Asteroidebælte

Asteroidebæltet  er et område i solsystemet , der ligger mellem Mars og Jupiters kredsløb , som er et sted for ophobning af mange objekter af forskellig størrelse, for det meste uregelmæssig i form, kaldet asteroider eller mindre planeter.

Denne region omtales også ofte som hovedasteroidebæltet [1] eller blot hovedbæltet [2] [3] , og understreger derved dets forskel fra andre lignende områder af klynger af små planeter, såsom Kuiperbæltet uden for kredsløbet om Neptun , såvel som klynger af spredte diskobjekter og Oort-skyer .

Udtrykket "asteroidebælte" kom i brug i begyndelsen af ​​1850'erne [4] [5] . Den første brug af dette udtryk er forbundet med navnet på Alexander von Humboldt og hans bog " Kosmos: en plan til at beskrive den fysiske verden " (" Kosmos - Entwurf einer physischen Weltbeschreibung ", 1845) [6] .

Den samlede masse af hovedbæltet er cirka 4% af Månens masse, mere end halvdelen af ​​den er koncentreret i de fire største objekter: Ceres , (4) Vesta , (2) Pallas og (10) Hygiea . Deres gennemsnitlige diameter er mere end 400 km, og den største af dem, Ceres, har en diameter på mere end 950 km, og dens masse er dobbelt så stor som Pallas og Vestas samlede masse [7] . Men de fleste asteroider, som der er adskillige millioner af, er meget mindre, ned til flere snese meter . Samtidig er asteroider så stærkt spredt i denne region af det ydre rum, at ikke et eneste rumfartøj, der flyver gennem denne region, blev beskadiget af dem .

Ifølge den generelt accepterede hypotese er årsagen til denne sammensætning af asteroidebæltet, at det begyndte at dannes direkte nær Jupiter , hvis gravitationsfelt konstant introducerede alvorlige forstyrrelser i planetesimals kredsløb . Den overskydende orbitale energi modtaget fra Jupiter førte til mere voldsomme kollisioner af disse kroppe med hinanden, hvilket forhindrede dem i at klæbe sammen til en protoplanet og dens yderligere udvidelse .

Som et resultat blev de fleste planetesimaler fragmenteret i adskillige små fragmenter, hvoraf de fleste enten blev smidt ud af solsystemet, hvilket forklarer den lave tæthed af asteroidebæltet, eller flyttet til aflange baner, langs hvilke de falder ind i det indre område af solsystemet, kolliderede med planeter terrestrisk gruppe ; dette fænomen kaldes det sene tunge bombardement .

Kollisioner mellem asteroider fandt også sted efter denne periode , hvilket førte til fremkomsten af ​​adskillige asteroidefamilier  - grupper af kroppe med lignende baner og kemisk sammensætning , som omfatter et betydeligt antal asteroider, der eksisterer i dag, samt til dannelsen af ​​fint kosmisk støv der danner stjernetegnslyset .

Derudover skaber Jupiters tyngdekraft også områder med ustabile baner, hvor der på grund af resonanser med Jupiter praktisk talt ikke er nogen asteroider . En asteroide, der kommer ind der, vil i løbet af relativt kort tid blive slynget ud af denne bane uden for solsystemet eller genopbygge bestanden af ​​asteroider, der krydser de indre planeters baner. Nu er der praktisk talt ingen asteroider i sådanne områder, men mange små asteroiders kredsløb fortsætter langsomt med at ændre sig under påvirkning af andre faktorer .

Det vigtigste kendetegn, der kendetegner individuelle asteroider, er deres spektrum, som kan bruges til at bedømme den kemiske sammensætning af en given krop. I hovedbæltet skelnes der afhængigt af den kemiske sammensætning 3 hovedspektralklasser af asteroider : kulstof ( klasse C ), silikat ( klasse S ) og metal ( klasse M ) . Alle disse klasser af asteroider, især metal, er af interesse set fra rumindustrien generelt og den industrielle udvikling af asteroider i særdeleshed .

Historien om studiet af asteroider

Titius-Bode regel

En ejendommelig forhistorie fra begyndelsen af ​​studiet af asteroidebæltet kan betragtes som opdagelsen af ​​en afhængighed, der omtrent beskriver afstandene mellem planeterne fra Solen, kaldet Titius-Bode-reglen. Essensen af ​​reglen er, at placeringen af ​​banerne for solsystemets planeter tilnærmelsesvis kan beskrives med en empirisk formel for formen

hvor  er planetens ordenstal (på samme tid bør det for Merkur antages , at , og svarer ikke til nogen kendt planet).

Den blev først formuleret og udgivet af den tyske fysiker og matematiker Johann Titius tilbage i 1766 [8] [9] [10] , men på trods af, at med de angivne forbehold alle seks planeter kendt på det tidspunkt (fra Merkur til Saturn ) ), vakte reglen ikke opmærksomhed i lang tid. Dette fortsatte, indtil Uranus blev opdaget i 1781, hvis kredsløbs semi-hovedakse nøjagtigt svarede til den, der blev forudsagt af denne formel. Derefter foreslog Johann Elert Bode muligheden for eksistensen af ​​en femte planet fra Solen mellem Mars og Jupiters kredsløb, som ifølge denne regel skulle have været i en afstand på 2,8 AU. og er endnu ikke blevet opdaget [10] . Opdagelsen af ​​Ceres i januar 1801, og netop i den angivne afstand fra Solen, førte til øget tillid til Titius-Bode-reglen blandt astronomer, som fortsatte indtil opdagelsen af ​​Neptun .

Opdagelsen af ​​Ceres

Baron Franz Xaver var den første til at søge efter en planet mellem Mars og Jupiter tilbage i 1787 . Men efter flere års mislykkede observationer indså han, at han havde brug for hjælp fra andre astronomer, så i september 1800 samlede han en gruppe på 24 videnskabsmænd til i fællesskab at søge efter planeten og dannede en slags uformel klub kaldet Lilienthal Society . Denne gruppe var dog bedst kendt som "Himmelspolizei", eller "det himmelske politi". Dens mest fremtrædende medlemmer var William Herschel , Charles Messier og Heinrich Olbers [11] . De opdelte stjernetegnsdelen af ​​himlen nær ekliptikken i 24 dele (i henhold til antallet af astronomer), hvilket gav hvert stjernetegnsområde 15° bredt til at søge efter planeten [12] . Opgaven var at beskrive koordinaterne for alle stjernerne i området af stjernetegnene på et bestemt tidspunkt. I de efterfølgende nætter blev koordinaterne kontrolleret, og objekter, der bevægede sig en større afstand, blev fremhævet. Den anslåede forskydning af planeten, der søges, skulle have været omkring 30 buesekunder i timen, hvilket er let at se.

På trods af indsatsen fra "det himmelske politi" blev planeten ved et uheld opdaget af en person, der ikke var medlem af klubben - en italiensk astronom fra universitetet i Palermo på Sicilien , Giuseppe Piazzi , som observerede den natten til den 1. januar , 1801 . Ved at udarbejde et komplet katalog over stjerner fra stjernebilledet Tyren opdagede han et lille lyspunkt, der bevægede sig mod stjernernes baggrund. Efterfølgende observationer har bekræftet, at det ikke er en stjerne, men et nyt objekt i solsystemet. I starten forvekslede Piazzi det for en komet, men fraværet af koma fik ham til at tro, at dette objekt kunne være en planet [11] . Hun var i en afstand på 2,77 AU. fra Solen, hvilket svarede næsten nøjagtigt til forudsigelserne fra Titius-Bode-reglen. Piazzi opkaldte planeten Ceres efter den romerske gudinde for høsten og patronen på Sicilien.

Kort efter opdagelsen gik genstanden tabt. Men takket være de mest komplekse beregninger udført på få timer af den 24-årige Carl Gauss ved hjælp af en ny metode, han selv opdagede ( metoden for mindste kvadraters ), lykkedes det ham at angive stedet, hvor han skulle lede efter planeten, hvor det hurtigt blev opdaget.

Opdagelse af Pallas og andre asteroider

Femten måneder senere, den 28. marts 1802 , opdagede Heinrich Olbers det andet større objekt i samme område af solsystemet, som fik navnet Pallas . Dens semi-hovedakse var omtrent den samme som Ceres, men excentriciteten og hældningen var tværtimod meget anderledes end Ceres. Det vigtigste er, at begge åbne kroppe, i modsætning til andre planeter, selv i datidens kraftigste teleskoper lignede lyspunkter, det vil sige, at det ikke var muligt at se deres skiver, og hvis ikke for deres hurtige bevægelse, ville ikke kunne skelnes fra stjerner. Derfor, den 6. maj 1802, efter at have studeret arten og størrelsen af ​​disse to nye objekter, foreslår William Herschel at klassificere dem som en separat klasse af objekter, som han kaldte "asteroider", fra det græske. Αστεροειδής , som betyder "stjernelignende" [13] [14] [15] . Definitionen blev bevidst valgt til at være noget tvetydig for at være "bred nok til at dække alle mulige fremtidige opdagelser". Men på trods af Herschels bestræbelser på at introducere dette nye udtryk, fortsatte astronomer i flere årtier med at henvise til nyopdagede objekter som "planeter" [8] . Så Ceres blev kaldt en planet indtil 1860'erne, hvor den alligevel blev tildelt klassen af ​​asteroider, hvor den var indtil 2006 , indtil den sammen med Pluto og nogle andre trans-neptunske objekter blev overført til kategorien dværg planeter. Men efterhånden som antallet af opdagede asteroider steg, blev systemet med deres klassificering og betegnelse mere og mere besværligt, og i begyndelsen af ​​1850'erne blev de efter forslag fra Alexander von Humboldt udelukket fra planeternes sammensætning og begyndte gradvist at blive oftere og oftere kaldet asteroider.

Den østrigske astronom Josef Litrov foreslog en anden, meget mere informativ betegnelse - "zenareid". Afledt af de græske navne for Jupiter og Mars (Zeus og Ares), angav dette navn placeringen af ​​asteroidebæltet mellem disse to planeters kredsløb. Imidlertid var dette udtryk for sent: de nye kroppe var allerede blevet navngivet med et andet ord, desuden var udtrykket "zenareid" noget besværligt og prætentiøst. Derfor kom den aldrig ind i videnskaben, kun lejlighedsvis findes den i den gamle tyske astronomiske litteratur [16] .

I 1807 blev yderligere to genstande opdaget, ved navn Juno og Vesta [17] . Men det var her opdagelserne sluttede. Begyndelsen af ​​Napoleonskrigenes æra tjente som en slags afslutning på den første historiske fase i historien om søgningen efter asteroider. Det var ikke muligt at finde nye asteroider, og de fleste astronomer besluttede, at de ikke var mere, og stoppede forskningen. Karl Ludwig Henke holdt dog ud, i 1830 genoptog han søgen efter nye asteroider, og opdagede i 1845 Astraea  – den første nye asteroide i 38 år. Og mindre end to år senere blev Hebe opdaget . Derefter sluttede andre astronomer rundt om i verden sig til eftersøgningen, og opdagelsen af ​​nye asteroider gik i et accelererende tempo - mindst én om året. Efterhånden som teleskoperne forbedredes, steg antallet af opdagelser af asteroider ustandseligt, og i midten af ​​1868 havde deres antal passeret over hundrede.

Da det stod klart, at der udover Ceres er mange andre mindre legemer i omtrent samme afstand fra Solen, for på en eller anden måde at forklare dette ud fra Titius-Bode-reglens position, blev der fremsat en hypotese om planeten der plejede at være i denne bane , hypotetisk planeten Phaeton , som i de tidlige stadier af dannelsen af ​​solsystemet kollapsede, så asteroider blev dens fragmenter, som dannede Asteroidebæltet. Efterfølgende blev denne hypotese tilbagevist, da det viste sig, at på grund af Jupiters gravitationspåvirkning i en given afstand fra Solen, kan ethvert stort legeme simpelthen ikke dannes.

