kjente planetene , målt i astronomiske enheter . Denne modellen, nå kjent som Titius-Bode-loven , forutså halvhovedaksen til datidens seks planeter (Merkur, Venus, Jorden, Mars, Jupiter og Saturn) med innsetting av et "tomrom" mellom banene til Mars og Jupiter. I notatet lurte Titius på: ville Lord Architect noen gang forlate det tomme rommet? Absolutt ikke. [8] I 1768 nevnte astronomen Johann Elert Bode rapportene om Titius i hans Anleitung zur Kenntniss des gestirnten Himmels (Instruksjoner for kunnskap om stjernehimmelen), uten å kreditere Titius bortsett fra i påfølgende utgaver. Den ble kjent som "Bodes lov". [9] Da William Herschel oppdaget Uranus i 1781, passet planetens bane nesten perfekt med loven, noe som førte til at astronomer konkluderte med at det må være en planet mellom banene til Mars og Jupiter.

I 1800 samlet astronomen Baron Franz Xaver von Zach 24 av sine følgesvenner i en klubb , Vereinigte Astronomische Gesellschaft ("United Astronomical Society"), som han uformelt kalte "Lilienthal Society" [10] for sine møter i Lilienthal , en by. nær Bremen . Fast bestemt på å bringe orden i solsystemet, ble gruppen kjent som "Himmelspolizei", det himmelske politiet. Den inneholdt fremtredende medlemmer som Herschel, den britiske kongelige astronomen Nevil Maskelyne , Charles Messier og Heinrich Olbers . [11] Samfundet tildelte hver astronom en 15°-region av dyrekretsen for å lete etter den savnede planeten. [12]

Bare noen måneder senere bekreftet noen forventningene deres. 1. januar 1801 oppdaget Giuseppe Piazzi , professor i astronomi ved Universitetet i Palermo , et lite bevegelig objekt i en bane med en radius gitt av Titius-Bode-loven. Han kalte den Ceres , til ære for den romerske gudinnen for innhøstingen og skytshelgen for Sicilia. Piazzi trodde først at det var en komet, men mangelen på koma indikerte at det var en planet. [11] Femten måneder senere oppdaget Heinrich Wilhelm Olbers et annet objekt i samme region, Pallas . I motsetning til de andre planetene hadde disse objektene punktlys, og selv ved maksimal teleskopforstørrelse viste de ikke en skive. Bortsett fra deres raske bevegelse, virket de umulig å skille fra stjernene . Følgelig foreslo William Herschel i 1802 at de skulle klassifiseres i en egen kategori, kalt asteroider, fra de greske asteroeides, som betyr "stjernelignende". [13] [14] På slutten av en serie observasjoner av Ceres og Pallas, konkluderte han,

«Verken betegnelsen planet eller komet kan gis med språkegenskaper til disse to stjernene ... De ligner så mye på små stjerner at de knapt kan skilles fra dem. Så, gitt asteroideaspektet, hvis jeg må gi dem et navn, kaller jeg dem asteroider, og forbeholder meg friheten til å endre det uansett, hvis jeg skulle finne på en annen som bedre uttrykker deres natur."

( [15] )

Til tross for begrepet laget av Herschel, var det i flere tiår vanlig praksis å referere til disse objektene som planeter. [7] I 1807 avslørte ytterligere undersøkelser to nye gjenstander i regionen: Juno og Vesta . [16] Brannen fra Lilienthal under Napoleonskrigene satte en stopper for denne første oppdagelsesperioden, [16] og først i 1845 oppdaget noen astronomer et annet objekt, Astrea . Kort tid etter ble nye gjenstander funnet i en akselerert hastighet, og det ble stadig mer tungvint å telle dem blant planetene. Til slutt ble de fjernet fra listen over planeter, som foreslått av Alexander von Humboldt på begynnelsen av 1850-tallet, og William Herschels utvalgte nomenklatur, "asteroider", ble gradvis vanlig bruk. [7]

Oppdagelsen av Neptun i 1846 brakte Titius-Bode-loven i vanry i forskeres øyne, siden dens bane ikke var i nærheten av de forutsagte posisjonene. Det finnes ingen vitenskapelige forklaringer på loven, og det astronomiske samfunnet anser det som bare en tilfeldighet. [17]

Opprinnelse

Trening

I 1802, et par måneder etter å ha oppdaget Pallas, foreslo Heinrich Olbers for William Herschel hypotesen om at Ceres og Pallas var fragmenter av en mye større planet som hadde vært utsatt for en intern eksplosjon eller sammenstøt med en komet på flere millioner år siden. [18] Over tid mistet imidlertid denne hypotesen troverdighet. Den enorme energimengden som trengs for å ødelegge en planet, i tillegg til den beskjedne globale massen til beltet, omtrent 4 % av Månens , [1] støtter ikke hypotesen. Videre ville de betydelige kjemiske forskjellene mellom asteroidene være vanskelig å forklare hvis de kom fra samme planet. [19] I dag aksepterer de fleste forskere ideen om at asteroider aldri har dannet en planet i stedet for fragmenter av en moderplanet.

Generelt antas det at dannelsen av planeter i solsystemet skjedde gjennom en prosess som ligner på nebulære hypotese: en sky av støv og interstellar gass som kollapser under påvirkning av tyngdekraften for å danne en roterende skive av materiale som deretter kondenserer videre for å danne Solen og planetene. [20] I løpet av de første millioner årene av solsystemet forårsaket en akkresjonsprosess aggregering av små partikler, som gradvis økte i størrelse. Når det nådde en tilstrekkelig masse, kunne aggregatmaterialet tiltrekke seg andre kropper ved at gravitasjonsattraksjonen ble planetesimaler . Denne gravitasjonstilveksten førte til dannelsen av steinplaneter og gassgiganter .

