Aszteroida-öv

Az aszteroidaöv a Naprendszer  egy olyan régiója , amely a Mars és a Jupiter pályája között helyezkedik el , és ahol sok különböző méretű, többnyire szabálytalan alakú objektum, úgynevezett aszteroidák vagy kisbolygók halmozódnak fel.

Ezt a régiót gyakran fő aszteroidaövnek [1] vagy egyszerűen fő övnek [2] [3] is emlegetik , ezzel is hangsúlyozva a kisbolygó-halmazok más hasonló régióitól való különbségét, mint például a Kuiper-öv a pályán túl. A Neptunusz , valamint a szétszórt lemezobjektumok és az Oort-felhők csoportjai .

Az "aszteroidaöv" kifejezést az 1850-es évek elején használták [4] [5] . A kifejezés első használata Alexander von Humboldt nevéhez és a " Kozmosz: a fizikai világ leírásának terve " (" Kosmos - Entwurf einer physischen Weltbeschreibung ", 1845) [6] című könyvéhez kapcsolódik .

A főöv teljes tömege a Hold tömegének körülbelül 4%-a, több mint fele a négy legnagyobb objektumban összpontosul: Ceresben , (4) Vesta -ban, (2) Pallasban és (10) Hygieában . Átlagos átmérőjük több mint 400 km, közülük a legnagyobb, a Ceres átmérője több mint 950 km, tömege pedig kétszerese a Pallas és a Vesta össztömegének [7] . De a legtöbb aszteroida, amelyekből több millió van, sokkal kisebb, akár több tíz méteres is lehet . Ugyanakkor az aszteroidák olyan erősen szétszóródtak a világűr ezen régiójában, hogy egyetlen ezen a területen átrepülő űrhajó sem sérült meg .

Az általánosan elfogadott hipotézis szerint az aszteroidaöv ilyen összetételének oka az, hogy közvetlenül a Jupiter közelében kezdett kialakulni , amelynek gravitációs tere folyamatosan komoly zavarokat okozott a planetezimálok pályáján . A Jupitertől kapott többlet keringési energia e testek hevesebb ütközéséhez vezetett egymással, ami megakadályozta, hogy protobolygává tapadjanak és annak további megnagyobbodása .

Ennek eredményeként a legtöbb planetezimál számos apró töredékre töredezett, amelyek többségét vagy kidobták a Naprendszerből, ami magyarázza az aszteroidaöv alacsony sűrűségét, vagy megnyúlt pályákra költöztek, amelyek mentén a belső régióba esnek. a Naprendszer bolygóinak földi csoportjával ütközött ; ezt a jelenséget késői nehézbombázásnak nevezik .

Ezt az időszakot követően aszteroidák közötti ütközések is előfordultak , amelyek számos aszteroidacsalád  - hasonló pályájú és kémiai összetételű testcsoportok - megjelenéséhez vezettek , amelyekben jelentős számú ma létező aszteroida, valamint finom kozmikus por keletkezett. amely az állatövi fényt alkotja .

Ezenkívül a Jupiter gravitációja instabil pályákat hoz létre, ahol a Jupiterrel való rezonanciák miatt gyakorlatilag nincsenek aszteroidák . Az oda belépő aszteroida viszonylag rövid időn belül kilökődik erről a Naprendszeren kívüli pályáról, vagy feltölti a belső bolygók pályáját keresztező aszteroidák populációját. Ma már gyakorlatilag nincsenek kisbolygók az ilyen területeken, de sok kis aszteroida pályája továbbra is lassan változik más tényezők hatására .

Az egyes aszteroidákat jellemző fő megkülönböztető vonás a spektrumuk, amely alapján meg lehet ítélni az adott test kémiai összetételét. A fő övben a kémiai összetételtől függően az aszteroidák 3 fő spektrális osztályát különböztetik meg : szén ( C osztály ), szilikát ( S osztály ) és fém ( M osztály ) . Az aszteroidák ezen osztályai, különösen a fémek, érdekesek általában az űripar és különösen az aszteroidák ipari fejlesztése szempontjából .

Az aszteroidák tanulmányozásának története

Titius-Bode szabály

Az aszteroidaöv tanulmányozásának kezdetének sajátos előtörténetének tekinthető a Titius-Bode szabálynak nevezett függőség felfedezése, amely megközelítőleg leírja a bolygók távolságát a Naptól. A szabály lényege, hogy a Naprendszer bolygóinak pályáinak elhelyezkedése hozzávetőlegesen leírható az alábbi empirikus képlettel:

hol  van a bolygó sorszáma (ugyanakkor a Merkúrról azt kell feltételezni , hogy , és nem felel meg egyetlen ismert bolygónak sem).

Először Johann Titius német fizikus és matematikus fogalmazta meg és publikálta még 1766 -ban [8] [9] [10] , de annak ellenére, hogy a jelzett fenntartásokkal mind a hat akkor ismert bolygó (a Merkúrtól a Szaturnuszig ) ), a szabály sokáig nem keltette fel a figyelmet. Ez egészen addig folytatódott, amíg 1781- ben fel nem fedezték az Uránuszt , amelynek pályájának fél-nagy tengelye pontosan megfelelt a képlet által megjósoltnak. Ezt követően Johann Elert Bode felvetette egy ötödik bolygó létezésének lehetőségét a Naptól a Mars és a Jupiter pályája között, amelynek e szabály szerint 2,8 AU távolságra kellett volna lennie. és még nem fedezték fel [10] . A Ceres felfedezése 1801 januárjában, pontosan a Naptól meghatározott távolságban, a Titius-Bode szabály iránti fokozott bizalomhoz vezetett a csillagászok körében, amely a Neptunusz felfedezéséig fennmaradt .

Ceres felfedezése

Franz Xaver báró volt az első, aki 1787 -ben keresett bolygót a Mars és a Jupiter között . De több évnyi sikertelen megfigyelés után rájött, hogy más csillagászok segítségére van szüksége, ezért 1800 szeptemberében összegyűjtött egy 24 tudósból álló csoportot, hogy közösen kutassák fel a bolygót, egyfajta informális klubot alakítva, a Lilienthal Társaság néven . Ezt a csoportot azonban leginkább „Himmelspolizei” vagy „mennyei rendőrség” néven ismerték. Legkiemelkedőbb tagjai William Herschel , Charles Messier és Heinrich Olbers [11] voltak . Az ekliptika közelében lévő égbolt zodiákus részét 24 részre osztották (a csillagászok száma szerint), így az egyes állatövi régióknak 15° szélességet adtak a bolygó keresésére [12] . A feladat az volt, hogy leírják az állatöv csillagképek területén lévő összes csillag koordinátáját egy adott pillanatban. A következő éjszakákon ellenőrizték a koordinátákat, és kiemelték a nagyobb távolságra elmozduló objektumokat. A keresett bolygó becsült elmozdulásának körülbelül 30 ívmásodpercnek kellett volna lennie óránként, ami könnyen belátható.