Med opdagelsen af ​​Neptun i 1846 viste Titius-Bode-reglen sig at være fuldstændig miskrediteret i videnskabsmænds øjne, da denne planets store halvakse var langt fra den, som reglen forudsagde [18] .

En ny fase i studiet af asteroider begyndte med Max Wolfs brug af astrofotografering i 1891 til at søge efter nye asteroider [19] . Den bestod i, at i fotografier med en lang eksponeringstid efterlod asteroider korte lyse linjer, mens stjernerne forblev prikker på grund af det faktum, at teleskopet roterer efter himmelkuglens rotation. Denne metode accelererede i høj grad opdagelsen af ​​nye asteroider sammenlignet med tidligere anvendte visuelle observationsmetoder: Max Wolf opdagede på egen hånd 248 asteroider, begyndende med asteroiden (323) Brucia , mens lidt over 300 var blevet opdaget i et par årtier før ham.

De første tusinde asteroider blev opdaget i oktober 1921, 10.000 i 1981 [20] , i 2000 oversteg antallet af opdagede asteroider 100.000, og pr. 6. september 2011 er antallet af nummererede asteroider allerede 285.075 [21] .

I 1993, nær asteroiden (243) Ida, blev den første bekræftede satellit af asteroiden opdaget af Galileo automatiske interplanetariske station [22] .

Det er kendt, at asteroidebæltet indeholder et meget større antal af dem, end det er kendt nu (det hele afhænger af, hvor små kroppe man kan kalde asteroider). Men da moderne systemer til at søge efter nye asteroider gør det muligt at detektere dem helt automatisk med ringe eller ingen menneskelig indgriben, søger de fleste videnskabsmænd ikke efter dem og kalder asteroider for "rumaffald", der er tilbage fra dannelsen af ​​solsystemet. Nu lægges der mere vægt på asteroider, der er potentielt farlige for Jorden. De kaldes jordnære asteroider og er en del af en gruppe af jordnære objekter, som også omfatter nogle kometer og meteoroider .

Forskning

Det første rumfartøj, der fløj gennem asteroidebæltet, var Pioneer 10 , som nåede hovedbælteområdet den 16. juli 1972 . På det tidspunkt var der stadig bekymring for muligheden for en kollision af enheden med en af ​​de små asteroider, men siden da, på vej til de ydre planeter, har 9 rumfartøjer allerede fløjet gennem asteroidebæltet uden nogen hændelser.

Pioneer 11 , Voyager 1 og Voyager 2 , samt Ulysses- sonden, passerede gennem bæltet uden planlagte eller utilsigtede stød på asteroider. Galileo - rumfartøjet blev det første rumfartøj til at tage billeder af asteroider. De første fotograferede objekter var asteroiden (951) Gaspra i 1991 og asteroiden (243) Ida i 1993. Derefter vedtog NASA et program, hvorefter enhver enhed, der flyver gennem asteroidebæltet, om muligt skulle flyve forbi en asteroide. I de efterfølgende år blev en række små objekter afbilledet af rumsonder og køretøjer, såsom (253) Matilda i 1997 fra NEAR Shoemaker , (2685) Mazursky i 2000 fra Cassini , (5535) Annafranc i 2002 fra Stardust ”, ( 132524) APL i 2006 fra New Horizons - sonden , (2867) Steins i 2008 og (21) Lutetia i 2010 fra Rosetta [23 ] .

De fleste billeder af hovedbælte-asteroiderne transmitteret af rumfartøjer blev opnået som et resultat af en kort flyvning af sonder nær asteroider på vej mod missionens hovedmål - kun to køretøjer blev sendt for at studere asteroider i detaljer: NEAR Shoemaker , som undersøgte (433) Eros og Matilda [24] , og også " Hayabusa ", hvis hovedformål var at studere (25143) Itokawa . Apparatet studerede overfladen af ​​asteroiden i lang tid og leverede endda for første gang i historien jordpartikler fra dens overflade [25] .

Den 27. september 2007 blev den automatiske interplanetariske station Dawn sendt til de største asteroider Vesta og Ceres . Enheden var i kredsløb om Vesta fra 16. juli 2011 til 12. september 2012, hvorefter den fløj til Ceres, som kom ind i kredsløbet den 6. marts 2015. Efter afslutningen af ​​hovedmissionen i 2016 var der forslag om en flyvning til Pallas [26] . Det blev dog besluttet at fortsætte undersøgelsen af ​​Ceres, som sluttede i november 2018 på grund af udtømning af brændstof. Fartøjet forblev i en stabil bane omkring denne dværgplanet.

Oprindelse

Formation

Rumforskere har forskellige bud på årsagen til den store koncentration af asteroider i det relativt smalle rum i det interplanetariske medium mellem Mars og Jupiters kredsløb.

Den mest populære blandt de fremherskende hypoteser i det 19. århundrede om oprindelsen af ​​asteroidebæltets kroppe var den hypotese, der blev foreslået i 1802 , kort efter opdagelsen af ​​Pallas, af den tyske videnskabsmand Heinrich Olbers. Han foreslog, at Ceres og Pallas kunne være fragmenter af den hypotetiske planet Phaethon , som engang eksisterede mellem Mars og Jupiters kredsløb og blev ødelagt som følge af en kollision med en komet for mange millioner år siden [19] .

Nyere undersøgelser afviser imidlertid denne hypotese. Argumenterne imod er den meget store mængde energi, der kræves for at ødelægge en hel planet, den ekstremt lille samlede masse af alle asteroider i hovedbæltet, som kun er 4 % af Månens masse , og den praktiske umulighed af at danne en stor planetlignende objekt i et område af solsystemet, der oplever stærke gravitationsforstyrrelser fra Jupiter. Betydelige forskelle i den kemiske sammensætning af asteroider udelukker også muligheden for deres oprindelse fra én krop [27] . Mest sandsynligt er asteroidebæltet ikke en ødelagt planet, men en planet, der aldrig var i stand til at dannes på grund af Jupiters gravitationspåvirkning og i mindre grad andre gigantiske planeter.

Generelt er dannelsen af ​​solsystemets planeter og asteroider tæt på beskrivelsen af ​​denne proces i nebulære hypotese , ifølge hvilken skyer af interstellar gas og støv dannede en roterende gas- og støvskive for 4,5 milliarder år siden. påvirkning af tyngdekraften , hvor komprimering og kondensering af skivematerialet fandt sted. I løbet af de første par millioner år af solsystemets historie opstod der på grund af turbulente og andre ikke-stationære fænomener, som følge af sammenklæbning under indbyrdes kollisioner af små partikler af frossen gas og støv, stofklumper. Denne proces kaldes tilvækst . Gensidige uelastiske kollisioner, sammen med tyngdekraftens vekselvirkning, der øges med stigende størrelse og masse, forårsagede en stigning i vækstraten af ​​klumper. Derefter tiltrak stofklumperne det omgivende støv og gas, samt andre klumper, og forenede sig til planetesimaler , hvoraf planeter efterfølgende dannedes [28] [29] .

Med stigende afstand fra Solen faldt den gennemsnitlige temperatur af gas- og støvstoffet, og følgelig ændredes dets generelle kemiske sammensætning. Den ringformede zone af den protoplanetariske skive, hvorfra hovedasteroidebæltet efterfølgende blev dannet, viste sig at være nær kondenseringsgrænsen for flygtige forbindelser, især vanddamp. Dette er netop årsagen til dannelsen af ​​et asteroidebælte på dette sted i stedet for en fuldgyldig planet. Nærheden af ​​denne grænse førte til en større vækst af Jupiter -embryoet , som var i nærheden og blev centrum for akkumulering af brint , nitrogen , kulstof og deres forbindelser, hvilket efterlod den mere opvarmede centrale del af solsystemet.

Kraftige gravitationsforstyrrelser fra Jupiters hurtigt voksende embryo forhindrede dannelsen af ​​et ret stort protoplanetarisk legeme i asteroidebæltet [30] . Processen med akkumulering af stof der stoppede i det øjeblik, hvor kun et par dusin planetesimaler af præ-planetarisk størrelse (ca. 500-1000 km) havde tid til at dannes, som derefter begyndte at bryde op under kollisioner [31] på grund af en hurtig stigning i deres relative hastigheder (fra 0,1 til 5 km/c) [32] . Årsagen til deres vækst ligger i orbitale resonanser , nemlig i de såkaldte Kirkwood-gab , der svarer til baner, hvor revolutionsperioderne svarer til Jupiters revolutionsperiode som heltal (4:1, 3:1, 5:2) .

I sådanne baner forekommer tilgangen til Jupiter oftest, og dens gravitationspåvirkning er maksimal, så der er praktisk talt ingen asteroider der. Mellem Mars og Jupiters kredsløb er der flere zoner med sådanne resonanser, mere eller mindre stærke. På et vist trin af sin dannelse begyndte Jupiter at migrere til den indre del af solsystemet [33] , som et resultat, disse resonanser fejede gennem hele bæltet, indførte forstyrrelser i asteroidernes kredsløb og øgede deres hastighed [34] . På samme tid oplevede protoasteroider adskillige kollisioner, ikke kun indbyrdes, men også med kroppe, der invaderede asteroidebæltet fra zonerne Jupiter, Saturn og den fjernere periferi af solsystemet. Forud for dette var den gradvise vækst af asteroidernes forældrelegemer mulig på grund af deres lave relative hastigheder (op til 0,5 km / s), da kollisioner af objekter endte i deres forening og ikke knuses. Stigningen i strømmen af ​​kroppe kastet ind i asteroidebæltet af Jupiter og Saturn førte til, at de relative hastigheder af asteroidernes forældrelegemer steg betydeligt (op til 3-5 km/s) og blev mere kaotiske, hvilket gjorde processen med yderligere udvidelse af organerne umulig. Processen med akkumulering af asteroidernes forældrelegemer blev erstattet af processen med deres fragmentering under gensidige kollisioner, og muligheden for dannelsen af ​​en stor planet i en given afstand fra Solen forsvandt for altid [35] .

Det antages, at som følge af gravitationsforstyrrelser blev det meste af materialet i hovedbåndet spredt i løbet af de første to millioner år fra dets dannelsestidspunkt, hvilket efterlod mindre end 0,1 % af materialet i den oprindelige masse, hvilket ifølge til computersimuleringer, kunne være nok til at danne en planet med en masse Jorden [31] . Det er muligt, at nogle af disse asteroider kunne have overlevet i Kuiperbæltet eller blandt de iskolde kroppe af Oort-skyen , men en betydelig del blev sandsynligvis simpelthen smidt ud af solsystemet.

Evolution

Siden dannelsesøjeblikket fra den primære tåge har de fleste asteroider undergået betydelige ændringer, som blev forårsaget af betydelig opvarmning i de første par millioner år efter deres dannelse, differentiering af indre i store planetesimaler og fragmentering af sidstnævnte i separate mindre fragmenter, smeltning af overfladen som følge af nedslag fra mikrometeoritter og påvirkning af kosmiske processer forvitring , der er sket under påvirkning af solstråling gennem solsystemets historie [36] [37] [38] [39] . På trods af dette fortsætter mange videnskabsmænd med at betragte dem som rester af planetesimaler og håber i dem at finde det primære stof, der udgjorde gas- og støvskyen, og som kunne bevares i dybden af ​​asteroider [40] , andre mener, at asteroider har gennemgået for alvorlige ændringer siden deres dannelse [41] .