Innenfor regionen som senere skulle bli asteroidebeltet, ble planetesimalene forstyrret for intenst av Jupiters tyngdekraft til at de kunne danne en planet. I stedet fortsatte de å gå i bane rundt solen, og støtet på hverandre fra tid til annen. [21] I områder der gjennomsnittshastigheten på kollisjoner var for høy, hadde knusingen av planetesimaler en tendens til å dominere akkresjonen, [22] og forhindret dannelsen av kropper på størrelse med planeter. Orbitale resonanser oppsto når omløpsperioden til et objekt i beltet dannet en hel brøkdel av omløpsperioden til Jupiter, og forstyrret objektet i en annen bane; i området mellom banene til Mars og Jupiter er det mange av disse orbitale resonansene. Med migrasjonen av Jupiter mot det indre av solsystemet , ville disse resonansene ha feid asteroidebeltet, spennende populasjonen av planetesimaler og fått deres relative hastigheter til å øke. [23]

I de tidlige stadiene av solsystemet smeltet asteroider til en viss grad, slik at elementene i dem ble delvis eller fullstendig differensiert etter masse. Noen av stamlegemene kan også ha gjennomgått perioder med eksplosiv vulkanisme med dannelse av hav av magma . Men på grunn av den relativt lille størrelsen på kroppene, hadde sammenslåingsperioden nødvendigvis vært kort (sammenlignet med mye større planeter), og skjedde i de første titalls millioner årene etter dannelsen av solsystemet. [24] En studie (august 2007) på zirkonkrystallene til en antarktisk meteoritt, som antas å stamme fra Vesta , antyder at sistnevnte, og i forlengelsen av resten av asteroidebeltet, hadde dannet seg ganske raskt, i de ti millioner år fra opprinnelsen til solsystemet. [25]

Evolusjon

Asteroider er ikke forkjempere for det tidlige solsystemet. De har gjennomgått betydelig utvikling siden de ble dannet, inkludert intern oppvarming (i de første titalls millioner årene), smelting av overflatepåvirkning, romerosjon ved stråling og bombardement av mikrometeoritter . [26] Selv om noen forskere omtaler asteroider som rester av planetesimaler, [27] anser andre dem for å være forskjellige. [28]

Det nåværende asteroidebeltet antas å inneholde bare en liten del av massen til det opprinnelige. Datasimuleringer indikerer at det opprinnelige beltet kunne ha vært bygd opp av en masse tilsvarende jordens. [29] Stort sett på grunn av gravitasjonsforstyrrelser ble det meste av materialet kastet ut fra beltet innen omtrent en million år etter det ble dannet, og etterlot seg mindre enn 0,1 % av dets opprinnelige masse. [21] Siden de ble dannet har størrelsen på asteroider holdt seg relativt stabil: det har ikke vært noen signifikante økninger eller reduksjoner i den typiske størrelsen på hovedbelteasteroider. [30]

4 :1 orbital resonans med Jupiter, med en radius på 2,06  AU , kan betraktes som den indre grensen til asteroidebeltet. Forstyrrelsene til Jupiter presser kroppene ned dit, for å vandre i ustabile baner. De fleste av kroppene som er dannet innenfor radiusen til dette gapet har blitt feid av Mars (som har et aphelion på 1,67 AU) eller flyttet bort fra gravitasjonsforstyrrelsene i det tidlige solsystemet. [31] Asteroidene i Hungaria-gruppen er lokalisert nærmere Solen enn 4:1 resonanslegemene, men er beskyttet av å ha høye helningsbaner. [32]

Da asteroidebeltet ble dannet, nådde temperaturene frostlinjen i en avstand på 2,7 AU fra solen , under frysepunktet til vann. Planetesimaler dannet utenfor denne radius var i stand til å samle is. [33] [34] I 2006 ble det kunngjort at en populasjon av kometer hadde blitt oppdaget innenfor asteroidebeltet, utenfor frostlinjen; slike kometer kan ha vært en vannkilde for jordens hav. I følge noen hypoteser var det ikke nok utgassing av vann under jordens fødselsperiode til at havene kunne dannes, en hendelse som ville ha krevd en ekstern kilde som et kometbombardement. [35]

Funksjoner

I motsetning til hva mange tror, ​​er asteroidebeltet stort sett tomt. Asteroidene er fordelt i et så stort volum at det er usannsynlig å nå et uten nøyaktig sporing. Imidlertid er hundretusenvis av asteroider for øyeblikket kjent, og det totale antallet, avhengig av det mindre kuttet i størrelse, kan nå opp i millioner. Over 200 asteroider har en diameter større enn 100 km, [36] og en undersøkelse utført ved bruk av infrarøde bølgelengder har vist at asteroidebeltet har 700 000-1 700 000 med en diameter på 1 km eller mer. [37] Den tilsynelatende størrelsen på de fleste asteroider varierer fra 11 til 19, med et gjennomsnitt på rundt 16. [38]

Den totale massen til asteroidebeltet er beregnet til å være 2,8 × 10 21 til 3,2 × 10 21 kg (4 % av månens masse). [2] De fire største objektene, Ceres , Vesta , Pallas og Hygiea står for halvparten av den totale massen til fascien, mens Ceres alene står for nesten en tredjedel. [3] [4]

Komposisjon

Det nåværende beltet består hovedsakelig av tre kategorier av asteroider: type C (karbonbasert), type S (silikatbasert), type M (metallbasert).