Az „égi rendőrség” erőfeszítései ellenére a bolygót véletlenül egy olyan személy fedezte fel, aki nem volt tagja a klubnak – Giuseppe Piazzi , a szicíliai Palermói Egyetem olasz csillagásza, aki január 1-jén éjjel figyelte meg. , 1801 . A Bika csillagképből származó csillagok teljes katalógusát összeállítva felfedezett egy kis fénypontot, amely a csillagok hátterében mozog. A későbbi megfigyelések megerősítették, hogy nem csillagról, hanem egy új objektumról van szó a Naprendszerben. Piazzi kezdetben üstökösnek tévesztette, de a kóma hiánya arra késztette, hogy azt gondolja, hogy ez az objektum egy bolygó is lehet [11] . 2,77 AU távolságra volt. a Naptól, ami szinte pontosan megfelelt a Titius-Bode szabály előrejelzéseinek. Piazzi a Ceres bolygót a betakarítás római istennője és Szicília védőnője után nevezte el.

Nem sokkal a felfedezés után az objektum elveszett. Ám a 24 éves Carl Gauss által néhány óra alatt végzett legösszetettebb számításoknak köszönhetően egy új módszerrel, amelyet ő maga fedezett fel ( a legkisebb négyzetek módszere ), sikerült megjelölnie azt a helyet, ahol a bolygót keresni kell. ahol hamarosan felfedezték.

A Pallas és más aszteroidák felfedezése

Tizenöt hónappal később, 1802. március 28-án Heinrich Olbers felfedezte a második nagy objektumot a Naprendszer ugyanazon régiójában, amely a Pallas nevet kapta . Fél-főtengelye megközelítőleg megegyezett a Ceresével, de az excentricitás és a dőlés éppen ellenkezőleg, nagyon különbözött a Ceresétől. A legfontosabb, hogy mindkét nyitott test, más bolygókkal ellentétben, még az akkori legerősebb távcsövekben is fénypontnak tűnt, vagyis nem lehetett látni korongjaikat, és ha nem gyors mozgásuk miatt, de megkülönböztethetetlen lenne a csillagoktól. Ezért 1802. május 6-án , miután megvizsgálta e két új objektum természetét és méretét, William Herschel azt javasolja, hogy osztályozzák őket a görög nyelvből "aszteroidáknak" nevezett objektumok külön osztályába . Αστεροειδής , ami "csillagszerű" [13] [14] [15] . A meghatározást szándékosan úgy választották ki, hogy kissé kétértelmű legyen, hogy "elég tág legyen ahhoz, hogy minden lehetséges jövőbeli felfedezést lefedjen". Azonban annak ellenére, hogy Herschel igyekezett bevezetni ezt az új kifejezést, a csillagászok több évtizeden át továbbra is "bolygóknak" nevezték az újonnan felfedezett objektumokat [8] . Tehát a Cerest bolygónak hívták egészen az 1860-as évekig, amikor mégis az aszteroidák osztályába sorolták, amelyben 2006 -ig az volt, mígnem a Plútóval és néhány más transz-neptunikus objektummal együtt átkerült a törpe kategóriába. bolygók. De ahogy a felfedezett aszteroidák száma nőtt, az osztályozási és jelölési rendszerük egyre körülményesebbé vált, és az 1850-es évek elején Alexander von Humboldt javaslatára kizárták őket a bolygók összetételéből, és fokozatosan elkezdték eltávolítani őket. egyre gyakrabban nevezik aszteroidáknak.

Josef Litrov osztrák csillagász egy másik, sokkal informatívabb elnevezést javasolt - "zenareid". A Jupiter és a Mars görög nevéből (Zeusz és Ares) származó név az aszteroidaöv helyét jelezte e két bolygó pályája között. Ez a kifejezés azonban már késő volt: az új testeket már más szóval nevezték el, ráadásul a "zenareid" kifejezés kissé körülményes és igényes volt. Ezért soha nem került be a tudományba, csak elvétve található meg a régi német csillagászati ​​irodalomban [16] .

1807- re még két objektumot fedeztek fel, Juno és Vesta néven [17] . De a felfedezések itt véget értek. A napóleoni háborúk korszakának kezdete egyfajta végét jelentette az aszteroidák keresésének történetének első történelmi szakaszának. Nem sikerült új aszteroidákat találni, és a legtöbb csillagász úgy döntött, hogy nincsenek többé, és leállították a kutatást. Karl Ludwig Henke azonban kitartott, 1830-ban folytatta az új aszteroidák keresését, és 1845 -ben felfedezte az Astraeát  - az első új aszteroidát 38 év után. És alig két évvel később felfedezték Hebét . Ezt követően a világ más csillagászai is csatlakoztak a kereséshez, és az új aszteroidák felfedezése egyre gyorsuló ütemben ment – ​​évente legalább egyet. A teleszkópok fejlődésével az aszteroidák felfedezésének aránya szüntelenül nőtt, és 1868 közepére számuk meghaladta a százat.

Amikor világossá vált, hogy a Ceresen kívül sok más kisebb test is van a Naptól nagyjából azonos távolságra, hogy ezt a Titius-Bode szabály helyzetéből valahogy megmagyarázzák, hipotézist állítottak fel a bolygóról. amely korábban ezen a pályán volt , feltételezhetően a Phaeton bolygó , amely a Naprendszer kialakulásának korai szakaszában összeomlott, így aszteroidák lettek a töredékei, amelyek az aszteroidaövet alkották. Ezt a hipotézist később megcáfolták, mivel kiderült, hogy a Jupiter gravitációs hatása miatt a Naptól adott távolságban egyetlen nagy test egyszerűen nem alakulhat ki.

A Neptunusz 1846 -os felfedezésével a Titius-Bode-szabály teljesen hiteltelennek bizonyult a tudósok szemében, mivel a bolygó fő féltengelye messze volt attól, amit a szabály megjósolt [18] .

Az aszteroidák tanulmányozásának új szakasza kezdődött azzal , hogy Max Wolf 1891 -ben asztrofotózást használt új aszteroidák felkutatására [19] . Ez abból állt, hogy a hosszú expozíciós időtartamú fényképeken az aszteroidák rövid fényes vonalakat hagytak, míg a csillagok pontok maradtak, mivel a távcső az égi gömb forgását követve forog. Ez a módszer nagyban felgyorsította az új aszteroidák felfedezését a korábban használt vizuális megfigyelési módszerekhez képest: Max Wolf egymaga 248 aszteroidát fedezett fel, kezdve a (323) Brucia kisbolygóval , míg előtte néhány évtizeddel alig több mint 300-at fedeztek fel.