Samtidig viste området af gas- og støvskyen, hvorfra asteroiderne blev dannet, på grund af sin ret specifikke placering, at være meget heterogen i sammensætning, afhængigt af afstanden til Solen: med afstand fra Solen ( i området fra 2,0 til 3,5 AU) faldt det relative indhold af de simpleste silikatforbindelser deri kraftigt, mens indholdet af let flygtige forbindelser, især vand, tværtimod steg. Samtidig var mange moderkroppe til moderne asteroider i en delvis eller fuldstændig smeltet tilstand. I det mindste dem, der indeholdt en høj andel af silikatforbindelser og var tættere på Solen, var allerede blevet varmet op og oplevet gravitationsdifferentiering af det indre (lagdeling af stof til mere og mindre tæthed), og nogle af dem kunne endda overleve perioder med aktiv vulkanisme og danner oceaner af magma på overfladen, som havene på månen. Kilden til opvarmning kunne enten være henfaldet af radioaktive isotoper eller virkningen af ​​induktionsstrømme induceret i disse legemers substans af kraftige strømme af ladede partikler fra den unge og aktive Sol.

Forældrelegemerne til asteroider (protoasteroider), der af en eller anden grund er bevaret til i dag, er så største asteroider som Ceres og (4) Vesta . I processen med gravitationsdifferentiering af protoasteroider, som oplevede opvarmning tilstrækkelig til at smelte deres silikatstof, blev metalkerner og lettere silikatskaller adskilt i dem, og i nogle tilfælde (for eksempel nær Vesta) endda en basaltskorpe, som i jordiske planeter . Men da materialet i asteroidzonen indeholdt en betydelig mængde flygtige forbindelser, var dets gennemsnitlige smeltepunkt relativt lavt. Som vist ved matematisk modellering og numeriske beregninger, for et sådant silikatstof, kunne det være i området 500-1000 °C. En så lav temperatur, kombineret med asteroidernes lille størrelse, sikrede den hurtige afkøling af protoasteroider; som et resultat, ifølge beregninger, kunne smelteperioden for disse kroppe ikke vare mere end flere millioner år [42] . Undersøgelsen af ​​zirkoniumkrystaller fundet i august 2007 i antarktiske meteoritter, der angiveligt kommer fra Vesta, bekræfter, at dets stof var i smeltet tilstand i meget kort tid efter geologiske standarder [43] .

Migrationen af ​​Jupiter ind i den indre del af solsystemet, som begyndte næsten samtidigt med disse processer, og som et resultat heraf de orbitale resonanser, der fejede gennem asteroidebæltet, førte til, at de protoasteroider, der netop var dannet og gennemgået differentiering af tarmene begyndte at de-kredse og kollidere med hinanden. Ved relative hastigheder på omkring adskillige kilometer i sekundet førte kollisioner af kroppe bestående af flere silikatskaller med forskellige mekaniske styrker (jo flere metaller der er indeholdt i et fast stof, jo mere holdbart er det), førte det til "afskalning" og knusning til små fragmenter , først og fremmest de mindst holdbare ydre silikatskaller, som førte til fremkomsten af ​​et stort antal nye asteroider, men meget mindre.

Disse fragmenter, såvel som større kroppe, blev dog ikke hængende i hovedbåndet i lang tid, men blev spredt og for det meste smidt ud af hovedbåndet. Hovedmekanismen for en sådan spredning kunne være orbital resonans med Jupiter. 4:1 og 2:1 resonanser ved 2,06 og 3,27 AU. kan betragtes som henholdsvis de indre og ydre grænser af hovedbæltet, ud over hvilke antallet af asteroider falder kraftigt. Banerne for asteroider, der falder ind i resonansområdet, bliver ekstremt ustabile, så asteroider bliver slynget ud af disse baner på ret kort tid og flytter til mere stabile eller forlader solsystemet helt. De fleste af de asteroider, der faldt ind i disse baner, blev spredt af enten Mars eller Jupiter [44] . Asteroider af den ungarske familie , der er placeret inde i 4:1-resonansen, og Cybele-familien på yderkanten af ​​bæltet er beskyttet mod spredning af høj orbital hældning [45] .

Men som numerisk simulering af kollisioner af silikatlegemer på størrelse med asteroide viser, kunne mange af de asteroider, der eksisterer nu efter gensidige kollisioner, akkumuleres igen, det vil sige, forene sig fra de resterende fragmenter og således ikke repræsentere monolitiske kroppe, men bevægelige " dynger ". af brosten ”.

Sådanne kollisioner kan også føre til dannelsen af ​​små satellitter, der er gravitationsbundet til dem af en række asteroider. Denne hypotese, selvom den før i tiden førte til ophedede diskussioner blandt forskere, blev især bekræftet af observationer af en specifik ændring i lysstyrken af ​​asteroider, og derefter direkte ved at bruge eksemplet med asteroiden (243) Ida . Den 28. august 1993 lykkedes det for Galileo-rumfartøjet at få billeder af denne asteroide sammen med dens satellit (som senere blev navngivet Dactyl ). Størrelsen af ​​Ida er 58 × 23 km, Daktyl er 1,5 km, afstanden mellem dem er 85 km.

Da Jupiters migration ophørte, og asteroidebanerne stabiliserede sig, faldt antallet af kollisioner mellem asteroider kraftigt, hvilket resulterede i en relativt stabil størrelsesfordeling af asteroider gennem det meste af hovedbæltets historie [46] .

Interessant nok, da asteroidebæltet lige var begyndt at dannes, i en afstand på 2,7 AU. fra Solen dannedes den såkaldte "snelinje", hvor den maksimale temperatur på asteroidens overflade ikke oversteg isens smeltetemperatur. Som et resultat var vand i form af is i stand til at kondensere på asteroider, der blev dannet uden for denne linje, hvilket førte til fremkomsten af ​​asteroider med en stor mængde is på overfladen [47] [48] .

En af sorterne af sådanne asteroider er hovedbæltekometer , hvis opdagelse blev annonceret i 2006. De er placeret i den yderste del af hovedbåndet uden for snegrænsen. Det er meget muligt, at disse asteroider kan være kilderne til vand i Jordens oceaner, efter at have ramt Jorden under et kometbombardement, da den isotopiske sammensætning af kometstoffet fra Oort-skyen ikke svarer til fordelingen af ​​isotoper i vand i jordens hydrosfære [49] .

Baner og rotation

Asteroider bevæger sig i kredsløb omkring Solen i samme retning som planeterne, afhængigt af størrelsen af ​​den semi-hovedakse varierer deres omdrejningsperiode fra 3,5 til 6 år. De fleste asteroider, som det kan ses af diagrammet til højre, bevæger sig i baner med en excentricitet på højst 0,4, men der er en del asteroider, der bevæger sig i stærkt aflange baner med en excentricitet på op til 0,6, som f.eks. asteroiden (944) Hidalgo og højere. Banehældningen af ​​en typisk asteroide overstiger ikke 30 °, selvom der også er rekordholdere her: asteroide (945) Barcelona , hvis kredsløbshældning er 32,8 °. For hovedparten af ​​asteroider er den gennemsnitlige banehældning ikke mere end 4°, og excentriciteten er omkring 0,07 [50] .

Området i rummet placeret mellem to orbitale resonanser 4:1 og 2:1, hvilket svarer til orbitalafstande på 2,06 og 3,27 AU, kaldes nogle gange kernen i asteroidebæltet og indeholder op til 93,4% af alle nummererede asteroider. Det omfatter asteroider med en excentricitet på højst 0,33 og en hældning på mindre end 20°, hvis største halvakser ligger inden for ovenstående grænser [51] .

Overfladen på de fleste asteroider med en diameter på mere end 100 m er sandsynligvis dækket af et tykt lag af knust sten og støv, dannet under meteoritternes fald eller opsamlet under kredsløbsbevægelser [52] . Målinger af asteroiders rotationsperioder omkring deres akse har vist, at der er en øvre grænse for rotationshastigheder for relativt store asteroider med en diameter på mere end 100 m, hvilket er 2,2 timer. I hurtigere roterende asteroider begynder de inertikræfter, der følger af rotationen, at overstige tyngdekraften , på grund af hvilken intet kan hvile på overfladen af ​​en sådan asteroide. Alt støv og murbrokker, der dukker op på dens overflade under meteoritternes fald, kastes straks ud i det omgivende rum. Imidlertid kan asteroiden, som er et solidt fast legeme, og ikke bare en bunke murbrokker , på grund af de sammenhængende kræfter, der virker inde i den, i princippet rotere med en højere hastighed.

Indflydelse af Yarkovsky-effekten

Selvom orbitale resonanser med Jupiter er den mest kraftfulde og effektive måde at ændre asteroiders baner på, er der andre mekanismer til at fortrænge asteroider fra deres oprindelige baner. En sådan mekanisme er Yarkovsky-effekten .

Det blev forudsagt af den russiske videnskabsmand fra det 19. århundrede I. O. Yarkovsky og består i muligheden for at ændre et legemes kredsløb i det ydre rum under påvirkning af sollystryk. Han foreslog, at sollys er i stand til at bære et lille momentum , som transmitteres til et kosmisk legeme, når det absorberer lys. Og uensartetheden af ​​termisk stråling af opvarmnings- og afkølingssiderne af det kosmiske legeme selv fører til skabelsen af ​​en svag reaktiv impuls, hvis værdi er tilstrækkelig til en langsom ændring i halvhovedaksen af ​​de små baner. lavmasse-asteroider [53] .

Samtidig er direkte sollys ikke i stand til at ændre asteroidens kredsløb, da de virker langs samme akse som Solens gravitationsattraktion. Nøgleideen er, at asteroiden har en anden fordeling af temperaturer på overfladen og derfor forskellig intensitet af infrarød stråling. Jo mere opvarmet kroppen (aftensiden af ​​kroppen), jo mere varme udstråler overfladen og jo stærkere den genererede reaktive impuls, på den anden side, jo koldere overfladen (morgensiden af ​​kroppen), jo lavere er intensiteten af ​​infrarød. stråling og jo svagere den genererede reaktive impuls. Dette er netop mekanismen til at ændre kredsløbet: en stor reaktiv impuls virker på kroppen fra den opvarmede side, og impulsen fra den kolde side er for lille til at kompensere for den, på grund af dette, afhængigt af rotationsretningen af asteroide, dens bevægelse i kredsløb bremser eller accelererer , og ændringen i hastighed forårsager fjernelse af eller nærmer sig kroppen til Solen [54] .

Virkningen af ​​denne effekt er dog ikke begrænset til kun én ændring i kredsløbet. Under hensyntagen til indflydelsen af ​​nogle nye parametre, såsom albedoen og formen af ​​asteroiden, kan denne effekt også forårsage en ændring i asteroidens rotationshastighed ikke kun langs kredsløbet, men også omkring dens akse, og også påvirke vinklen på dens hældning og præcession. Denne raffinerede version af Yarkovsky-effekten kaldes YORP-effekten , som er en forkortelse af de første bogstaver i navnene på videnskabsmænd, der har ydet det største bidrag til undersøgelsen af ​​dette fænomen. Hovedbetingelsen for manifestationen af ​​denne effekt er den forkerte form af kroppen. På grund af dette, med infrarød stråling fra den del af asteroiden, der er fjernest fra dens massecenter, under påvirkning af en reaktiv puls, opstår der et drejningsmoment, der forårsager en ændring i vinkelhastigheden af ​​asteroidens rotation [55] .