Karbonholdige asteroider, som navnet antyder, er rike på karbon og dominerer de ytre områdene av beltet. [39] De utgjør over 75 % av synlige asteroider. De er mer røde enn de andre og har en veldig lav albedo . Overflatesammensetningen deres ligner på karbonholdige kondrittmeteoritter. Kjemisk tilsvarer spektrene deres den opprinnelige sammensetningen av solsystemet, med bare de letteste grunnstoffene og flyktige elementene fjernet.

Asteroider som er rike på silikater er mer utbredt mot den indre delen av beltet, innenfor 2,5 AU fra solen. [39] [40] Spektrene på overflatene deres avslører tilstedeværelsen av silikater og noen metaller, mens tilstedeværelsen av karbonholdige forbindelser er beskjeden. Dette indikerer at materialene har blitt betydelig modifisert fra deres opprinnelige sammensetning, sannsynligvis gjennom støping. De har en relativt høy albedo, og utgjør omtrent 17 % av hele asteroidebestanden.

Metallrike asteroider utgjør omtrent 10 % av den totale befolkningen; deres spektre ligner jern-nikkel. Noen antas å ha dannet seg fra metallkjernene til differensierte forfedre som ble knust av kollisjoner. Imidlertid er det også noen silikatbaserte forbindelser som kan gi et lignende utseende. For eksempel ser ikke den store asteroiden 22 Kalliope ut til å være sammensatt hovedsakelig av metall. [41] Innenfor asteroidebeltet når fordelingen av type M-asteroider sitt maksimale nivå i en avstand på omtrent 2,7 AU. [42]

Et aspekt som ennå ikke er avklart er den relative sjeldenheten av basaltiske (type V) asteroider. [43] Teorier om asteroidedannelse forutsier at objekter på størrelse med Vesta eller større skal danne skorper og mantler, hovedsakelig sammensatt av basaltbergart; mer enn halvparten av asteroidene bør derfor være sammensatt av basalt eller olivin . Observasjoner indikerer imidlertid at det basaltiske materialet i 99 prosent av tilfellene ikke er tilstede. [44] Fram til 2001 ble mange basaltiske kropper oppdaget i asteroidebeltet antatt å ha kommet fra Vesta (derav deres V-typenavn). Oppdagelsen av asteroiden 1459 Magnya avslørte imidlertid en litt annen kjemisk sammensetning enn de andre basaltiske asteroidene som ble oppdaget til da, noe som tyder på en annen opprinnelse. [44] Denne hypotesen ble forsterket av den videre oppdagelsen i 2007 av to asteroider i det ytre beltet, 7472 Kumakiri og (10537) 1991 RY 16 , med ulik basaltisk sammensetning som ikke kan stamme fra Vesta. De to sistnevnte er de eneste type V-asteroidene som er oppdaget i det ytre beltet til dags dato. [43]

Temperaturen til asteroidebeltet varierer med avstanden fra solen. For støvpartikler i beltet varierer temperaturen fra 200 K (−73 ° C) til 2,2 AU ned til 165 K (−108 ° C) til 3,2 AU. [45] På grunn av rotasjonen kan imidlertid overflatetemperaturen til en asteroide variere betydelig, siden sidene vekselvis blir utsatt for solstråling først og deretter for stjernebakgrunnen.

Kometer i hovedbeltet

Flere kropper i den ytre fascien viser kometaktig aktivitet . Siden banene deres ikke kan forklares med fangsten av klassiske kometer, antas det at mange av de ytre asteroidene kan være isete, og isen blir noen ganger sublimert gjennom små kuler. Kometer i hovedbeltet kan ha vært en av hovedkildene til jordens hav : klassiske kometer har for lavt deuterium-hydrogen-forhold til å regnes som hovedkilden. [46]

Baner

De fleste av asteroidene i beltet har en orbital eksentrisitet på mindre enn 0,4 og en helning på mindre enn 30 °. Deres banefordeling er størst ved en eksentrisitet på omtrent 0,07 og en helning på mindre enn 4 °. [38] Mens en typisk asteroide har en nesten sirkulær bane og er relativt nær ekliptikkplanet , kan noen ha svært eksentriske baner og strekke seg godt utenfor ekliptikkplanet.

Noen ganger brukes begrepet "hovedbelte" for å indikere bare den sentrale regionen, der den sterkeste konsentrasjonen av kropper finnes. Dette er plassert mellom Kirkwood-hullene 4: 1 og 2: 1 (ved henholdsvis 2,06 og 3,27 AU), og ved orbitale eksentrisiteter mindre enn omtrent 0,33, med orbitale helninger på mindre enn omtrent 20 °. Den sentrale regionen inneholder omtrent 93,4 % av alle nummererte asteroider i solsystemet. [47]

Kirkwood Gaps

Halv - hovedaksen til en asteroide brukes til å beskrive dens bane rundt solen, og verdien bestemmer omløpsperioden til den mindre planeten. I 1866 kunngjorde Daniel Kirkwood oppdagelsen av hull i avstandene til disse kroppenes baner fra Solen. De var lokalisert i posisjoner der deres revolusjonstid rundt Solen var en hel brøkdel av Jupiters omløpsperiode. Kirkwood foreslo hypotesen om at planetens gravitasjonsforstyrrelser fikk asteroidene til å bevege seg bort fra disse banene. [48]

Når gjennomsnittlig omløpsperiode for en asteroide er en hel brøkdel av den til Jupiter, genereres en gjennomsnittlig bevegelsesresonans med gassgiganten tilstrekkelig til å forstyrre orbitalelementene til asteroiden. Asteroider som hadde havnet i hullene (enten opprinnelig på grunn av migrasjonen av Jupiters bane, [49] eller på grunn av tidligere forstyrrelser eller kollisjoner) flyttes gradvis til andre tilfeldige baner, med en annen semi-hovedakse.