Az első ezer aszteroidát 1921 októberére fedezték fel, 1981 - re 10 000- et [20] , 2000- re a felfedezett aszteroidák száma meghaladta a 100 000-et, 2011. szeptember 6-án pedig a számozott aszteroidák száma már 285 075 [21] .

1993-ban a (243) Ida aszteroida közelében fedezték fel az aszteroida első megerősített műholdját a Galileo automatikus bolygóközi állomás [22] .

Ismeretes, hogy az aszteroidaövben sokkal nagyobb számban találhatók belőlük, mint amennyi ma ismert (minden attól függ, hogy milyen kis testeket nevezhetünk aszteroidának). Mivel azonban az új aszteroidák felkutatására szolgáló modern rendszerek lehetővé teszik azok észlelését teljesen automatikusan, csekély emberi beavatkozással vagy anélkül, a legtöbb tudós nem kutat utánuk, az aszteroidákat „űrtörmeléknek” nevezi, amely a Naprendszer kialakulása során maradt vissza. Most nagyobb figyelmet fordítanak a Földre potenciálisan veszélyes aszteroidákra. Földközeli aszteroidáknak nevezik őket , és a Föld-közeli objektumok egy csoportjának részét képezik, amelyekbe üstökösök és meteoroidok is tartoznak .

Kutatás

Az első űrhajó, amely átrepült az aszteroidaövön, a Pioneer 10 volt, amely 1972. július 16-án érte el a fő öv régiót . Akkor még aggodalomra ad okot, hogy az eszköz összeütközhet az egyik kisbolygóval, de azóta a külső bolygók felé vezető úton már 9 űrrepülőgép minden incidens nélkül átrepült az aszteroidaövön.

A Pioneer 11 , a Voyager 1 és a Voyager 2 , valamint az Ulysses szonda tervezett vagy véletlen aszteroidatalálkozások nélkül haladt át az övön. A Galileo űrszonda volt az első űrszonda, amely kisbolygókat készített. Az első fényképezett objektumok a (951) Gaspra aszteroida 1991-ben és a (243) Ida aszteroida voltak 1993-ban. Ezt követően a NASA olyan programot fogadott el, amely szerint az aszteroidaövön átrepülő bármely eszköznek lehetőség szerint el kell repülnie egy aszteroida mellett. A következő években számos kis tárgyat készítettek űrszondákkal és járművekkel, például (253) Matildát 1997-ben a NEAR Shoemaker -től , (2685) Mazursky -t 2000-ben a Cassinitől , (5535) Annafrancot 2002-ben a Stardusttól ”, ( 132524) APL 2006-ban a New Horizons szondától , (2867) Steins 2008-ban és (21) Lutetia 2010-ben a Rosetta -tól [23 ] .

Az űrhajók által továbbított fő öv-aszteroidákról készült képek többsége a szondák rövid repülése eredményeként készült aszteroidák közelében, a küldetés fő célja felé vezető úton - mindössze két járművet küldtek az aszteroidák részletes tanulmányozására: a NEAR Shoemaker , amely megvizsgálta (433) Eros és Matilda [24] , valamint " Hayabusa ", amelynek fő célja az Itokawa tanulmányozása volt (25143) . A készülék hosszú ideig tanulmányozta az aszteroida felszínét, sőt a történelem során először talajrészecskéket is szállított a felszínéről [25] .

2007. szeptember 27- én a Dawn automatikus bolygóközi állomást a Vesta és a Ceres legnagyobb aszteroidáira küldték . Az eszköz 2011. július 16-tól 2012. szeptember 12-ig állt a Vesta pályáján, ezt követően a Cereshez repült, amely 2015. március 6-án lépett pályára. A fő küldetés 2016-os befejezése után javaslatok érkeztek a pallaszba történő repülésre [ 26] . A Ceres vizsgálatának folytatása mellett döntöttek azonban, amely 2018 novemberében az üzemanyag kimerülése miatt véget ért. A hajó stabil pályán maradt e törpebolygó körül.

Eredet

Formáció

Az űrkutatóknak különféle javaslataik vannak arra vonatkozóan, hogy a Mars és a Jupiter pályája közötti bolygóközi közeg viszonylag szűk terében mi okozza az aszteroidák nagy koncentrációját.

A 19. században az aszteroidaöv testeinek eredetére vonatkozó hipotézisek közül a legnépszerűbb az 1802 -ben , nem sokkal Pallas felfedezése után, Heinrich Olbers német tudós által javasolt hipotézis volt. Felvetette, hogy a Ceres és a Pallas a Phaethon hipotetikus bolygó töredékei lehet , amely egykor a Mars és a Jupiter pályája között létezett, és sok millió évvel ezelőtt egy üstökössel való ütközés következtében pusztult el [19] .

Az újabb kutatások azonban cáfolják ezt a hipotézist. Az ellenérvek: egy egész bolygó elpusztításához szükséges nagyon nagy energiamennyiség, a fő öv összes aszteroidájának rendkívül kicsi össztömege, amely a Hold tömegének mindössze 4%-a , valamint az, hogy gyakorlatilag lehetetlen nagyot alkotni. bolygószerű objektum a Naprendszer olyan régiójában, amely a Jupiter erős gravitációs perturbációit tapasztalja. Az aszteroidák kémiai összetételében mutatkozó jelentős különbségek azt is kizárják, hogy egy testből származnak [27] . Valószínűleg az aszteroidaöv nem egy elpusztult bolygó, hanem egy olyan bolygó, amely soha nem tudott kialakulni a Jupiter és kisebb mértékben más óriásbolygók gravitációs hatása miatt .

Általánosságban elmondható, hogy a Naprendszer bolygóinak és aszteroidáinak kialakulása közel áll ennek a folyamatnak a köd-hipotézisben szereplő leírásához, amely szerint 4,5 milliárd évvel ezelőtt a csillagközi gáz- és porfelhők forgó gáz- és porkorongot alkottak a Naprendszer alatt. gravitáció hatása , amelyben a lemezanyag tömörödése és kondenzációja ment végbe. A Naprendszer történetének első néhány millió évében a turbulens és egyéb nem-stacionárius jelenségek következtében, a fagyott gáz és a por kis részecskéinek kölcsönös ütközése során összetapadva, anyagrögök keletkeztek. Ezt a folyamatot akkréciónak nevezik . A kölcsönös rugalmatlan ütközések, valamint a méret és tömeg növekedésével növekvő gravitációs kölcsönhatás a csomók növekedési ütemének növekedését okozták. Ezután az anyagcsomók vonzották a környező port és gázt, valamint más csomókat, amelyek planetezimálokká egyesültek, amelyekből később bolygók keletkeztek [28] [29] .