Kirkwoods sprækker

En asteroides semi-hovedakse bruges til at beskrive størrelsen af ​​dens kredsløb omkring Solen og bestemmer sammen med excentriciteten asteroidens omløbsperiode. I 1866 foreslog den amerikanske astronom Daniel Kirkwood eksistensen af ​​tomme områder i asteroidebæltet, hvor de næsten er fuldstændig fraværende. Revolutionsperioden for asteroider i disse områder, kaldet "Kirkwood-gab" , er i et simpelt heltalsforhold med Jupiters omløbsperiode, hvilket fører til regelmæssige tilgange af asteroider til den gigantiske planet, hvilket forårsager fænomenet orbital resonans . Samtidig forårsager Jupiters gravitationspåvirkning destabilisering af asteroidebaner, hvilket kommer til udtryk i en stigning i excentricitet og som et resultat tab af kredsløbsstabilitet og i sidste ende fører til udstødning af asteroider fra resonansområdet [56] . De samme asteroider, der stadig roterer i disse områder, var der enten oprindeligt ("trojanere") [57] , eller blev kastet dertil som følge af indbyrdes kollisioner.

Orbitale resonanser er svage (9:2, 10:3, 11:6 og andre), når tilnærmelser til Jupiter, selv om de er regelmæssige, ikke forekommer for ofte - i sådanne områder af asteroider, selvom de er mærkbart færre, forekommer de stadig [58] - og stærk (4:1, 3:1, 5:2, 2:1), når møder med Jupiter forekommer meget ofte, en gang hvert par år - der er praktisk talt ingen asteroider der. Hele asteroidebæltet er nogle gange konventionelt opdelt i tre zoner.

• "Zone I" (indre) - placeret i en afstand fra 2,06 til 2,5 AU. og begrænset af 4:1 og 3:1 orbitale resonanser
• "Zone II" (midten) - placeret i en afstand på 2,5 til 2,82 AU. og begrænset af 3:1 og 5:2 orbitale resonanser
• "Zone III" (ydre) - placeret i en afstand fra 2,82 til 3,27 AU. og er begrænset af 5:2 og 2:1 orbitale resonanser [59] .

Hovedbåndet er ofte også opdelt i to dele: indre og ydre . Den indre del af bæltet omfatter asteroider, der er placeret tættere på Mars kredsløb før 3:1 orbital resonans i en afstand på 2,5 AU, og den ydre del omfatter asteroider, der er placeret tættere på Jupiter , allerede efter denne grænse (nogle forfattere, dog udføre den i en afstand på 3,3 AU, hvilket svarer til en 2:1 orbital resonans).

I modsætning til huller i Saturns ringe kan huller i asteroidebæltet ikke ses visuelt, når man fotograferer resonansområdet, da alle asteroider bevæger sig i elliptiske baner og krydser resonansbaner fra tid til anden. Derfor adskiller den rumlige tæthed af asteroider i disse regioner sig til enhver tid ikke meget fra naboregionerne [60] .

Da Jupiters kredsløb, ligesom andre planeters kredsløb, under dannelsen af ​​solsystemet undergik væsentlige ændringer, og selve områderne med kredsløbsresonanser (Kirkwood-spalter) bevægede sig sammen med planeten [33] , kan dette forklare hvorfor nogle store asteroider er stadig i resonansområdet.

Familier og grupper af asteroider

Asteroidefamilier blev opdaget i 1918 af den japanske astronom Kiyotsugu Hirayama , som lavede en sammenlignende analyse af kredsløbene for et ret stort antal asteroider og var den første til at bemærke, at disse parametre er ens for nogle af dem [61] .

Til dato er det kendt, at næsten hver tredje asteroide er en del af en familie. Et tegn på, at asteroider tilhører den samme familie, er omtrent de samme orbitale parametre, såsom den semi-hovedakse, kredsløbets excentricitet og hældning, såvel som lignende spektrale træk, hvor sidstnævnte angiver den fælles oprindelse af asteroider i den dannede familie som følge af forfald af en større krop. Konstruktionen af ​​et diagram over afhængigheden af ​​hældningerne af asteroiders baner på deres excentricitet gør det muligt visuelt at skelne grupper af asteroider, der indikerer eksistensen af ​​en familie.

Flere dusin asteroidefamilier er allerede blevet opdaget, de fleste af dem er små både i størrelse og antal af asteroider, men der er også meget store familier. For nylig er flere dusin flere asteroidehobe blevet opdaget, men deres status er endnu ikke præcist fastlagt. Det kan kun bekræftes endeligt, hvis asteroidernes spektrale karakteristika er almindelige [62] . Mindre associationer af asteroider kaldes grupper eller klynger.

Her er nogle af de største familier af asteroider, opført i stigende rækkefølge efter deres semi-hovedakser: Flora -familien , Eunomia -familien , Koronida- familien , Eos-familien og Themis-familien [63] . Flora-familien er en af ​​de mest talrige, den omfatter mere end 800 asteroider, den kan være blevet dannet som følge af sammenstødet mellem to store asteroider for omkring en milliard år siden [64] . Hovedparten af ​​familierne er små asteroider, men der er også meget store blandt dem. Den største asteroide, der er en del af familien, er asteroiden (4) Vesta , som står i spidsen for familien af ​​samme navn . Det menes, at det blev dannet, da en stor meteorit faldt på Vesta nær dens sydpol, som slog et stort antal fragmenter ud af den, som blev en familie. Nogle af dem faldt til Jorden i form af HED-meteoritter.[65] .

Derudover blev der fundet tre støvbaner i hovedbæltet, som ud fra orbitalparametrene at dømme kan associeres med tre familier af asteroider: Eos, Koronids og Themis [66] .

Familier ved grænsen af ​​hovedbæltet

En anden interessant familie af asteroider er den ungarske familie , som er placeret nær den indre grænse af hovedbæltet (mellem 1,78 og 2,0 AU, med gennemsnitlig semi-hovedakser på 1,9 AU). Denne lille familie på 52 asteroider er opkaldt efter det største medlem, asteroiden (434) Ungarn . Asteroider af den ungarske familie er adskilt fra hovedmassen af ​​hovedbælteasteroider af et Kirkwood-gab svarende til en af ​​fire stærke 4:1 orbitale resonanser og har en betydelig orbital hældning. På grund af den relativt høje excentricitet krydser nogle af dens medlemmer i færd med at bevæge sig rundt om Solen desuden Mars' kredsløb og oplever som et resultat en stærk gravitationseffekt fra dens side, hvilket sandsynligvis er en faktor, der reducerer antallet. af denne familie [67] .

En anden gruppe af asteroider i det indre hovedbælte, der har den højeste orbitalhældning blandt sine medlemmer, er Phocaea-familien . Langt størstedelen af ​​dens repræsentanter tilhører den lette spektralklasse S, mens de fleste asteroider af den ungarske familie tilhører klassen E [68] . Banerne for asteroider af Phocaea-familien er placeret mellem 2,25 og 2,5 AU. fra solen.

Adskillige familier af asteroider hører også til den ydre grænse af hovedbæltet. Blandt dem skelnes Cybele-familien , som er i intervallet mellem 3,3 og 3,5 a.u. fra Solen og i svag 7:4 orbital resonans med Jupiter, samt Hilda-familien i baner mellem 3,5 og 4,2 AU, i 3:2 orbital resonans med Jupiter. Ud over en afstand på 4,2 AU og op til Jupiters kredsløb findes også asteroider, men meget sjældnere end i selve bæltet. Men i selve Jupiters kredsløb er der to meget store grupper af asteroider, kaldet trojanske heste , som er begrænset til to Lagrange-punkter L4 og L5 . Trojanske asteroider eksisterer dog ikke kun omkring Jupiter, men også omkring de fleste andre ydre planeter [69] .

Unge familier

Nogle af de familier, der eksisterer i dag, blev dannet på astronomisk skala for ganske nylig. Et slående eksempel er Carina-familien , som blev dannet for relativt nylig, for 5,7 millioner år siden, som følge af en katastrofal kollision af to kroppe med en diameter på 30 og 5 km [70] . En anden ung gruppe af asteroider, Veritas-familien , dannede 8,3 Ma, også i en kollision; den omfatter 62 asteroider samt en kredsende støvfane [71] [72] [73] .

Endnu yngre er Datura- klyngen , som blev dannet som et resultat af sammenstødet af to små asteroider for omkring 450 tusind år siden, ifølge dataene fra klyngemedlemmernes kredsløb. En anden ung hob, noget ældre end den forrige, er asteroiden (4652) Iannini- hoben , som sandsynligvis blev dannet for 1 til 5 millioner år siden [72] [73] .

Kollisioner

Den relativt høje koncentration af kroppe i hovedbæltet skaber et miljø, hvor kollisioner mellem asteroider forekommer meget ofte efter astronomiske standarder. Således forekommer kollisioner mellem store asteroider med radier på omkring 10 km en gang hvert 10. million år [74] . Når store asteroider kolliderer, bryder de op i separate fragmenter, hvilket kan føre til dannelsen af ​​en ny asteroidefamilie eller -klynge. Men hvis asteroiderne nærmer sig hinanden med relativt lave hastigheder, kan det ikke føre til fragmentering af asteroiderne, men tværtimod til deres forening til én større krop. Det var denne proces, der førte til dannelsen af ​​planeter for 4 milliarder år siden. Siden da har indflydelsen af ​​disse to processer fuldstændig ændret asteroidebæltet, og nu er det radikalt anderledes end tidligere.

De mulige konsekvenser af en kollision i asteroidebæltet blev opdaget ved hjælp af Hubble - teleskopet , hvis data viste tilstedeværelsen af ​​kometaktivitet nær asteroiden (596) Sheila fra 11. november til 3. december 2010. Forskere antyder, at denne asteroide kolliderede med et ukendt objekt med en diameter på omkring 35 m, med en hastighed på omkring 5 km/s [75] .

Støv

Sammen med asteroider er der også støvfaner i bæltet, bestående af mikropartikler med en radius på flere hundrede mikrometer, som er dannet som følge af kollisioner mellem asteroider og deres bombardement af mikrometeoritter. Men på grund af indflydelsen fra Poynting-Robertson-effekten spiraler dette støv gradvist mod Solen under påvirkning af solstråling [76] .

Kombinationen af ​​asteroidestøv og støv udstødt af kometer giver fænomenet stjernetegnslys . Dette svage skær strækker sig i ekliptikkens plan i form af en trekant, og det kan ses i ækvatorialområderne kort efter solnedgang eller kort før solopgang. Størrelsen af ​​de partikler, der forårsager det, svinger i gennemsnit omkring 40 mikron, og deres levetid overstiger ikke 700 tusind år. Tilstedeværelsen af ​​disse partikler indikerer således, at processen med deres dannelse sker kontinuerligt [76] .

Meteoritter

Affald fra asteroidekollisioner kan blive spredt over hele solsystemet, og nogle af dem mødes nogle gange med vores planet og falder på dens overflade i form af meteoritter [77] . Næsten alle meteoritter fundet på Jordens overflade (99,8%), hvoraf der er omkring 30.000 i dag, dukkede op i asteroidebæltet på én gang [78] . I september 2007 blev resultaterne af en tjekkisk-amerikansk undersøgelse offentliggjort, ifølge hvilken, som følge af en kollision med asteroiden (298) Baptistina, et andet stort legeme, blev et stort antal store fragmenter slynget ud i den indre del af solsystemet, hvoraf nogle kan have en alvorlig indvirkning på jordsystemet - Månen. Det menes især, at de kan være ansvarlige for dannelsen af ​​Tycho- krateret på Månens overflade og Chicxulub- krateret i Mexico , dannet under faldet af en meteorit, som ifølge nogle versioner dræbte dinosaurerne 65 millioner år siden [79] . Der er dog ingen enhed om dette spørgsmål i det videnskabelige samfund - ud over Baptistina er der andre asteroider, hvis fragmenter kan være synderne bag denne katastrofe.