Hullene er ikke synlige i et enkelt øyeblikksbilde av asteroideposisjonene på et bestemt tidspunkt, da asteroidenes baner er elliptiske, og mange asteroider fortsatt krysser radiene som tilsvarer hullene. Tettheten av asteroider i disse hullene skiller seg ikke nevneverdig fra den i naboregionene. [50]

Hovedgapene tilsvarer følgende resonanser av gjennomsnittlig bevegelse med Jupiter: 3: 1, 5: 2, 7: 3 og 2: 1. For eksempel går en asteroide i Kirkwood 3:1-hullet, for hver bane av Jupiter, i bane rundt solen tre ganger. Svakere resonanser forekommer med andre halvhovedakseverdier, med færre asteroider funnet enn i nærheten. (For eksempel en 8:3 resonans for asteroider med en semi-hovedakse på 2,71 AU). [51]

Hovedbefolkningen (eller sentral) i asteroidebeltet er noen ganger delt inn i tre soner, basert på de viktigste hullene. Den første sonen ligger mellom Kirkwood-gapene med resonans 4: 1 (2,06 AU) og 3: 1 (2,5 AU). Den andre sonen fortsetter fra slutten av den første til hullet med en resonans på 5: 2 (2,82 AU). Den tredje sonen strekker seg fra ytterkanten av den andre til gapet med 2:1 resonans (3,28 AU). [52]

Asteroidebeltet kan også deles inn i det indre og ytre beltet, der det indre beltet er dannet av asteroider som kretser nærmere Mars enn gapet 3:1 (2,5 AU), og det ytre beltet dannes av de asteroidene som er nærmest banen til Jupiter. (Noen forfattere deler det indre båndet fra det ytre båndet med 2:1 resonans (3,3 AU), mens andre deler det inn i indre, median og ytre bånd.)

Kollisjoner

Den store befolkningen i hovedbeltet bestemmer et svært aktivt miljø, hvor kollisjoner mellom asteroider ofte forekommer (på astronomiske tidsskalaer). Kollisjoner mellom kropper av hovedbeltet med andre med en gjennomsnittlig radius på 10 km forekommer omtrent en gang hvert 10. million år. [53] En kollisjon kan fragmentere en asteroide i flere mindre deler (noe som fører til dannelsen av en ny asteroidefamilie ). Omvendt kan kollisjoner som skjer i relativt lave hastigheter også slå sammen to asteroider. Etter mer enn 4 milliarder år med slike prosesser, har medlemmer av asteroidebeltet nå liten likhet med den opprinnelige befolkningen.

I tillegg til asteroider inneholder hovedbeltet også støvbånd sammensatt av partikler med radius opp til noen hundre mikrometer. Dette fine materialet er produsert, i det minste delvis, ved kollisjoner mellom asteroider og ved nedslag av mikrometeoritter på asteroider. På grunn av Poynting-Robertson-effekten fører trykket fra solstrålingen til at dette støvet inni spirerer sakte mot solen. [54]

Kombinasjonen av dette fine asteroidestøvet, så vel som det utkastede kometmaterialet, produserer dyrekretslyset . Denne svake nordlyset kan sees om natten og strekker seg fra solens retning langs ekliptikkens plan . Partiklene som produserer synlig dyrekretslys har en gjennomsnittlig radius på omtrent 40 mikron. Gjennomsnittlig levetid for disse partiklene er omtrent 700 000 år; derfor, for å bevare støvbåndene, må det stadig produseres nye partikler innenfor asteroidebeltet. [54]

Meteoritter

Noe av rusk som produseres av kollisjoner kan danne meteoroider som kommer inn i jordens atmosfære. [55] Av de 50 000 meteorittene som er funnet på jorden til nå, antas 99,8 prosent å ha sin opprinnelse i asteroidebeltet. [56] En studie fra september 2007 antok at kollisjonen mellom asteroide 298 Baptistina og en stor kropp sendte en rekke fragmenter inn i det indre solsystemet. Virkningene av disse fragmentene antas å ha skapt både Tycho-krateret på månen og Chicxulub-krateret i Mexico, vraket av den massive påvirkningen som resulterte i utryddelsen av dinosaurene for 65 millioner år siden. [57]

Familier og grupper

I 1918 la den japanske astronomen Kiyotsugu Hirayama merke til at banene til noen asteroider hadde lignende parametere; det ble derfor tenkt å klassifisere dem i familier og grupper. [58]

Omtrent en tredjedel av hovedbelteasteroidene er medlemmer av en asteroidefamilie. Disse deler lignende orbitale elementer, slik som semi-hovedaksen, eksentrisitet og orbital helning, samt lignende spektrale egenskaper, som hver indikerer et felles opphav i fragmenteringen av en større kropp. Diagrammer av disse elementene viser konsentrasjoner av asteroider som indikerer tilstedeværelsen av en familie. Det er rundt 20-30 assosiasjoner som nesten helt sikkert er asteroidefamilier. Disse kan bekreftes når medlemmene deres viser vanlige spektrale egenskaper. [59] De minste assosiasjonene til asteroider kalles grupper eller klynger.