A Naptól való távolság növekedésével a gáz- és poranyag átlaghőmérséklete csökkent, ennek megfelelően általános kémiai összetétele is megváltozott. A protoplanetáris korong gyűrűs zónája, amelyből a fő aszteroidaöv később kialakult, az illékony vegyületek, különösen a vízgőz kondenzációs határa közelében található. Pontosan ez az oka annak, hogy ezen a helyen a teljes értékű bolygó helyett egy aszteroidaöv alakult ki. Ennek a határnak a közelsége a közelben lévő Jupiter embrió gyorsabb növekedéséhez vezetett, és a hidrogén , nitrogén , szén és vegyületeik felhalmozódásának központjává vált , elhagyva a Naprendszer melegebb központi részét.

A Jupiter gyorsan növekvő embriójából származó erőteljes gravitációs zavarok megakadályozták egy meglehetősen nagy protoplanetáris test kialakulását az aszteroidaövben [30] . Az anyag felhalmozódási folyamata ott megállt abban a pillanatban, amikor csak néhány tucat preplanetáris méretű (kb. 500-1000 km) planetezimálnak volt ideje kialakulni, amelyek aztán az ütközések során [31] a gyors növekedés következtében szétesni kezdtek. relatív sebességükben (0,1-5 km/c) [32] . Növekedésük oka az orbitális rezonanciákban rejlik , nevezetesen a pályáknak megfelelő, úgynevezett Kirkwood-résekben , amelyeken a forgási periódusok a Jupiter forradalmának periódusai egész számokként felelnek meg (4:1, 3:1, 5:2). .

Az ilyen pályákon a Jupiter megközelítése fordul elő leggyakrabban, gravitációs hatása pedig maximális, így gyakorlatilag nincsenek ott aszteroidák. A Mars és a Jupiter pályája között több ilyen rezonanciájú zóna található, többé-kevésbé erősek. Kialakulásának egy bizonyos szakaszában a Jupiter elkezdett vándorolni a Naprendszer belső részébe [33] , ennek eredményeként ezek a rezonanciák végigsöpörtek az egész övön, zavarokat okozva az aszteroidák pályáján és megnövelve sebességüket [34]. . Ugyanakkor a protoaszteroidák számos ütközést tapasztaltak, nemcsak egymás között, hanem olyan testekkel is, amelyek a Jupiter, a Szaturnusz és a Naprendszer távolabbi perifériái zónáiból hatoltak be az aszteroidaövbe. Ezt megelőzően az aszteroidák szülőtesteinek fokozatos növekedése alacsony relatív sebességük (akár 0,5 km / s) miatt lehetséges volt, amikor az objektumok ütközései az egyesülésben, nem pedig összezúzódásban végződtek. A Jupiter és a Szaturnusz által az aszteroidaövbe dobott testek áramlásának növekedése oda vezetett, hogy az aszteroidák szülőtesteinek relatív sebessége jelentősen megnőtt (akár 3-5 km/s-ig) és kaotikusabbá vált, ami a test további bővítésének folyamata lehetetlen. Az aszteroidák szülőtesteinek felhalmozódási folyamatát felváltotta a kölcsönös ütközések során feldarabolódásuk folyamata, és örökre eltűnt a Naptól adott távolságban lévő nagy bolygó kialakulásának lehetősége [35] .

Feltételezzük, hogy a gravitációs perturbációk következtében a főöv anyagának nagy része a keletkezésétől számított első kétmillió év során szétszóródott, így a kezdeti tömeg anyagának kevesebb, mint 0,1%-a maradt meg, ami a szerint. számítógépes szimulációkhoz elegendő lehet egy tömeges Föld bolygó létrehozásához [31] . Lehetséges, hogy ezen aszteroidák egy része a Kuiper-övben vagy az Oort-felhő jeges testei között maradhatott fenn , de egy jelentős rész valószínűleg egyszerűen kidobódott a Naprendszerből.

Evolúció

Az elsődleges ködből való kialakulásának pillanata óta a legtöbb aszteroida jelentős változásokon ment keresztül, amelyeket a kialakulásuk utáni első néhány millió évben bekövetkezett jelentős felmelegedés, a nagy planetezimálok belsejének differenciálódása és az utóbbiak különálló kisebb töredékekre való feldarabolódása, olvadása okozott. mikrometeoritok becsapódása és a kozmikus folyamatok hatására kialakuló mállás a Naprendszer története során a napsugárzás hatására [36] [37] [38] [39] . Ennek ellenére sok tudós továbbra is planetezimálok maradványainak tekinti őket, és remélik, hogy megtalálják bennük a gáz- és porfelhőt alkotó elsődleges anyagot, amely az aszteroidák mélyén megőrzhető [40] , mások úgy vélik, hogy az aszteroidákon is átestek. túl komoly változások alakulásuk óta [41] .

Ugyanakkor a gáz- és porfelhő régiója, amelyből az aszteroidák keletkeztek, meglehetősen specifikus elhelyezkedése miatt, nagyon heterogén összetételűnek bizonyult, a Nap távolságától függően: a Naptól való távolsággal ( a 2,0 és 3,5 AU közötti tartományban a legegyszerűbb szilikátvegyületek relatív tartalma meredeken csökkent, míg a könnyű illékony vegyületek, különösen a víz tartalma nőtt. Ugyanakkor a modern aszteroidák számos szülőteste részben vagy teljesen olvadt állapotban volt. Legalább azok, amelyek nagy arányban tartalmaztak szilikátvegyületeket, és közelebb voltak a Naphoz, már felmelegedtek, és a belső tér gravitációs differenciálódását tapasztalták (az anyag rétegződése egyre sűrűbbé és kevésbé sűrűvé), és néhányuk túlélte az aktív időszakokat is. vulkanizmust és magmaóceánokat képeznek a felszínen, mint a tengerek a Holdon. A melegítés forrása lehet a radioaktív izotópok bomlása, vagy az indukciós áramok hatása, amelyeket ezeknek a testeknek az anyagában a fiatal és aktív Napból származó, töltött részecskék erőteljes áramlása indukál.

Az aszteroidák (protoszteroidok) szülőtestei, amelyek valamilyen okból a mai napig fennmaradtak, olyan legnagyobb aszteroidák, mint a Ceres és a (4) Vesta . A protoaszteroidák gravitációs differenciálódása során, amelyek a szilikátanyaguk megolvadásához elegendő melegítést tapasztaltak, fémmagok és könnyebb szilikáthéjak váltak le bennük, sőt esetenként (például Vesta közelében) akár bazaltkéreg is, mint a földi bolygókon. . Mivel azonban az aszteroidazónában lévő anyag jelentős mennyiségű illékony vegyületet tartalmazott, átlagos olvadáspontja viszonylag alacsony volt. Amint azt matematikai modellezés és numerikus számítások mutatják, egy ilyen szilikát anyag esetében ez 500–1000 °C tartományba eshet. Az ilyen alacsony hőmérséklet az aszteroidák kis méretével párosulva biztosította a protoaszteroidák gyors lehűlését, ennek eredményeként a számítások szerint ezeknek a testeknek az olvadási periódusa legfeljebb több millió évig tarthat [42] . Az antarktiszi meteoritokban 2007 augusztusában talált cirkóniumkristályok vizsgálata, amelyek állítólag a Vestából származnak, megerősíti, hogy anyaga geológiai mércével mérve nagyon rövid ideig volt olvadt állapotban [43] .