Fysiske egenskaber

I modsætning til hvad folk tror, ​​er afstanden mellem objekter i asteroidebæltet stor. På trods af det faktum, at antallet af asteroider opdaget i 2011 oversteg 300.000, og i alt er der adskillige millioner eller flere objekter i bæltet (afhængigt af hvor den nedre grænse for størrelse skal tegnes) objekter, er mængden af ​​plads optaget af asteroidebæltet er enorm, og som følge heraf er tætheden af ​​genstande i bæltet meget lav. Derfor er sandsynligheden for ikke bare en kollision, men blot en utilsigtet uplanlagt tilgang, for eksempel af et rumfartøj med en eller anden asteroide, nu anslået til mindre end én ud af en milliard [80] .

Dimensioner og vægt

Asteroider er kroppe med en diameter på mere end 30 m, mindre kroppe kaldes meteoroider [81] . Der er meget få store kroppe i asteroidebæltet, for eksempel er der omkring 200 asteroider med en diameter på mere end 100 km [82] , omkring 1000 asteroider med en diameter på mere end 15 km er stadig kendt, og forskningsdata i det infrarøde område af spektret tyder på, at der udover dem i hovedbæltet stadig er fra 700 tusind til 1,7 millioner asteroider med en diameter på 1 km eller mere [83] . Størrelsen af ​​asteroider varierer fra 11 m til 19 m og er for de fleste af dem omkring 16 m [50] .

Den samlede masse af alle hovedbælteasteroider er omtrent lig med 3,0⋅10 21 til 3,6⋅10 21 kg, hvilket kun er 4 % af Månens masse eller 0,06 % af Jordens masse [84] [85] . Halvdelen af ​​denne masse falder på de 4 største asteroider fra top ti: Ceres , Vesta , Pallas og Hygiea , og næsten en tredjedel af den falder på Ceres [7] .

Sammensætning

Langt de fleste objekter i hovedbæltet er asteroider af tre hovedklasser: klasse C mørke kulstofasteroider , klasse S lyse silikatasteroider og metalliske klasse M asteroider . Der er asteroider af andre, mere specifikke klasser, men deres indhold i bæltet er ekstremt lille.

Klasse C kulstofholdige asteroider , så navngivet på grund af den store procentdel af de enkleste kulstofforbindelser i deres sammensætning, er de mest almindelige objekter i hovedbæltet, de tegner sig for 75% af alle asteroider, deres koncentration er især høj i de ydre områder af bæltet [86] . Disse asteroider har en let rødlig nuance og en meget lav albedo (mellem 0,03 og 0,0938). Fordi de reflekterer meget lidt sollys, er de svære at få øje på. Det er sandsynligt, at der stadig er mange relativt store asteroider i asteroidebæltet, som tilhører denne klasse, men som endnu ikke er fundet på grund af deres lave lysstyrke. Men disse asteroider udstråler ret kraftigt i det infrarøde område på grund af tilstedeværelsen af ​​vand i deres sammensætning. Generelt svarer deres spektre til spektret af det stof, hvorfra solsystemet blev dannet, med undtagelse af flygtige grundstoffer. I sammensætning er de meget tæt på kulstofholdige kondritmeteoritter, som ofte findes på Jorden. Den største repræsentant for denne klasse er asteroiden (10) Hygiea .

Den næstmest almindelige spektralklasse blandt hovedbælteasteroider er klasse S , som kombinerer silikatasteroider i den indre del af bæltet, placeret op til en afstand på 2,5 AU. fra Solen [86] [87] . Spektralanalyse af disse asteroider afslørede tilstedeværelsen af ​​forskellige silikater og nogle metaller (jern og magnesium) i deres overflade, men det næsten fuldstændige fravær af kulstofforbindelser. Dette indikerer, at klipperne har undergået betydelige ændringer under eksistensen af ​​disse asteroider, muligvis på grund af delvis smeltning og differentiering. De har en ret høj albedo (mellem 0,10 og 0,2238) og udgør 17 % af alle asteroider. Asteroide (3) Juno er den største repræsentant for denne klasse.

M-klasse metalliske asteroider , rige på nikkel og jern, udgør 10% af alle bælteasteroider og har en moderat høj albedo (mellem 0,1 og 0,1838). De er hovedsageligt placeret i de centrale områder af bæltet i en afstand på 2,7 AU. fra Solen [63] og kan være fragmenter af de metalliske kerner af store planetesimaler , såsom Ceres, som eksisterede ved solsystemets morgengry og blev ødelagt under indbyrdes kollisioner. Men i tilfælde af metalliske asteroider er tingene ikke så enkle. I løbet af forskningen blev flere kroppe opdaget, såsom asteroiden (22) Calliope , hvis spektrum er tæt på spektret af klasse M-asteroider, men samtidig har de en ekstrem lav tæthed for metalliske asteroider [88] . Den kemiske sammensætning af sådanne asteroider er praktisk talt ukendt i dag, og det er meget muligt, at de i sammensætning er tæt på C eller S klasse asteroider [89] .

Et af mysterierne i asteroidebæltet er de relativt sjældne klasse V basaltiske asteroider [90] . Teorien om dannelsen af ​​asteroidebæltet forudsagde, at der på et tidligt tidspunkt i asteroidebæltet skulle have været mange store objekter på størrelse med Vesta, hvori undergrundsdifferentieringen skulle være begyndt. Sådanne genstande må have haft en skorpe og kappe, der overvejende består af basaltsten. I den efterfølgende ødelæggelse af disse planetesimaler må mere end halvdelen af ​​asteroiderne have været sammensat af basalt og olivin . Faktisk viste det sig, at 99 % af basaltmaterialet mangler fra asteroidebæltet [91] . Indtil 2001 troede man, at de fleste af basaltobjekterne i asteroidebæltet var fragmenter af Vesta-skorpen (deraf navnet klasse V), men en detaljeret undersøgelse af asteroiden (1459) Magnesium afslørede visse forskelle i den kemiske sammensætning af tidligere opdagede basaltasteroider, hvilket antyder deres separate oprindelse [91] . Dette faktum blev bekræftet i forbindelse med en mere detaljeret undersøgelse i 2007 i den ydre del af bæltet af to asteroider af forskellig basaltisk sammensætning: (7472) Kumakiri og (10537) 1991 RY 16 , som ikke har noget med Vesta at gøre. Disse to kroppe er de eneste asteroider af denne klasse, der findes i den ydre del af hovedbæltet [90] .

Der er et ret klart forhold mellem asteroidens sammensætning og dens afstand fra Solen. Som regel er stenede asteroider, sammensat af vandfri silikater, placeret tættere på Solen end kulholdige lerasteroider, hvori der ofte findes spor af vand, mest i bundet tilstand, men muligvis også i form af almindelig vandis. Samtidig har asteroider tæt på Solen en væsentlig højere albedo end asteroider i midten og i periferien. Det antages, at dette skyldes egenskaberne af den del af den protoplanetariske skive, hvorfra asteroiderne blev dannet. I de indre områder af bæltet var påvirkningen af ​​solstråling mere betydelig, hvilket førte til blæst af lette elementer, især vand, til periferien. Som et resultat kondenserede vand på asteroiderne i den ydre del af bæltet, og i de indre områder, hvor asteroiderne varmes op ganske godt, var der praktisk talt intet vand tilbage.

Temperaturen på overfladen af ​​en asteroide afhænger af afstanden til Solen og dens albedo. For støvpartikler i en afstand på 2,2 a.u. temperaturområdet starter fra 200 K (−73 °C) og derunder, og i en afstand på 3,2 AU. allerede fra 165 K (−108 °C) [92] . Dette gælder dog ikke helt for asteroider, da temperaturerne på dens dag- og natside på grund af rotation kan variere betydeligt.

Kometer i hovedbæltet

Blandt asteroiderne i hovedbæltet er der også dem, hvor der i en vis afstand fra Solen blev bemærket en manifestation af kometaktivitet , udtrykt i udseendet af en gas- eller støvhale i dem, som vises i kort tid når kroppen passerer nær perihelion ( Ceres , (596) Sheila , (62412) 2000 SY178 og andre). Da de baner, langs hvilke disse kometer bevæger sig, udelukker muligheden for deres optræden i hovedbæltet som følge af indfangningen af ​​klassiske kometer, menes det, at de er dannet i selve bæltet, i dets ydre del. Dette tyder på, at mange objekter i det ydre bælte kan indeholde is, som fordamper, når overfladen af ​​asteroiden opvarmes af Solen. Det er muligt, at det var kometerne i hovedbæltet, der var kilden til havene på Jorden, da forholdet mellem deuterium og brint i dem er for lavt til klassiske kometer [93] .

Største objekter i asteroidebæltet

De største objekter i asteroidebæltet er Ceres , (4) Vesta , (2) Pallas og (10) Hygiea . Selvom de deler mange karakteristika, har kun én af dem, Ceres, vist sig at være rund nok til at kvalificere sig som en dværgplanet [94] . Imidlertid kan de tre andre i fremtiden også blive tildelt denne status [95] [96] .

Ceres

Ceres har en næsten sfærisk form og har en diameter på cirka 950 km, hvilket er næsten en tredjedel af månens diameter, med en masse svarende til 9,43⋅10 20 kg, hvilket allerede kun er 1,3% af Månens masse, men lig med en tredjedel af massen af ​​alle hovedbælteasteroider. Det ligger i en afstand på 2.766 AU, hvilket er meget tæt på hovedbåndets massecentrum, beliggende i en afstand på 2.8 AU. [60] Ceres absolutte størrelse er 3,32 m , hvilket er meget større end nogen asteroide [102] og kan forklares med et lag is på overfladen [103] , men på trods af dette er det stadig et meget mørkt legeme, som kun reflekterer 5 % faldende lys.

Ligesom de jordiske planeter var der på Ceres en differentiering af stof til en silikatkerne omgivet af en iskold kappe og en tynd kulstofskorpe [103] . En lille del af isen på overfladen fordamper med jævne mellemrum i kort tid og danner omkring den et udseende af en meget sjælden atmosfære.

Vesta

Asteroide (4) Vesta , opdaget af Olbers i 1807, blandt de vigtigste bælteasteroider, rangerer først i lysstyrke, anden i masse og tredje i størrelse. Det er også den eneste asteroide, der har haft en kunstig satellit . Dens overflade reflekterer 42 % af det lys, der falder på den, hvilket er endnu mere end Jordens (37 %). Med en gennemsnitlig diameter på 530 km udgør den 9 % af asteroidebæltets masse og kredser omkring Solen i omtrent samme afstand som Ceres. Fordi Vesta er dannet uden for snegrænsen, er den praktisk talt blottet for vand [104] [105] og består af en tæt jern-nikkel-metalkerne, en basaltisk kappe (hovedsageligt olivin ) [91] og en meget tynd, kun få kilometer tyk, bark.

Nær Vestas sydpol er et stort krater fra faldet af en stor asteroide. Som et resultat af denne kollision blev et enormt antal fragmenter slynget ud fra Vesta, som derefter dannede en asteroidefamilie omkring den , hvis samlede masse (ikke medregnet massen af ​​Vesta selv) er omkring 1% af massen af ​​alle asteroider af de vigtigste bælte; samt en særlig spektral klasse V fra klippefragmenter slået ud fra overfladen, og klasse J fra klippe placeret tættere på midten af ​​asteroiden. De fleste af medlemmerne af denne familie er spredt på grund af dens nærhed til en 3:1 orbital resonans med Jupiter, og nogle af dem faldt til Jorden i form af meteoritter.

Pallas

Asteroide (2) Pallas  er det næststørste objekt i asteroidebæltet, men hvis Ceres kun betragtes som en dværgplanet, så er Pallas den største asteroide. Det er mindre massivt end Vesta, men udgør 7 % af hovedbæltets masse. Pallas er interessant ved, at den ligesom Uranus har en ret kraftig hældning af rotationsaksen, svarende til 34° [106] , mens denne vinkel for de tre andre største asteroider ikke overstiger 10°. Ligesom Ceres tilhører den klasse C , rig på kulstof og silicium, hvorfor den har en lav albedo på 12 % [107] . Asteroiden bevæger sig i kredsløb med en stor excentricitet på 0,32, hvorfor dens afstand til Solen varierer meget: fra 2,1 AU til 2,1 AU. op til 3,4 a.u.