Noen av de viktigste familiene til asteroidebeltet (i stigende rekkefølge etter semi-hovedakse) er: Flora , Eunomia , Coronide , Eos og Themes . [42] Familien Flora, en av de største med mer enn 800 medlemmer, kan ha dannet seg fra en kollisjon for mindre enn en milliard år siden. [60] Den største asteroiden som er et ekte medlem av en familie (i motsetning til inntrengeren Ceres med Gefion-familien ) er 4 Vesta. Vesta-familien antas å ha blitt dannet ved et sammenstøt (med relativ dannelse av et krater) på Vesta. HED- meteoritter kan også være et resultat av denne kollisjonen. [61]

Innenfor asteroidebeltet er det oppdaget tre støvbånd med banehellinger som ligner på Eos-, Koronis- og Themis-familiene, så de kan kanskje være assosiert med disse gruppene. [62]

Forsteder

Nær den indre kanten av fascien (i en avstand på 1,78 til 2,0 AU, med en gjennomsnittlig semi-hovedakse på 1,9 AU) ligger Hungaria-gruppen . Den er oppkalt etter hovedmedlemmet, 434 Hungaria , og inneholder minst 52 asteroider med svært skråstilte baner. Noen medlemmer tilhører kategorien asteroider som skjærer banen til Mars , hvis gravitasjonsforstyrrelser sannsynligvis er en faktor som reduserer den totale befolkningen i denne gruppen. [63]

En annen høy orbital inklinasjonsgruppe i den indre delen av asteroidebeltet er Phocaea-familien . Disse er hovedsakelig sammensatt av S-type asteroider, mens nabofamilien Hungaria inkluderer noen E-type asteroider . [64] Phocaea-familien går i bane mellom 2,25 og 2,5 AU fra Solen.

Nær den ytre kanten av beltet er Cybele-gruppen , i bane mellom 3,3 og 3,5 AU, og med en 7:4 orbital resonans med Jupiter. Hilda-familien går i bane mellom 3,5 og 4,2 AU, i relativt sirkulære baner og med en stabil 3:2 orbital resonans med Jupiter. Det er få asteroider utover 4,2 AU, opp til Jupiters bane. Her er de to familiene av trojanske asteroider som, i det minste blant objekter større enn 1 km, er omtrent like mange som hovedbelteasteroidene. [65]

Nye familier

Noen asteroidefamilier har nylig blitt dannet, i astronomiske termer. Familien Karin ble tilsynelatende dannet for rundt 5,7 millioner år siden fra en kollisjon med en foreldreasteroide med en radius på 33 km. [66] Veritas -familien ble dannet for rundt 8,3 millioner år siden, og bevis for denne påstanden er interplanetært støv gjenvunnet fra marine sedimenter. [67]

Nylig ser det ut til at Datura-gruppen har dannet seg for rundt 450 000 år siden fra en kollisjon med en hovedbelteasteroide. Aldersanslaget er basert på antakelsen om at banene til medlemmene på den tiden var de nåværende. Denne gruppen og andre formasjoner, som Iannini-gruppen (for ca. 1,5 millioner år siden), kan ha vært en kilde til materiale for dyrekretsstøv. [68]

Utforskninger

Det første romfartøyet som krysset asteroidebeltet var Pioneer 10 , som kom inn i regionen 16. juli 1972. Den gang fryktet man at rusk fra beltet kunne utgjøre en risiko for romfartøyet, men har siden blitt krysset av 11 kjøretøyer. dro fra jorden uten noen ulykke. Pioneer 11 , Voyager 1 og 2 og Ulysses passerte gjennom beltet uten å ta noen bilder. Galileo tok bilder av asteroide 951 Gaspra i 1991 og av 243 Ida i 1993, NEAR , av 253 Mathilde i 1997, Cassini , av 2685 Masursky i 2000, Stardust , av 5535 Annefrank i 5535 Annefrank i Rose 2002, 201 Horizons 2002, APL 202 , New , av 2867 Šteins i 2008. På grunn av den lave tettheten av materialet inne i beltet, anslås det nå at sannsynligheten for nedslag med en asteroide for en sonde er mindre enn én av en milliard. [69]

De fleste av bildene av beltets asteroider kommer fra korte forbiflyvninger av sonder på vei mot andre mål. Bare Dawn , NEAR og Hayabusa - oppdragene har studert banene og overflatene til asteroider i en lengre periode. Dawn utforsket Vesta fra juli 2011 til september 2012, og observerte deretter Ceres fra 2015 til slutten av oppdraget. Et mulig besøk av Pallas av sonden, når oppdraget var over, ble tenkt marginalt, men det viste seg å være umulig på grunn av den sterke forskjellen i bane, mens forslaget om å besøke en annen asteroide ble avvist. [70]