A Jupiter migrációja a Naprendszer belső részébe, amely ezekkel a folyamatokkal szinte egy időben kezdődött, és ennek eredményeként az aszteroidaövön átsuhanó pályarezonanciák oda vezetett, hogy az éppen kialakult és átesett protoaszteroidák a belek differenciálódása kezdett kikerülni a pályáról és egymásnak ütközni. Körülbelül több kilométer/másodperc relatív sebességnél több, különböző mechanikai szilárdságú szilikáthéjból álló testek ütközései (minél több fém van a szilárd anyagban, annál tartósabb az), „leváláshoz” és apró darabokra zúzódáshoz vezettek. , mindenekelőtt a legkevésbé tartós külső szilikáthéjak, amelyek nagyszámú új aszteroida megjelenéséhez vezettek, de sokkal kisebbek.

Ezek a töredékek, valamint a nagyobb testek azonban nem húzódtak meg sokáig a főövben, hanem szétszóródtak, és nagyrészt kidobták a főövből. Az ilyen szóródás fő mechanizmusa a Jupiterrel való pályarezonancia lehet . 4:1 és 2:1 rezonanciák 2,06 és 3,27 AU mellett. tekinthető, illetve a fő öv belső és külső határának, amelyen túl az aszteroidák száma meredeken csökken. A rezonancia tartományba eső aszteroidák pályája rendkívül instabillá válik, ezért ezekről a pályákról meglehetősen rövid időn belül kilökődnek az aszteroidák, és stabilabbakra mozdulnak el, vagy teljesen elhagyják a Naprendszert. Az ezekre a pályákra eső aszteroidák többségét a Mars vagy a Jupiter szórta szét [44] . A 4:1 rezonancián belül elhelyezkedő magyar családba tartozó aszteroidákat és az öv külső peremén található Cybele családot nagy orbitális dőlés védi a szóródástól [45] .

Azonban amint azt a kisbolygóméretű szilikáttestek ütközésének numerikus szimulációja mutatja, a kölcsönös ütközések után jelenleg létező kisbolygók közül sok újra felhalmozódhat, azaz egyesülhet a megmaradt töredékekből, és így nem monolit testeket, hanem mozgó „ halmokat ” ábrázolhat. a macskakövekről ”.

Az ilyen ütközések kis műholdak kialakulásához is vezethetnek, amelyeket számos aszteroida gravitációsan köt össze hozzájuk. Ezt a hipotézist, bár korábban heves vitákat váltott ki a tudósok között, különösen az aszteroidák fényességében bekövetkezett specifikus változás megfigyelései igazolták, majd közvetlenül, a (243) Ida aszteroida példájával . 1993. augusztus 28-án a Galileo űrszondának sikerült képeket készítenie erről az aszteroidáról és műholdjáról (amely később a Dactyl nevet kapta ). Az Ida mérete 58 × 23 km, a Daktyl 1,5 km, a köztük lévő távolság 85 km.

Amikor a Jupiter vándorlása megszűnt, és az aszteroidapályák stabilizálódtak, az aszteroidák közötti ütközések száma meredeken csökkent, ami az aszteroidák viszonylag stabil méreteloszlását eredményezte a fő öv történetének nagy részében [46] .

Érdekes módon, amikor az aszteroidaöv még csak kezdett kialakulni, 2,7 AU távolságra. a Napból kialakult az úgynevezett "hóvonal", ahol az aszteroida felszínén a maximum hőmérséklet nem haladta meg a jég olvadáspontját. Ennek eredményeként a víz jég formájában képes volt lecsapódni az ezen a vonalon kívül kialakuló aszteroidákon, ami a felszínen nagy mennyiségű jeget tartalmazó aszteroidák megjelenéséhez vezetett [47] [48] .

Az ilyen aszteroidák egyik fajtája a főöv- üstökösök , amelyek felfedezését 2006-ban jelentették be. Ezek a fő öv külső részén találhatók a hóhatáron kívül. Elképzelhető, hogy ezek az aszteroidák a Föld óceánjainak vízforrásai lehetnek, mivel üstökösbombázás során találták el a Földet, mivel az Oort-felhőből származó üstökösök anyagának izotópösszetétele nem felel meg az izotópok eloszlásának az Oort-felhőben. a Föld hidroszférájának vize [49] .

Keringések és forgás

Az aszteroidák a bolygókkal azonos irányú Nap körüli pályákon mozognak, a fél-nagy tengely nagyságától függően forgási periódusuk 3,5-6 év. A legtöbb aszteroida, amint az a jobb oldali ábrán látható, legfeljebb 0,4 excentricitású pályán mozog, de van néhány olyan kisbolygó, amelyek nagyon megnyúlt pályán mozognak, például 0,6 excentricitással, mint pl. az aszteroida (944) Hidalgo és magasabb. Egy tipikus aszteroida orbitális dőlése nem haladja meg a 30 °-ot, bár itt is vannak rekorderek: a (945) Barcelona aszteroida , amelynek pályahajlása 32,8 °. Az aszteroidák többségénél az átlagos pályahajlás nem több, mint 4°, az excentricitás pedig körülbelül 0,07 [50] .

A két 4:1 és 2:1 pályarezonancia között elhelyezkedő térrégiót, amely 2,06 és 3,27 AU pályatávolságnak felel meg, néha az aszteroidaöv magjának is nevezik, és az összes számozott aszteroida 93,4%-át tartalmazza. Ide tartoznak a 0,33-nál nem nagyobb excentricitású és 20°-nál kisebb dőlésszögű aszteroidák, amelyek fő féltengelyei a fenti határokon belül vannak [51] .

A legtöbb 100 m-nél nagyobb átmérőjű aszteroida felszínét valószínűleg vastag zúzott kőzet- és porréteg borítja, amely meteoritok hullása során keletkezett, vagy orbitális mozgás során összegyűlt [52] . Az aszteroidák tengelyük körüli forgási periódusainak mérései kimutatták, hogy a viszonylag nagy, 100 m-nél nagyobb átmérőjű aszteroidák esetében létezik a forgási sebesség felső határa, ami 2,2 óra. A gyorsabban forgó aszteroidáknál a forgásból eredő tehetetlenségi erők kezdik meghaladni a gravitációs erőt , ami miatt semmi sem nyugodhat meg egy ilyen aszteroida felszínén. Minden por és törmelék, amely a meteoritok leesésekor megjelenik a felszínén, azonnal a környező térbe kerül. A kisbolygó azonban, amely szilárd szilárd test, és nem csak törmelékhalmaz , a benne ható kohéziós erők miatt elvileg nagyobb sebességgel tud forogni.