Hygeia

Den største kulstofasteroide (75% af alle asteroider er kulstof), uregelmæssig i form med en gennemsnitlig diameter på 431 km. (10) Hygiea er den fjerdestørste og tegner sig for 3 % af hovedbåndets masse. Den tilhører kulstofasteroiderne med en albedo på 7%, og på trods af dens store størrelse er den derfor ret dårligt synlig fra Jorden. Den står i spidsen for familien af ​​samme navn og er i modsætning til de tre andre asteroider placeret nær ekliptikplanet [108] [109] og drejer rundt om Solen på 5,5 år.

Asteroider som kilder til ressourcer

Industriens konstante vækst i forbruget af ressourcer fører til udtømning af deres reserver på Jorden, ifølge nogle skøn kan reserverne af sådanne nøgleelementer til industrien som antimon , zink , tin , sølv , bly , indium , guld og kobber . være udtømt i 2060-2070 [110] , og behovet for at lede efter nye kilder til råvarer vil blive særligt tydeligt.

Med hensyn til industriel udvikling er asteroider blandt de mest tilgængelige kroppe i solsystemet. På grund af den lave tyngdekraft kræver landing og start fra deres overflade minimalt brændstofforbrug, og hvis jordnære asteroider bruges til udvikling, så vil omkostningerne ved at levere ressourcer fra dem til Jorden være lave. Asteroider kan være kilder til værdifulde ressourcer såsom vand (i form af is), hvorfra ilt til vejrtrækning og brint til rumbrændstof kan opnås, samt forskellige sjældne metaller og mineraler såsom jern , nikkel , titanium , kobolt og platin , og i mindre grad andre grundstoffer såsom mangan , molybdæn , rhodium osv. Faktisk er de fleste af de grundstoffer, der er tungere end jern, der nu udvindes fra vores planets overflade, resterne af asteroider, der faldt til Jorden i slutningen af kraftigt bombardement [111 ] [112] . Asteroider er praktisk talt uudtømmelige kilder til ressourcer, for eksempel kan en lille asteroide af klasse M med en diameter på 1 km indeholde op til 2 milliarder tons jern-nikkelmalm, hvilket er 2-3 gange højere end malmproduktionen i 2004 [ 113] . Den industrielle udvikling af asteroider vil føre til et fald i priserne for disse ressourcer, vil muliggøre aktiv udvikling af den ruminfrastruktur, der er nødvendig for yderligere rumudforskning, og vil også hjælpe med at undgå udtømning af Jordens ressourcer.