Merknader

  1. ^ a b GA Krasinsky, Pitjeva, EV; Vasilyev, MV; Yagudina og EI, Hidden Mass in the Asteroid Belt , i Icarus , vol. 158, n. 1, juli 2002, s. 98-105, DOI : 10.1006 / icar . 2002.6837 .
  2. ^ a b EV Pitjeva, High-Precision Ephemerides of Planets — EPM and Determination of Some Astronomical Constants ( PDF ), i Solar System Research , vol. 39, n. 3, 2005, s. 176, DOI : 10.1007 / s11208-005-0033-2 . Hentet 20. desember 2011 (arkivert fra originalen 7. september 2012) .
  3. ^ a b For nylige estimater av massene til Ceres , 4 Vesta , 2 Pallas og 10 Hygiea , se referansene i infoboksene til deres respektive artikler.
  4. ^ a b Donald K. Yeomans, JPL Small-Body Database Browser , på ssd.jpl.nasa.gov , NASA JPL, 13. juli 2006. Hentet 27. september 2010 ( arkivert 29. september 2010) .
  5. ^ H. Jeffreys, The planetesimal hypothesis ( abstrakt ) , i The Observatory , vol. 52, 1929, s. 173-178, Bibcode : 1929Obs .... 52..173J .
  6. ^ Sculpting the Asteroid Belt , på skyandtelescope.com . Hentet 3. mai 2013 (arkivert fra originalen 30. desember 2013) .
  7. ^ a b c Hilton, J., Når ble asteroidene mindre planeter? , på US Naval Observatory (USNO) , 2001. Hentet 1. oktober 2007 (arkivert fra originalen 6. april 2012) .
  8. ^ a b Dawn: A Journey to the Beginning of the Solar System , på Space Physics Center: UCLA , 2005. Hentet 3. november 2007 (arkivert fra originalen 24. mai 2012) .
  9. ^ a b Hoskin, Michael, Bodes lov og oppdagelsen av Ceres , fra Churchill College, Cambridge . Hentet 12. juli 2010 .
  10. ^ Linda T. Elkins-Tanton, asteroider, meteoritter og kometer , 2010: 10
  11. ^ a b Ring politiet! Historien bak oppdagelsen av asteroidene , i Astronomy Now , juni 2007, s. 60–61.
  12. ^ Pogge, Richard, An Introduction to Solar System Astronomy: Forelesning 45: Er Pluto en planet? , i An Introduction to Solar System Astronomy , Ohio State University , 2006. Hentet 11. november 2007 .
  13. ^ Douglas Harper, Asteroid , på Online Etymology Dictionary , Etymology Online, 2010. Hentet 15. april 2011 .
  14. ^ DeForest, Jessica, Greek and Latin Roots , på msu.edu , Michigan State University, 2000. Hentet 25. juli 2007 ( arkivert 12. august 2007) .
  15. ^ Clifford Cunningham, William Hershel og de to første asteroidene , i The Minor Planet Bulletin , vol. 11, Dance Hall Observatory, Ontario, 1984, s. 3.
  16. ^ a b Staff, Astronomical Serendipity , at dawn.jpl.nasa.gov , NASA JPL, 2002. Hentet 20. april 2007 (arkivert fra originalen 6. februar 2012) .
  17. ^ Er det en tilfeldighet at de fleste planetene faller innenfor Titius-Bode-lovens grenser? , på astronomy.com . Hentet 2007-10-16 .
  18. ^

    "Hvordan kan det være hvis Ceres og Pallas bare var et par fragmenter, eller deler av en en gang større planet som på en gang okkuperte sin rette plass mellom Mars og Jupiter, og var i størrelse mer analog med de andre planetene, og kanskje millioner for år siden, hadde, enten gjennom nedslaget av en komet, eller fra en intern eksplosjon, brast i stykker?