A Jarkovszkij-effektus hatása

Bár a Jupiterrel való keringési rezonanciák a legerősebb és leghatékonyabb módja az aszteroidák pályájának megváltoztatásának, más mechanizmusok is léteznek az aszteroidák eredeti pályájukról való elmozdítására. Az egyik ilyen mechanizmus a Jarkovszkij-effektus .

A 19. századi orosz tudós, I. O. Yarkovsky jósolta meg , és abban áll, hogy a világűrben a napfény hatására megváltozik egy test pályája. Azt javasolta, hogy a napfény képes hordozni egy kis lendületet , amely átadódik a kozmikus testnek, amikor elnyeli a fényt. És magának a kozmikus test fűtő és hűtő oldalának hősugárzásának egyenetlensége gyenge reaktív impulzus létrejöttéhez vezet, amelynek értéke elegendő a kis pályák fél-főtengelyének lassú változásához. kis tömegű aszteroidák [53] .

Ugyanakkor a közvetlen napfény nem képes megváltoztatni az aszteroida pályáját, mivel ugyanazon tengely mentén hatnak, mint a Nap gravitációs vonzása. A kulcsgondolat az, hogy az aszteroidának eltérő a hőmérséklet-eloszlása ​​a felszínen, és ezért eltérő az infravörös sugárzás intenzitása. Minél melegebb a test (a test esti oldala), annál több hőt sugároz ki a felület és annál erősebb a generált reaktív impulzus, másrészt minél hidegebb a felület (a test reggeli oldala), annál kisebb az infravörös intenzitás sugárzás és minél gyengébb a generált reaktív impulzus. Pontosan ez a pályaváltoztatás mechanizmusa: a fűtött oldalról nagy reaktív impulzus hat a testre, a hideg oldalról pedig túl kicsi ahhoz, hogy ezt kompenzálja, emiatt a forgásiránytól függően. kisbolygó, pályán való mozgása lelassul vagy felgyorsul, és a sebesség változása a test eltávolítását vagy a Naphoz való közeledését okozza [54] .

Ennek a hatásnak a hatása azonban nem korlátozódik a pálya egyetlen változására. Figyelembe véve néhány új paraméter, például az albedó és a kisbolygó alakja hatását, ez a hatás az aszteroida forgási sebességének változását is okozhatja nemcsak a pálya mentén, hanem a tengelye körül is. befolyásolja dőlésszögét és precesszióját. A Yarkovsky-effektusnak ezt a finomított változatát YORP-effektusnak nevezik , amely azon tudósok nevének kezdőbetűinek rövidítése, akik a legnagyobb mértékben járultak hozzá a jelenség tanulmányozásához. Ennek a hatásnak a megnyilvánulásának fő feltétele a test rossz formája. Emiatt az aszteroida tömegközéppontjától legtávolabbi részének infravörös sugárzásával egy reaktív impulzus hatására olyan nyomaték keletkezik, amely megváltoztatja az aszteroida forgásának szögsebességét [55] .

Kirkwood hasadékai

Az aszteroida fél-főtengelye a Nap körüli keringésének nagyságát írja le, és az excentricitással együtt meghatározza az aszteroida keringési periódusát. 1866- ban Daniel Kirkwood amerikai csillagász azt javasolta, hogy az aszteroidaövben üres régiók léteznek, ahol ezek szinte teljesen hiányoznak. Az aszteroidák forradalmának periódusa ezeken a területeken, az úgynevezett "Kirkwood gaps" , egyszerű egész arányban van a Jupiter keringési periódusával, ami az aszteroidák rendszeres közeledéséhez vezet az óriásbolygóhoz, ami az orbitális rezonancia jelenségét okozza . Ugyanakkor a Jupiter gravitációs hatása az aszteroidapályák destabilizálódását okozza, ami az excentricitás növekedésében és ennek következtében a pályastabilitás elvesztésében fejeződik ki, és végső soron aszteroidák kilökődéséhez vezet a rezonancia régióból [56] . Ugyanazok a kisbolygók, amelyek még mindig ezeken a területeken forognak, vagy kezdetben ott voltak ("trójaiak") [57] , vagy kölcsönös ütközések következtében kerültek oda.

Az orbitális rezonanciák gyengék (9:2, 10:3, 11:6 és mások), amikor a Jupiter megközelítése, bár rendszeres, nem fordul elő túl gyakran – az aszteroidák ilyen területein, bár észrevehetően ritkábban, mégis előfordul [58] - és erős (4:1, 3:1, 5:2, 2:1), amikor a Jupiterrel való találkozás nagyon gyakran, néhány évente egyszer - gyakorlatilag nincs ott aszteroida. Az egész aszteroidaöv néha hagyományosan három zónára van osztva.

• "I. zóna" (belső) - 2,06 és 2,5 AU közötti távolságban található. és 4:1 és 3:1 orbitális rezonanciák korlátozzák
• "Zóna II" (középső) - 2,5-2,82 AU távolságban található. és 3:1 és 5:2 orbitális rezonanciák korlátozzák
• "Zóna III" (külső) - 2,82 és 3,27 AU közötti távolságban található. és 5:2 és 2:1 orbitális rezonanciák korlátozzák [59] .

A fő öv gyakran szintén két részre oszlik: belső és külső . Az öv belső része olyan aszteroidákat tartalmaz, amelyek közelebb helyezkednek el a Mars pályájához a 3:1 orbitális rezonancia előtt 2,5 AU távolságra, a külső része pedig a Jupiterhez közelebb eső aszteroidákat tartalmaz , már e határ után (egyes szerzők, azonban vezesse 3,3 AU távolságra, ami 2:1 orbitális rezonanciának felel meg).

A Szaturnusz gyűrűinek réseitől eltérően az aszteroidaövben lévő rések nem láthatók vizuálisan a rezonanciatartomány fényképezésekor, mivel minden aszteroida elliptikus pályán mozog, és időről időre keresztezi a rezonáns pályákat. Ezért valójában ezekben a régiókban az aszteroidák térbeli sűrűsége nem sokban tér el a szomszédos régióktól [60] .

Mivel a Naprendszer kialakulása során a Jupiter pályája más bolygók pályájához hasonlóan jelentős változásokon ment keresztül, és maguk a pályarezonanciák régiói (Kirkwood rések) együtt mozogtak a bolygóval [33] , ez megmagyarázhatja, hogy miért néhány nagy aszteroida még mindig a rezonancia tartományában van.