Noter

1. ↑ Gianluca Ranzini. Plads. Supernova Atlas of the Universe / Oversat fra italiensk. G. I. Semenova. - M . : Eksmo, 2007. - ISBN 978-5-699-11424-5 .
2. ↑ E. V. Kononovich, V. I. Moroz. Generelt astronomikursus. Lærebog for astronomiske afdelinger af højere uddannelsesinstitutioner / Udg. V. V. Ivanova. - 2. udg., rettet. - M . : Redaktionel URSS, 2003. - ISBN 5-354-00866-2 .
3. ↑ P. G. Kulikovsky. Opslagsbog for amatørastronomi / Ed. V. G. Surdina . - 5. udgave, revideret og fuldstændig opdateret. - M . : Redaktionel URSS, 2002. - ISBN 5-8360-0303-3 .
4. ↑ Mann, Robert James. En guide til viden om himlen. - Jarrold, 1852. - S. 171, 216.
5. ↑ Yderligere undersøgelse i forhold til formen, størrelsen, massen og kredsløbet af Asteroideplaneterne  //  The Edinburgh New Philosophical Journal : Journal. - Edinburgh, 1857. - Bd. V. _ — S. 191 .
6. ↑ af Humboldt, Alexander. Cosmos: En skitse af en fysisk beskrivelse af universet  (engelsk) . - Harper & Brothers, New York (NY), 1850. - Vol. 1. - S. 44. - ISBN 0-8018-5503-9 .
7. ↑ 1 2 NASA JPL Solar System Small Body Database (1  ) .
8. ↑ 1 2 Hilton, J. Hvornår blev asteroiderne til mindre planeter?  (engelsk) . US Naval Observatory (USNO) (2001). Hentet 1. oktober 2007. Arkiveret fra originalen 22. august 2011.
9. ↑ Dawn: A Journey to the Beginning of the Solar  System . Space Physics Center: UCLA (2005). Hentet 3. november 2007. Arkiveret fra originalen 22. august 2011.
10. ↑ 1 2 Hoskin, Michael. Bodes lov og opdagelsen af  ​​Ceres . Churchill College, Cambridge . Hentet 12. juli 2010. Arkiveret fra originalen 24. januar 2012.
11. ↑ 1 2 Ring til politiet! Historien bag opdagelsen af ​​asteroiderne  //  Astronomy Now : journal. — Nej. juni 2007 . - S. 60-61 .
12. ↑ Pogge, Richard. En introduktion til solsystemets astronomi: Foredrag 45: Er Pluto en planet? . En introduktion til solsystemets astronomi . Ohio State University (2006). Hentet 11. november 2007. Arkiveret fra originalen 24. januar 2012. (ubestemt)
13. ↑ etymonline: asteroide . Hentet 5. november 2007. Arkiveret fra originalen 24. januar 2012. (ubestemt)
14. ↑ DeForest, Jessica. græske og latinske rødder . Michigan State University (2000). Hentet 25. juli 2007. Arkiveret fra originalen 24. januar 2012. (ubestemt)
15. ↑ Cunningham, Clifford. William Hershel og de to første asteroider . Dance Hall Observatory, Ontario (1984). Hentet 5. november 2007. Arkiveret fra originalen 24. januar 2012. (ubestemt)
16. ↑ Karpenko Yu. A. Kapitel VII Asteroider // Navne på stjernehimlen / A. V. Superanskaya. - M. : Nauka, 1981. - S. 97. - 184 s.
17. ↑ Personale. Astronomical Serendipity (utilgængeligt link) . NASA JPL (2002). Hentet 20. april 2007. Arkiveret fra originalen 24. januar 2012. (ubestemt) 
18. ↑ Er det en tilfældighed, at de fleste af planeterne falder inden for Titius-Bode-lovens grænser? . astronomy.com . Dato for adgang: 16. oktober 2007. Arkiveret fra originalen 24. januar 2012. (ubestemt)
19. ↑ 1 2 Hughes, David W. A Brief History of Asteroid Spotting . BBC. Hentet 20. april 2007. Arkiveret fra originalen 24. januar 2012. (ubestemt)
20. ↑ Animation: historie om opdagelse af asteroider 1980-2010 . Hentet 30. september 2017. Arkiveret fra originalen 8. november 2019. (ubestemt)
21. ↑ MPC-arkivstatistikker . IAU Minor Planet Center. Dato for adgang: 29. december 2010. Arkiveret fra originalen 24. januar 2012. (ubestemt)
22. ↑ 243 Ida og Dactyl. Nineplanets.org . Hentet 4. oktober 2008. Arkiveret fra originalen 19. marts 2012.  (ubestemt)  (Engelsk)
23. ↑ Barucci, M.A.; Fulchignoni, M.; og Rossi, A. Rosetta Asteroidemål: 2867 Steins og 21 Lutetia  // Space Science Reviews  : tidsskrift  . - Springer , 2007. - Vol. 128 , nr. 1-4 . - S. 67-78 . - doi : 10.1007/s11214-006-9029-6 .
24. ↑ Near Earth Asteroid Rendezvous officielle hjemmeside. Ofte stillede spørgsmål. . Hentet 17. november 2008. Arkiveret fra originalen 2. februar 2012.  (ubestemt)  (Engelsk)
25. ↑ Japansk sonde vender tilbage til Jorden efter mission til asteroide . Lenta.ru (13. juni 2010). Hentet 14. august 2010. Arkiveret fra originalen 8. august 2011. (ubestemt)
26. ↑ Dawn-  mission . jpl.nasa.gov . Hentet 20. oktober 2007. Arkiveret fra originalen 24. januar 2012.
27. ↑ Masetti, M.; og Mukai, K. Asteroidebæltets oprindelse . NASA Goddard Spaceflight Center (1. december 2005). Hentet 25. april 2007. Arkiveret fra originalen 24. januar 2012. (ubestemt)
28. ↑ Watanabe, Susan Mysteries of the Solar Nebula . NASA (20. juli 2001). Hentet 2. april 2007. Arkiveret fra originalen 24. januar 2012. (ubestemt)
29. ↑ Lin, Douglas Planeternes oprindelse . "I videnskabens verden" nr. 8, 2008. Hentet 2. april 2007. Arkiveret 24. januar 2012. (ubestemt)
30. ↑ Edgar, R.; og Artymowicz, P. Pumping of a Planetesimal Disc by a Rapidly Migrating Planet  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : journal  . - Oxford University Press , 2004. - Vol. 354 , nr. 3 . - s. 769-772 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2004.08238.x . - . — arXiv : astro-ph/0409017 . Arkiveret fra originalen den 21. juni 2007.
31. ↑ 1 2 Petit, J.-M.; Morbidelli, A.; og Chambers, J. The Primordial Excitation and Clearing of the Asteroid Belt  (engelsk)  // Icarus  : journal. - Elsevier , 2001. - Vol. 153 , nr. 2 . - s. 338-347 . - doi : 10.1006/icar.2001.6702 . - .
32. ↑ Asteroide (utilgængeligt link) . Hentet 25. oktober 2011. Arkiveret fra originalen 18. oktober 2011. (Russisk) 
33. ↑ 1 2 Saturn og Jupiter lavede "huller" i asteroidebæltet - research . Hentet 28. juli 2011. Arkiveret fra originalen 5. marts 2016. (ubestemt)
34. ↑ Scott, ERD (13.-17. marts 2006). "Begrænsninger på Jupiters alder og dannelsesmekanisme og nebulaens levetid fra kondritter og asteroider" . Proceedings 37. årlige Lunar and Planetary Science Conference . League City, Texas: Lunar and Planetary Society. Arkiveret fra originalen 2015-03-19 . Hentet 2007-04-16 . Forældet parameter brugt |deadlink=( hjælp );Tjek datoen på |date=( hjælp på engelsk )
35. ↑ V.V. Busarev. Asteroider (SolarSystem/asteroider) (23. marts 2010). Hentet 25. oktober 2011. Arkiveret fra originalen 12. januar 2012. (Russisk)
36. ↑ Clark, BE; Hapke, B.; Pieters, C.; og Britt, D. Asteroid Space Weathering og Regolith Evolution . University of Arizona (2002). Hentet 8. november 2007. Arkiveret fra originalen 24. januar 2012. (ubestemt)
37. ↑ Gaffey, Michael J. Metals spektrale og fysiske egenskaber i meteoritsamlinger: Implikationer for asteroideoverfladematerialer (1996). Hentet 8. november 2007. Arkiveret fra originalen 24. januar 2012. (ubestemt)
38. ↑ Keil, K. Termisk ændring af asteroider: beviser fra meteoritter . Planet- og rumvidenskab (2000). Hentet 8. november 2007. Arkiveret fra originalen 24. januar 2012. (ubestemt)
39. ↑ Baragiola, R.A.; Duke, CA; Loeffler, M.; McFadden, L.A.; og Sheffield, J. Indvirkning af ioner og mikrometeoritter på mineraloverflader: Refleksændringer og produktion af atmosfæriske arter i luftløse solsystemlegemer (2003). Hentet 8. november 2007. Arkiveret fra originalen 24. januar 2012. (ubestemt)
40. ↑ From Dust to Planetesimals: Workshop på Ringberg Castle Germany (utilgængeligt link) (2006). Hentet 8. november 2007. Arkiveret fra originalen 24. januar 2012. (ubestemt) 
41. ↑ Kracher, A. Asteroide 433 Eros og delvist differentierede planetesimaler: masseudtømning versus overfladeudtømning af svovl (PDF). Ames Laboratory (2005). Hentet 8. november 2007. Arkiveret fra originalen 24. januar 2012. (ubestemt)
42. ↑ Taylor, GJ; Keil, K.; McCoy, T.; Haack, H.; og Scott, ERD Asteroiddifferentiering - Pyroklastisk vulkanisme til magmahave // ​​Meteoritik. - 1993. - T. 28 , nr. 1 . - S. 34-52 . - .
43. ↑ Kelly, Karen. U af T-forskere opdager spor til det tidlige solsystem (utilgængeligt link) . University of Toronto (2007). Hentet 12. juli 2010. Arkiveret fra originalen 24. januar 2012. (ubestemt) 
44. ↑ Alfven, H.; og Arrhenius, G. De små kroppe . SP-345 Udvikling af solsystemet . NASA (1976). Hentet 12. april 2007. Arkiveret fra originalen 24. januar 2012. (ubestemt)
45. ↑ Ungarns gruppe af mindre planeter . Hentet 21. juni 2011. Arkiveret fra originalen 3. juli 2019. (ubestemt)
46. ↑ Stiles, Lori. Asteroider forårsagede den tidlige katastrofe i det indre solsystem . University of Arizona News (15. september 2005). Hentet 18. april 2007. Arkiveret fra originalen 24. januar 2012. (ubestemt)
47. ↑ Lecar, M.; Podolak, M.; Sasselov, D.; og Chiang, E. Infrarød cirrus — Nye komponenter i den udvidede infrarøde emission  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2006. - Vol. 640 , nr. 2 . - S. 1115-1118 . - doi : 10.1086/500287 . - .
48. ↑ Berardelli, Phil. Hovedbælte-kometer kan have været en kilde til jordens vand . Space Daily (23. marts 2006). Hentet 27. oktober 2007. Arkiveret fra originalen 24. januar 2012. (ubestemt)
49. ↑ Emily Lakdawalla . Opdagelse af en helt ny type komet . The Planetary Society (28. april 2006). Hentet 20. april 2007. Arkiveret fra originalen 24. januar 2012. (ubestemt)
50. ↑ 1 2 Williams, Gareth Distribution of the Minor Planets . Minor Planets Center. Dato for adgang: 27. oktober 2010. Arkiveret fra originalen 24. januar 2012. (ubestemt)
51. ↑ Denne værdi blev opnået ved en simpel optælling af alle kroppe i denne region ved hjælp af data for 120437 nummererede mindre planeter fra Minor Planet Centers kredsløbsdatabase . Minor Planets Center. Dato for adgang: 27. oktober 2010. Arkiveret fra originalen 24. januar 2012. (ubestemt)
52. ↑ Rossi, Alessandro Mysterierne om asteroidens rotationsdag (link ikke tilgængeligt) . Spaceguard Foundation (20. maj 2004). Hentet 9. april 2007. Arkiveret fra originalen 24. januar 2012. (ubestemt) 
53. ↑ Surdin V.G. Ingeniør Yarkovsky-effekt (utilgængeligt link) . StarContact (20. maj 2004). Hentet 9. april 2007. Arkiveret fra originalen 24. januar 2012. (Russisk) 
54. ↑ Surdin V. G. Nature: Ingeniør Yarkovsky-effekt . Natur. Hentet 9. april 2007. Arkiveret fra originalen 2. oktober 2013. (Russisk)
55. ↑ YORP-spin: solstråler spinder jet-asteroider (link utilgængeligt) . Membran . Hentet 29. oktober 2011. Arkiveret fra originalen 8. september 2011. (Russisk) 
56. ↑ Fernie, J. Donald. Den amerikanske Kepler  // Den amerikanske videnskabsmand. - 1999. - T. 87 , nr. 5 . - S. 398 .
57. ↑ Liou, Jer-Chyi; og Malhotra, Renu. Udtømning af det ydre asteroidebælte  (engelsk)  // Videnskab. - 1997. - Bd. 275 , nr. 5298 . - s. 375-377 . - doi : 10.1126/science.275.5298.375 . — PMID 8994031 .
58. ↑ Ferraz-Mello, S. (14.-18. juni 1993). Kirkwood-gaps og resonansgrupper . forhandlinger i den 160. Internationale Astronomiske Union . Belgirate, Italien: Kluwer Academic Publishers. pp. 175-188. Arkiveret fra originalen 2017-11-08 . Hentet 2007-03-28 . Forældet parameter brugt |deadlink=( hjælp );Tjek datoen på |date=( hjælp på engelsk )
59. ↑ Klacka, Joseph. Massefordeling i asteroidebæltet   // Jorden , Månen og Planeterne : journal. - 1992. - Bd. 56 , nr. 1 . - S. 47-52 . - doi : 10.1007/BF00054599 . - .
60. ↑ 1 2 McBride, N.; og Hughes, DW Den rumlige tæthed af asteroider og dens variation med asteroidemasse  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : journal  . - Oxford University Press , 1990. - Vol. 244 . - S. 513-520 . - .
61. ↑ Hughes, David W. Finde asteroider i rummet (link utilgængeligt) . BBC. Hentet 20. april 2007. Arkiveret fra originalen 24. januar 2012. (ubestemt) 
62. ↑ Lemaitre, Anne (31. august - 4. september 2004). "Asteroidfamilieklassifikation fra meget store kataloger" . Proceedings Dynamics of Populations of Planetary Systems . Beograd, Serbien og Montenegro: Cambridge University Press. pp. 135-144. Arkiveret fra originalen 2018-10-25 . Hentet 2007-04-15 . Forældet parameter brugt |deadlink=( hjælp );Tjek datoen på |date=( hjælp på engelsk )
63. ↑ 1 2 Lang, Kenneth R. Asteroider og meteoritter . NASA's Cosmos (2003). Hentet 2. april 2007. Arkiveret fra originalen 24. januar 2012. (ubestemt)
64. ↑ Martel, Linda MV Tiny Traces of a Big Asteroid Breakup . Planetariske forskningsopdagelser (9. marts 2004). Hentet 2. april 2007. Arkiveret fra originalen 24. januar 2012. (ubestemt)
65. ↑ Drake, Michael J. The eucrite/Vesta story   // Meteoritics & Planetary Science : journal. - 2001. - Bd. 36 , nr. 4 . - S. 501-513 . - doi : 10.1111/j.1945-5100.2001.tb01892.x . - .
66. ↑ Kærlighed, SG; og Brownlee, DE IRAS - støvbåndets bidrag til det interplanetariske støvkompleks - Beviser set ved 60 og 100 mikron  // Astronomical Journal  :  journal. - 1992. - Bd. 104 , nr. 6 . - P. 2236-2242 . - doi : 10.1086/116399 . - .
67. ↑ Spratt, Christopher E. Hungaria-gruppen af ​​mindre planeter // Journal of the Royal Astronomical Society of Canada. - 1990. - T. 84 , nr. 2 . - S. 123-131 . - .
68. ↑ Carvano, JM; Lazzaro, D.; Mothe-Diniz, T.; Angeli, Californien; og Florczak, M. Spectroscopic Survey of the Hungaria and Phocaea Dynamical Groups  (engelsk)  // Icarus  : journal. - Elsevier , 2001. - Vol. 149 , nr. 1 . - S. 173-189 . - doi : 10.1006/icar.2000.6512 . - .
69. ↑ Den trojanske side  . Hentet 2. april 2007. Arkiveret fra originalen 24. januar 2012.
70. ↑ SwRI-forskere identificerer hændelse af asteroidebrud i hovedasteroidebæltet . SpaceRef.com (12. juni 2002). Hentet 15. april 2007. Arkiveret fra originalen 24. januar 2012. (ubestemt)
71. ↑ McKee, Maggie. Eon af støvstorme spores til asteroide-smash . New Scientist Space (18. januar 2006). Hentet 15. april 2007. Arkiveret fra originalen 24. januar 2012. (ubestemt)
72. ↑ 1 2 Nesvorny, D.; Vokrouhlick, D.; og Bottke, WF The Breakup of a Main-Belt Asteroid 450 Thousand Years ago  //  Science : journal. - 2006. - Bd. 312 , nr. 5779 . - S. 1490 . - doi : 10.1126/science.1126175 . - . — PMID 16763141 .
73. ↑ 1 2 Nesvorny, D.; Bottke, WF; Levison, H.F.; og Dones, L. Recent Origin of the Solar System Dust Bands  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2003. - Vol. 591 , nr. 1 . - S. 486-497 . - doi : 10.1086/374807 . - .
74. ↑ Backman, D.E. Fluctuations in the General Zodiacal Cloud Density (link ikke tilgængeligt) . bagmandsrapport . NASA Ames Research Center (6. marts 1998). Hentet 4. april 2007. Arkiveret fra originalen 24. januar 2012. (ubestemt) 
75. ↑ Jewitt, David ; Væver, H.; Mutcher, M.; Larson, S.; Agarwal, J. Hubble Space Telescope Observations of Main Belt Comet (596) Scheila  (engelsk)  // The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2011. - Vol. 733 . — P.L4 . - doi : 10.1088/2041-8205/733/1/L4 . - . - arXiv : 1103.5456 .
76. ↑ 1 2 Reach, William T. Zodiacal emission. III - Støv nær asteroidebæltet  (engelsk)  // The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 1992. - Vol. 392 , nr. 1 . - S. 289-299 . - doi : 10.1086/171428 . - .
77. ↑ Kingsley, Danny Mystisk meteoritstøv-mismatch løst . ABC Science (1. maj 2003). Hentet 4. april 2007. Arkiveret fra originalen 9. juli 2013. (ubestemt)
78. ↑ Meteorer og meteoritter . NASA. Hentet 12. juli 2010. Arkiveret fra originalen 24. januar 2012. (ubestemt)
79. ↑ Opbrudsbegivenhed i hovedasteroidebæltet forårsagede sandsynligvis dinosaurudryddelse for 65 millioner år siden . Southwest Research Institute (2007). Dato for adgang: 14. oktober 2007. Arkiveret fra originalen den 24. januar 2012. (ubestemt)
80. ↑ Stern, Alan. New Horizons krydser asteroidebæltet . Space Daily (2. juni 2006). Hentet 14. april 2007. Arkiveret fra originalen 24. januar 2012. (ubestemt)
81. ↑ Fig. 1.1 // Asteroide-kometfare: i går, i dag, i morgen / Red. Shustova B. M., Rykhlovy L. V. - M . : Fizmatlit, 2010. - 384 s. — ISBN 978-5-9221-1241-3 .
82. ↑ Yeomans, Donald K. JPL Small-Body Database Search Engine . NASA JPL. Hentet 26. april 2007. Arkiveret fra originalen 24. januar 2012. (ubestemt)
83. ↑ Tedesco, E.F.; og Desert, F.-X. The Infrared Space Observatory Deep Asteroid Search  (engelsk)  // The Astronomical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2002. - Vol. 123 , nr. 4 . - S. 2070-2082 . - doi : 10.1086/339482 . - .
84. ↑ Krasinsky, G.A.; Pitjeva, E.V.; Vasilyev, M.V.; og Yagudina, E.I. Hidden Mass in the Asteroid Belt  (engelsk)  // Icarus . - Elsevier , 2002. - Juli ( vol. 158 , nr. 1 ). - S. 98-105 . - doi : 10.1006/icar.2002.6837 . — .
85. ↑ Pitjeva, EV High-Precision Ephemerides of Planets-EPM og bestemmelse af nogle astronomiske konstanter  //  Solar System Research : journal. - 2005. - Bd. 39 , nr. 3 . — S. 176 . - doi : 10.1007/s11208-005-0033-2 .
86. ↑ 1 2 Wiegert, P.; Balam, D.; Moss, A.; Veillet, C.; Connors, M.; og Shelton, I. Beviser for en farveafhængighed i størrelsesfordelingen af ​​hovedbælte-asteroider  //  The Astronomical Journal  : tidsskrift. - IOP Publishing , 2007. - Vol. 133 , nr. 4 . - S. 1609-1614 . - doi : 10.1086/512128 .
87. ↑ Clark, B.E. New News and the Competing Views of Asteroid Belt Geology  //  Lunar and Planetary Science: journal. - 1996. - Bd. 27 . - S. 225-226 . - .
88. ↑ Margot, JL; og Brown, ME En lavdensitet M-type asteroide i hovedbæltet   // Videnskab . - 2003. - Bd. 300 , nr. 5627 . - S. 1939-1942 . - doi : 10.1126/science.1085844 . - . — PMID 12817147 .
89. ↑ Mueller, M.; Harris, A.W.; Delbo, M.; og MIRSI-teamet. 21 Lutetia og andre M-typer: Deres størrelser, albedoer og termiske egenskaber fra nye IRTF-målinger   // Bulletin of the American Astronomical Society : journal. - 2005. - Bd. 37 . - S. 627 . - .
90. ↑ 1 2 Duffard, R.; og Roig, F. To nye basaltiske asteroider i det ydre hovedbælte (2007). Dato for adgang: 14. oktober 2007. Arkiveret fra originalen den 24. januar 2012. (ubestemt)
91. ↑ 1 2 3 End, Ker. Mærkelige asteroider forvirrer videnskabsmænd . space.com (2007). Dato for adgang: 14. oktober 2007. Arkiveret fra originalen den 24. januar 2012. (ubestemt)
92. ↑ Lav, FJ; et al. Infrarød cirrus - Nye komponenter i den udvidede infrarøde emission  (engelsk)  // The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 1984. - Vol. 278 . -P.L19- L22 . - doi : 10.1086/184213 . - .
93. ↑ David Jewitt . Interview med David Jewitt . YouTube . Hentet 14. oktober 2007. Arkiveret fra originalen 19. juli 2011. (ubestemt)
94. ↑ Den endelige IAU-resolution om definitionen af ​​"Planet" klar til afstemning . IAU (24. august 2006). Hentet 2. marts 2007. Arkiveret fra originalen 24. januar 2012. (ubestemt)
95. ↑ IAU udkast til resolution (link utilgængeligt) (2006). Hentet 20. oktober 2007. Arkiveret fra originalen 24. januar 2012. (ubestemt) 
96. ↑ IAU 2006 Generalforsamling: Resultat af IAU-resolutionens afstemninger . Dato for adgang: 29. marts 2007. Arkiveret fra originalen 24. januar 2012. (ubestemt)
97. ↑ Russell, CT et al. Dawn at Vesta: Testing the Protoplanetary Paradigm   // Videnskab . - 2012. - Bd. 336 , nr. 6082 . - s. 684-686 . - doi : 10.1126/science.1219381 . - .
98. ↑ Carry, B. et al. Fysiske egenskaber af (2)  Pallas  // Icarus . — Elsevier , 2009. — Vol. 205 . - S. 460-472 . - doi : 10.1016/j.icarus.2009.08.007 . - . - arXiv : 0912.3626 .
99. ↑ Schmidt, B.E., et al. Hubble tager et kig på Pallas: Form, størrelse og overflade  //  39. Lunar and Planetary Science Conference (Lunar and Planetary Science XXXIX). Afholdt 10.-14. marts 2008 i League City, Texas. : journal. - 2008. - Bd. 1391 . — S. 2502 .
100. ↑ Jim Baer. Seneste bestemmelse af asteroidemasse (utilgængeligt link) . Personlig hjemmeside (2008). Hentet 3. december 2008. Arkiveret fra originalen 26. august 2011. (ubestemt) 
101. ↑ JPL Small-Body Database Browser: 10 Hygiea . Dato for adgang: 7. september 2008. Arkiveret fra originalen 17. januar 2010. (ubestemt)
102. ↑ Parker, JW; Stern, SA; Thomas, PC; Festou, M.C.; Merline, WJ; Young, E.F.; Binzel, R.P.; og Lebofsky, LA Analyse af de første diskopløste billeder af Ceres fra ultraviolette observationer med Hubble-rumteleskopet  //  The Astronomical Journal  : tidsskrift. - IOP Publishing , 2002. - Vol. 123 , nr. 1 . - S. 549-557 . - doi : 10.1086/338093 . - .
103. ↑ 12 Asteroide 1 Ceres . Det planetariske samfund . Hentet 20. oktober 2007. Arkiveret fra originalen 24. januar 2012. (ubestemt)
104. ↑ Nøglestadier i udviklingen af ​​asteroiden Vesta . Hubble Space Telescope pressemeddelelse (1995). Hentet 20. oktober 2007. Arkiveret fra originalen 24. januar 2012. (ubestemt)
105. ↑ Russell, CT; et al. Dawn mission og operationer . NASA/JPL (2007). Hentet 20. oktober 2007. Arkiveret fra originalen 24. januar 2012. (ubestemt)
106. ↑ Torppa, J.; et al. Former og rotationsegenskaber af tredive asteroider fra fotometriske data  (engelsk)  // Icarus  : journal. - Elsevier , 1996. - Vol. 164 , nr. 2 . - s. 346-383 . - doi : 10.1016/S0019-1035(03)00146-5 . - .
107. ↑ Larson, HP; Feierberg, M.A.; og Lebofsky, LA Sammensætningen af ​​asteroide 2 Pallas og dens relation til primitive meteoritter (1983). Hentet 20. oktober 2007. Arkiveret fra originalen 24. januar 2012. (ubestemt)
108. ↑ Barucci, M.A.; et al. 10 Hygiea: ISO Infrarød Observations (PDF)  (link ikke tilgængelig) (2002). Dato for adgang: 21. oktober 2007. Arkiveret fra originalen 24. januar 2012. (ubestemt)
109. ↑ Ceres the Planet (downlink) . orbitsimulator.com . Hentet 20. oktober 2007. Arkiveret fra originalen 24. januar 2012. (ubestemt) 
110. ↑ D. Cohen. Jordens naturlige rigdom: en revision Arkiveret 7. juni 2011 på Wayback Machine , NewScientist , 23. maj 2007
111. ↑ University of Toronto (2009, 19. oktober). Geologer peger på det ydre rum som kilde til jordens mineralrigdomme Arkiveret 21. april 2012 ved Wayback Machine . ScienceDaily
112. ↑ James M. Brenan og William F. McDonough. Kernedannelse og metal-silikat fraktionering af osmium og iridium fra guld Arkiveret 6. juli 2011 på Wayback Machine . — Naturgeoscience (18. oktober 2009)
113. ↑ Mining the Sky: Untold Riches from the Asteroids, Comets, and Planets / John S. Lewis (1998) ISBN 0-201-47959-1