    ( Olbers i et brev til Herschel datert 17. mai 1802, sitert av Paul Murdin, Rock Legends : The Asteroids and Their Discoverers , Springer, 2016, s. 41-42, ISBN 978-3-319-31836-3 .  )
  19. ^ Masetti, M .; og Mukai, K., Origin of the Asteroid Belt , på imagine.gsfc.nasa.gov , NASA Goddard Spaceflight Center, 1. desember 2005. Hentet 25. april 2007 .
  20. ^ Susan Watanabe, Mysteries of the Solar Nebula , på jpl.nasa.gov , NASA, 20. juli 2001. Hentet 2. april 2007 .
  21. ^ a b Petit, J.-M .; Morbidelli, A.; og Chambers, J., The Primordial Excitation and Clearing of the Asteroid Belt ( PDF ), i Icarus , vol. 153, n. 2, 2001, s. 338–347, DOI : 10.1006 / icar . 2001.6702 . Hentet 22. mars 2007 ( arkivert 21. februar 2007) .
  22. ^ Edgar, R .; og Artymowicz, P., Pumping of a Planetesimal Disc by a Rapidly Migrating Planet ( PDF ), i Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 354, n. 3, 2004, s. 769–772, DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2004.08238.x . Hentet 16. april 2007 (arkivert fra originalen 21. juni 2007) .
  23. ^ E. rd Scott, Constraints on Jupiter's Age and Formation Mechanism and the Nebula Lifetime from Chondrites and Asteroids , League City, Texas, Lunar and Planetary Society, 13.-17. mars 2006. Hentet 16. april 2007 .
  24. ^ Taylor, GJ; Keil, K.; McCoy, T.; Haack, H .; og Scott, ERD et al. , Asteroidedifferensiering - Pyroklastisk vulkanisme til magmahav , i Meteoritics , vol. 28, nei. 1, 1993, s. 34–52.
  25. ^ Kelly, Karen, U av T forskere oppdager ledetråder til tidlig solsystem , University of Toronto , 2007. Hentet 12. juli 2010 .
  26. ^ Clark, BE; Hapke, B .; Pieters, C.; Britt, D. et al. , Asteroid Space Weathering og Regolith Evolution , i Asteroids III , 2002, s. 585. Gaffey, Michael J., The Spectral and Physical Properties of Metal in Meteorite Assemblages: Impplications for Asteroid Surface Materials , in Icarus (ISSN 0019-1035) , vol. 66, n. 3, 1996, s. 468, Bibcode : 1986Icar ... 66..468G , DOI : 10.1016 / 0019-1035 (86) 90086-2 . Keil, K., Thermal alteration of asteroids: evidence from meteorates , on Planetary and Space Science , 2000. Hentet 8. november 2007 . Baragiola, RA; Duke, CA; Loeffler, M.; McFadden, LA; og Sheffield, J., Duke, Loeffler, McFadden og Sheffield, Påvirkning av ioner og mikrometeoritter på mineraloverflater: Refleksjonsendringer og produksjon av atmosfæriske arter i luftløse solsystemlegemer , i EGS - AGU - EUG Joint Assembly , 2003, s. 7709, Bibcode : 2003EAEJA ..... 7709B .
  27. ^ Chapman, CR; Williams, JG; Hartmann, WK, The asteroids , i Annual review of astronomy and astrophysics , vol. 16, 1978, s. 33–75, DOI : 10.1146 / annurev.ay.16.090178.000341 .
  28. ^ Kracher, A., Asteroid 433 Eros og delvis differensierte planetesimaler: bulk utarming versus overflateutarming av svovel ( PDF ), i Ames Laboratory , 2005. Hentet 8. november 2007 (arkivert fra originalen 28. november 2007) .
  29. ^ Dr. Robert Piccioni, gjorde Asteroid Impacts Earth beboelig? , på guidetothecosmos.com , 19. november 2012. Hentet 3. mai 2013 .
  30. ^ Lori Stiles, Asteroids Caused the Early Inner Solar System Cataclysm , University of Arizona News, 15. september 2005. Hentet 18. april 2007 .
  31. ^ Alfvén, H .; Arrhenius, G., The Small Bodies , on SP-345 Evolution of the Solar System , NASA, 1976. Hentet 12. april 2007 ( arkivert 13. mai 2007) .
  32. ^ Christopher E. Spratt, Hungaria-gruppen av mindre planeter , i Journal of the Royal Astronomical Society of Canada , vol. 84, april 1990, s. 123-131.
  33. ^ Lecar, M .; Podolak, M .; Sasselov, D .; Chiang, E., Infrared cirrus - Nye komponenter i den utvidede infrarøde emisjonen , i The Astrophysical Journal , vol. 640, nr. 2, 2006, s. 1115–1118, DOI : 10.1086 / 500287 .
  34. ^ Phil Berardelli, Main-Belt Comets May Have Been Source Of Earths Water , Space Daily, 23. mars 2006. Hentet 27. oktober 2007 ( arkivert 11. oktober 2007) .
  35. ^ Emily Lakdawalla, Discovery of a Whole New Type of Comet , på planetary.org , The Planetary Society, 28. april 2006. Hentet 20. april 2007 ( arkivert 1. mai 2007) .
  36. ^ Donald K. Yeomans, JPL Small-Body Database Search Engine , på ssd.jpl.nasa.gov , NASA JPL, 26. april 2007. Hentet 26. april 2007 .  - søk etter asteroider i hovedbelteregionene med en diameter > 100.
  37. ^ Tysk, EF; og Desert, F.-X., The Infrared Space Observatory Deep Asteroid Search , i The Astronomical Journal , vol. 123, n. 4, 2002, s. 2070–2082, DOI : 10.1086 / 339482 .
  38. ^ a b Gareth Williams, Distribution of the Minor Planets , minorplanetcenter.org , Minor Planets Center, 25. september 2010. Hentet 27. oktober 2010 .
  39. ^ a b Wiegert, P .; Balam, D.; Bevege seg.; Veillet, C.; Connors, M.; og Shelton, I., Evidence for a Color Dependence in the Size Distribution of Main-Belt Asteroids ( PDF ), i The Astronomical Journal , vol. 133, n. 4, 2007, s. 1609–1614, DOI : 10.1086 / 512128 . Hentet 6. september 2008 (arkivert fra originalen 11. august 2011) .
  40. ^ BE Clark, New News and the Competing Views of Asteroid Belt Geology , in Lunar and Planetary Science , vol. 27, 1996, s. 225–226.