Kisbolygók családjai és csoportjai

Az aszteroidacsaládokat 1918 -ban fedezte fel Kiyotsugu Hirayama japán csillagász , aki meglehetősen nagyszámú aszteroida pályájának összehasonlító elemzését végezte el, és elsőként vette észre, hogy ezek a paraméterek némelyiküknél hasonlóak [61] .

A mai napig ismert, hogy szinte minden harmadik aszteroida egy család tagja. Az aszteroidák ugyanabba a családba való tartozásának jele, hogy megközelítőleg ugyanazok a pályaparaméterek, mint például a félnagytengely, a pálya excentricitása és dőlésszöge, valamint hasonló spektrális jellemzők, ez utóbbi a kialakult család kisbolygóinak közös eredetét jelzi. nagyobb test bomlása következtében. Az aszteroidák pályájának dőlésszögének excentricitásuktól való függésének diagramjának felépítése lehetővé teszi a kisbolygók olyan csoportjainak vizuális megkülönböztetését, amelyek egy család létezését jelzik.

Több tucat aszteroidacsaládot fedeztek fel már, ezek többsége mind méretét, mind számát tekintve kicsi, de vannak nagyon nagy családok is. A közelmúltban több tucat aszteroidahalmazt fedeztek fel, de állapotukat még nem határozták meg pontosan. Ez csak akkor igazolható véglegesen, ha az aszteroidák spektrális jellemzői közösek [62] . Az aszteroidák kisebb társulásait csoportoknak vagy klasztereknek nevezzük.

Íme néhány a legnagyobb aszteroidacsaládok közül, félig főtengelyük szerint növekvő sorrendben: a Flora család , az Eunomia család , a Koronida család , az Eos család és a Themis család [63] . A Flora család az egyik legszámosabb, több mint 800 aszteroidát foglal magában, két nagy aszteroida körülbelül egymilliárd évvel ezelőtti ütközésének eredményeként keletkezhetett [64] . A családok nagy része kis aszteroidák, de vannak köztük nagyon nagyok is. A családhoz tartozó legnagyobb aszteroida a (4) Vesta aszteroida, amely az azonos nevű család vezetője . Úgy gondolják, hogy akkor keletkezett, amikor egy nagy meteorit zuhant a Vestára a déli pólus közelében, ami nagyszámú töredéket kiütött belőle, amiből család lett. Egy részük HED meteoritok formájában hullott a Földre .[65] .

Ezen kívül a fő övben három porsávot találtak, amelyek a pályaparaméterek alapján három aszteroidacsaládhoz köthetők: Eos, Koronids és Themis [66] .

Családok a főöv határán

Egy másik érdekes kisbolygócsalád a magyar család , amely a főöv belső határának közelében található (1,78 és 2,0 AU között, átlagos félnagytengelyekkel 1,9 AU). Ez az 52 kisbolygóból álló kis család a legnagyobb tagról, a (434) Magyarországról kapta a nevét . A magyar családba tartozó kisbolygókat a négy erős 4:1 orbitális rezonancia valamelyikének megfelelő Kirkwood-rés választja el a fő öv-kisbolygók fő tömegétől, és jelentős pályahajlásúak. Ráadásul a viszonylag nagy excentricitás miatt egyes tagjai a Nap körüli mozgás során átkelnek a Mars pályáján, és ennek eredményeként erős gravitációs hatást tapasztalnak oldaláról, ami valószínűleg számot csökkentő tényező. ennek a családnak [67] .

Az aszteroidák másik csoportja a belső főövben, amelynek tagjai közül a legnagyobb a pályahajlás, a Phocaea család . Képviselőinek túlnyomó többsége az S fényspektrum osztályba tartozik, míg a magyar család kisbolygóinak többsége az E osztályba tartozik [68] . A Phocaea családba tartozó aszteroidák pályái 2,25 és 2,5 AU között helyezkednek el. a naptól.

A főöv külső határához több aszteroidacsalád is tartozik. Közülük megkülönböztethető a Cybele család , amely 3,3 és 3,5 a.u. közötti intervallumban van. a Naptól és gyenge 7:4 pályarezonanciában a Jupiterrel, valamint a Hilda család 3,5 és 4,2 AU közötti pályán, 3:2 pályarezonanciában a Jupiterrel. 4,2 AU távolságon túl és egészen a Jupiter pályájáig kisbolygókat is találnak, de sokkal ritkábban, mint magában az övben. De a Jupiter pályáján két nagyon nagy aszteroidacsoport található, úgynevezett trójaiak , amelyek két Lagrange-pontra korlátozódnak, L4 és L5 . A trójai aszteroidák azonban nemcsak a Jupiter környékén léteznek, hanem a legtöbb külső bolygó körül is [69] .

Fiatal családok

A ma létező családok egy része a közelmúltban alakult csillagászati ​​léptékben. Feltűnő példa erre a Carina család , amely viszonylag nemrég, 5,7 millió évvel ezelőtt alakult ki két 30 és 5 km átmérőjű test katasztrofális ütközésének eredményeként [70] . Az aszteroida egy másik fiatal csoportja, a Veritas család 8,3 millió évvel ezelőtt alakult ki, szintén egy ütközés során; 62 aszteroidát, valamint egy keringő porcsóvát tartalmaz [71] [72] [73] .

Még fiatalabb a Datura -halmaz , amely a halmaztagok keringési adatai szerint mintegy 450 ezer évvel ezelőtt két kisbolygó ütközésének eredményeként jött létre. Egy másik fiatal halmaz, valamivel idősebb, mint az előző, a (4652) Iannini -halmaz , amely valószínűleg 1-5 millió évvel ezelőtt keletkezett [72] [73] .

Ütközések

A testek viszonylag magas koncentrációja a fő övben olyan környezetet teremt, amelyben csillagászati ​​mércével mérve nagyon gyakran előfordulnak ütközések az aszteroidák között. Így körülbelül 10 km sugarú nagy aszteroidák ütközése 10 millió évente egyszer fordul elő [74] . A nagy aszteroidák ütközésekor külön töredékekre bomlanak fel, ami új aszteroidacsalád vagy -halmaz kialakulásához vezethet. Ha azonban az aszteroidák viszonylag kis sebességgel közelednek egymáshoz, az nem az aszteroidák széttöredezéséhez, hanem éppen ellenkezőleg, egy nagyobb testté való egyesüléséhez vezethet. Ez a folyamat vezetett a bolygók kialakulásához 4 milliárd évvel ezelőtt. Azóta e két folyamat hatása teljesen megváltoztatta az aszteroidaövet, és mára gyökeresen eltér a múlttól.