Litteratur

• George Burba. Space midgets  // Around the world  : magazine. - Young Guard , 2003. - Oktober. — ISSN 0321-0669 . Arkiveret fra originalen den 22. juni 2017. (Russisk)
• Elkins-Tanton, Linda T. Asteroider, meteoritter og kometer. — Først. New York: Chelsea House, 2006. - ISBN 0-8160-5195-X .
• Blair, Edward C. Asteroider: oversigt, abstracts og bibliografi  (engelsk) . - 2002. - ISBN 978-1590334829 .
• Britt, Daniel T.; Colsolmagno, Guy; Lebofsky, Larry. Main-Belt Asteroids // Encyclopedia of the solar system  (engelsk) . - 2007. - ISBN 978-0120885893 .
• Kovacs, Jozsef. Opdagelsen af ​​de første mindre planeter // Den europæiske videnskabsmand: symposium om Franz Xaver von Zachs æra og arbejde (1754-1832)  (engelsk) . - 2004. - Bd. 24, Acta Historica Astronomiae. — ISBN 978-3817117482 .
• Lewis, John S. Meteoritter og asteroider // Solsystemets fysik og kemi  . - 2004. - ISBN 978-0124467446 .
• Martinez, VJ; Miralles, JA; Marco, E.; Galadí-Enríquez, D. Astronomía fundamental . - 2005. - ISBN 978-84-370-6104-7 .
• Marvin, Ursula B. Meteoritter i historien: en oversigt fra renæssancen til det 20. århundrede // Meteoritikkens historie og centrale meteoritsamlinger: ildkugler, fald og fund  (engelsk) . - 2006. - ISBN 978-1862391949 .

Links

• Asteroider, kometer, meteorer 1993 Arkiveret 22. juli 2014 på Wayback Machine 
• Arnett, William A. Asteroider . De ni planeter (26. februar 2006). Hentet 20. april 2007. Arkiveret fra originalen 24. januar 2012. (ubestemt)
• Kain, Fraser. Asteroidebæltet . Universet i dag. Hentet 1. april 2008. Arkiveret fra originalen 24. januar 2012. (ubestemt)
• Hovedasteroidebælte . Sol Company. Hentet 20. april 2007. Arkiveret fra originalen 24. januar 2012. (ubestemt)
• Munsell, Kirk Asteroider: Oversigt (link utilgængeligt) . NASAs solsystemudforskning (16. september 2005). Dato for adgang: 26. maj 2007. Arkiveret fra originalen 24. januar 2012. (ubestemt) 
• Plots af excentricitet vs. semi-hovedakse og hældning vs. semi-hovedakse ved Asteroid Dynamic Site
• Personale. Asteroider . NASA (31. oktober 2006). Hentet 20. april 2007. Arkiveret fra originalen 24. januar 2012. (ubestemt)
• Personale. Rumemner: Asteroider og kometer . The Planetary Society (2007). Hentet 20. april 2007. Arkiveret fra originalen 24. januar 2012. (ubestemt)

Ordbøger og encyklopædier	Fantastisk norsk
I bibliografiske kataloger	J9U : 987007579234005171 LCCN : sh2012000460

solsystem
Central stjerne og planeter	Sol Merkur Venus jorden Mars Jupiter Saturn Uranus Neptun
dværgplaneter	Ceres Pluto Haumea Makemake Eris Kandidater Sedna Orc Quaoar Pistol-pistol 2002 MS 4
Store satellitter	Ganymedes Titanium Callisto Og ca Måne Europa Triton Titania Rhea Oberon Iapetus Charon Ariel Umbriel Dione Tethys Enceladus Miranda Proteus Mimas Nereid
Satellitter / ringe	Jord / ∅ Mars Jupiter / ∅ Saturn / ∅ Uranus / ∅ Neptun / ∅ Pluto / ∅ Haumea Makemake Eris Kandidater Spækhugger quawara
Først opdagede asteroider	(1) Ceres (2) Pallas (3) Juno (4) Vesta (5) Astrea (6) Hebe (7) Irida (8) Flora (9) Metis (10) Hygiejne (11) Parthenope
Små kroppe	meteoroider asteroider / deres satellitter nær-jorden hovedbælte Trojan kentaurer transneptunisk Kuiper bælte plutino cubewano spredt disk damocloider kometer Oort sky
kunstige genstande	kunstige jordsatellitter interplanetariske rumfartøjer
Hypotetiske objekter	Vulkan og vulkanoider Merkurs satellit Venus satellitter andre satellitter på jorden modjord Planet Nine , Tyche , Planet X og andre trans-neptunske planeter Nemesis Tidligere planeter: Theia , Phaeton eller Planet V Femte gasgigant
Liste over solsystemobjekter Astronomiske objekter