  41. ^ Margot, JL; og Brown, ME, A Low-Density M-type Asteroid in the Main Belt , i Science , vol. 300, n. 5627, 2003, s. 1939–1942, DOI : 10.1126 / science.1085844 .
  42. ^ a b Kenneth R. Lang, Asteroids and meteorites , ase.tufts.edu , NASAs Cosmos, 2003. Hentet 2. april 2007 .
  43. ^ a b Duffard, RD; Roig, F., To nye basaltiske asteroider i hovedbeltet? , Baltimore, Maryland, 14.–18. juli 2008.
  44. ^ a b Than, Ker, Strange Asteroids Baffle Scientists , space.com , 2007. Hentet 14. oktober 2007 .
  45. ^ Lav, FJ; et al. , Infrarød cirrus - Nye komponenter i den utvidede infrarøde emisjonen , i Astrophysical Journal, del 2 - Letters to the Editor , vol. 278, 1984, s. L19 – L22, DOI : 10.1086 / 184213 .
  46. ^ Intervju med David Jewitt , på youtube.com , 5. januar 2007. Hentet 21. mai 2011 .
  47. ^ Denne verdien ble oppnådd ved en enkel opptelling av alle kropper i den regionen ved å bruke data for 120437 nummererte mindre planeter fra Minor Planet Center-banedatabasen , datert 8. februar 2006.
  48. ^ J. Donald Fernie, The American Kepler , i American Scientist , vol. 87, n. 5, 1999, s. 398. Hentet 4. februar 2007 (arkivert fra originalen 11. juni 2011) .
  49. ^ Liou, Jer-Chyi; og Malhotra, Renu, Depletion of the Outer Asteroid Belt , i Science , vol. 275, n. 5298, 1997, s. 375–377, DOI : 10.1126 / science.275.5298.375 . Hentet 2007-08-01 .
  50. ^ McBride, N.; og Hughes, DW, Den romlige tettheten til asteroider og dens variasjon med asteroidemasse , i Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 244, 1990, s. 513-520.
  51. ^ S. Ferraz-Mello, Kirkwood Gaps and Resonant Groups , Belgirate, Italia, Kluwer Academic Publishers, 14.–18. juni 1993, s. 175–188. Hentet 2007-03-28 .
  52. ^ Jozef Klacka, Massefordeling i asteroidebeltet , i Earth, Moon, and Planets , vol. 56, n. 1, 1992, s. 47–52, DOI : 10.1007 / BF00054599 .
  53. ^ DE Backman, Fluctuations in the General Zodiacal Cloud Density , på Backman Report , NASA Ames Research Center, 6. mars 1998. Hentet 4. april 2007 (arkivert fra originalen 3. mars 2012) .
  54. ^ a b William T. Reach, Zodiacal emission. III - Støv nær asteroidebeltet , i Astrophysical Journal , vol. 392, n. 1, 1992, s. 289-299, DOI : 10.1086 / 171428 .
  55. ^ Danny Kingsley, Mysterious meteorite dust mismatch solved , abc.net.au , ABC Science, 1. mai 2003. Hentet 4. april 2007 .
  56. ^ Meteorer og meteoritter , på nasa.gov , NASA. Hentet desember 2020 .
  57. ^ Sammenbruddshendelse i hovedasteroidebeltet forårsaket sannsynligvis dinosaurutryddelse for 65 millioner år siden , Southwest Research Institute , 2007. Hentet 14. oktober 2007 ( arkivert 11. oktober 2007) .
  58. ^ David W. Hughes, Finding Asteroids In Space , open2.net , BBC, 2007. Hentet 20. april 2007 (arkivert fra originalen 10. mars 2012) .
  59. ^ Anne Lemaitre, Asteroide-familieklassifisering fra veldig store kataloger , Beograd, Serbia og Montenegro, Cambridge University Press, 31. august - 4. september 2004, s. 135–144. Hentet 2007-04-15 .
  60. ^ Linda MV Martel, Tiny Traces of a Big Asteroid Breakup , psrd.hawaii.edu , Planetary Science Research Discoveries, 9. mars 2004. Hentet 2. april 2007 ( arkivert 1. april 2007) .
  61. ^ Michael J. Drake, The eucrite / Vesta story , i Meteoritics & Planetary Science , vol. 36, n. 4, 2001, s. 501-513, DOI : 10.1111 / j.1945-5100.2001.tb01892.x .
  62. ^ Kjærlighet, SG; og Brownlee, DE, Støvbåndets bidrag til det interplanetære støvkomplekset - Bevis sett ved 60 og 100 mikron , i Astronomical Journal , vol. 104, n. 6, 1992, s. 2236–2242, DOI : 10.1086 / 116399 .
  63. ^ Christopher E. Spratt, Hungaria-gruppen av mindre planeter , i Journal of the Royal Astronomical Society of Canada , vol. 84, n. 2, 1990, s. 123-131.
  64. ^ Carvano, JM; Lasarus, D .; Mothé-Diniz, T .; Angels, CA; og Florczak, M., Spectroscopic Survey of the Hungaria and Phocaea Dynamical Groups , i Icarus , vol. 149, n. 1, 2001, s. 173–189, DOI : 10.1006 / icar.2000.6512 .
  65. ^ Roger Dymock, Asteroids and Dwarf Planets and How to Observe Them , Springer, 2010, s. 24, ISBN  1-4419-6438-X . Hentet 4. april 2011 .
  66. ^ Nesvorný , David et al. , Karin-klyngedannelse ved asteroidenedslag , i Icarus , vol. 183, n. 2, august 2006, s. 296-311, DOI : 10.1016 / j.icarus.2006.03.008 .
  67. ^ Maggie McKee, Eon of dust storms traced to asteroid smash , New Scientist Space, 18. januar 2006. Hentet 15. april 2007 (arkivert fra originalen 14. mars 2012) .
  68. ^ Nesvorný, D .; Bottke, WF; Levison, HF; og Dones, L., Recent Origin of the Solar System Dust Bands ( PDF ), i The Astrophysical Journal , vol. 591, n. 1, 2003, s. 486–497, DOI : 10.1086 / 374807 . Hentet 2007-04-15 .
  69. ^ Alan Stern, New Horizons Crosses The Asteroid Belt , Space Daily, 3. juni 2006. Hentet 14. april 2007 .
  70. ^ Staff, Dawn Mission Home Page , på dawn.jpl.nasa.gov , NASA JPL, 10. april 2007. Hentet 14. april 2007 ( arkivert 11. april 2007) .

Relaterte elementer

Andre prosjekter

Eksterne lenker