Az aszteroidaövben bekövetkezett ütközés lehetséges következményeit a Hubble - teleszkóp segítségével észlelték, amelynek adatai üstököstevékenység jelenlétét mutatták az (596) Sheila aszteroida közelében 2010. november 11. és december 3. között. A tudósok szerint ez a kisbolygó körülbelül 35 m átmérőjű ismeretlen tárggyal ütközött, körülbelül 5 km/s sebességgel [75] .

Por

A kisbolygók mellett az övben több száz mikrométer sugarú mikrorészecskékből álló porszemek is találhatók, amelyek aszteroidák ütközésének és mikrometeoritok általi bombázásának eredményeként jöttek létre. A Poynting-Robertson-effektus hatására azonban ez a por a napsugárzás hatására fokozatosan a Nap felé spirál [76] .

Az aszteroidapor és az üstökösök által kidobott por kombinációja az állatövi fény jelenségét adja . Ez a halvány fény az ekliptika síkjában háromszög formájában terjed ki, és az egyenlítői régiókban röviddel napnyugta után vagy röviddel napkelte előtt látható. Az ezt okozó részecskék mérete átlagosan 40 mikron körül ingadozik, élettartamuk pedig nem haladja meg a 700 ezer évet. Így ezen részecskék jelenléte azt jelzi, hogy képződésük folyamata folyamatosan megy végbe [76] .

Meteoritok

Az aszteroida-ütközések törmelékei szétszóródhatnak a Naprendszerben, és ezek egy része néha találkozik bolygónkkal , és meteoritok formájában hullik a felszínére [77] . A Föld felszínén talált meteoritok szinte mindegyike (99,8%), amelyekből ma mintegy 30 000 van, egy időben megjelent az aszteroidaövben [78] . 2007 szeptemberében publikáltak egy cseh-amerikai vizsgálat eredményeit, amely szerint a (298) Baptistina nevű aszteroidával , egy másik nagy testtel való ütközés következtében nagyszámú, nagy darab töredék lökdösődött a belső részébe. a Naprendszer, amelyek egy része komoly hatással lehet a Föld rendszerére – a Holdra. Különösen úgy vélik, hogy ők lehetnek felelősek a Hold felszínén található Tycho kráter és a mexikói Chicxulub kráter kialakulásáért, amely egy meteorit lezuhanásakor keletkezett, amely egyes verziók szerint megölte a dinoszauruszokat 65 millió évvel ezelőtt [79] . Ebben a kérdésben azonban nincs egység a tudományos közösségben – a Baptistinán kívül vannak más aszteroidák is, amelyek töredékei lehetnek ennek a katasztrófának a felelősei.

Fizikai jellemzők

A közhiedelemmel ellentétben az aszteroidaövben lévő objektumok közötti távolság nagy. Annak ellenére, hogy a 2011-ben felfedezett aszteroidák száma meghaladta a 300 000-et, és összesen több millió vagy több objektum van az övben (attól függően, hogy hol húzzuk meg az alsó mérethatárt) objektumok, az aszteroidaöv által elfoglalt terület nagysága hatalmas, és ennek következtében az övben lévő tárgyak sűrűsége nagyon alacsony. Ezért annak a valószínűsége, hogy nemcsak egy ütközés, hanem egyszerűen egy véletlen, nem tervezett megközelítés, például egy űrszonda valamilyen aszteroidával történik, ma kevesebb, mint egy a milliárdhoz [80] .

Méretek és súly

Az aszteroidák 30 m-nél nagyobb átmérőjű testek, a kisebb testeket meteoroidoknak nevezzük [81] . Nagyon kevés nagy test található az aszteroidaövben, például körülbelül 200 darab 100 km-nél nagyobb átmérőjű aszteroida található [82] , körülbelül 1000 darab 15 km-nél nagyobb átmérőjű aszteroida ismert még, és kutatási adatok a spektrum infravörös tartománya azt sugallja, hogy rajtuk kívül a fő övben még mindig 700 ezer és 1,7 millió között van 1 km vagy annál nagyobb átmérőjű aszteroida [83] . Az aszteroidák magnitúdója 11 m és 19 m között van, többségüknél pedig körülbelül 16 m [50] .

Az összes fő öv-aszteroida össztömege megközelítőleg 3,0⋅10 21-3,6⋅10 21 kg , ami a Hold tömegének csak 4%-a, illetve a Föld tömegének 0,06%-a [84] [85] . Ennek a tömegnek a fele az első tíz közül a 4 legnagyobb aszteroidára esik: Ceresre , Vestára , Pallasra és Hygieára , közel egyharmada pedig a Ceresre [7] .

Összetétel

A fő övben található objektumok túlnyomó többsége három fő osztályba tartozó aszteroida: C osztályú sötét szén aszteroidák , S osztályú könnyű szilikát aszteroidák és M osztályú fémes kisbolygók . Vannak más, specifikusabb osztályokba tartozó aszteroidák is, de tartalmuk az övben rendkívül kicsi.

A C osztályú széntartalmú aszteroidák , amelyeket összetételükben a legegyszerűbb szénvegyületek nagy százaléka miatt neveztek el, a fő öv leggyakoribb objektumai, az összes aszteroida 75%-át teszik ki, koncentrációjuk különösen magas az aszteroidák külső régióiban. az öv [86] . Ezeknek az aszteroidáknak enyhén vöröses árnyalatuk és nagyon alacsony albedójuk van (0,03 és 0,0938 között). Mivel nagyon kevés napfényt vernek vissza, nehéz észrevenni őket. Valószínű, hogy az aszteroidaövben még mindig sok olyan viszonylag nagy aszteroida található, amelyek ebbe az osztályba tartoznak, de alacsony fényességük miatt még nem találták meg őket. De ezek az aszteroidák meglehetősen erősen sugároznak az infravörös tartományban az összetételükben lévő víz miatt. Általánosságban elmondható, hogy spektrumaik megfelelnek annak az anyagnak a spektrumának, amelyből a Naprendszer kialakult, kivéve az illékony elemeket. Összetételükben nagyon közel állnak a széntartalmú kondrit meteoritokhoz, amelyek gyakran megtalálhatók a Földön. Ennek az osztálynak a legnagyobb képviselője a (10) Hygiea aszteroida .

A fő öv-aszteroidák között a második leggyakoribb spektrális osztály az S osztály , amely az öv belső részének szilikát aszteroidáit egyesíti, amelyek legfeljebb 2,5 AU távolságra helyezkednek el. a Napból [86] [87] . Ezen aszteroidák spektrális analízise különböző szilikátok és egyes fémek (vas és magnézium) jelenlétét tárta fel felszínükön, de szinte teljes hiányát a szénvegyületeknek. Ez azt jelzi, hogy a kőzetek jelentős változásokon mentek keresztül ezen aszteroidák fennállása során, valószínűleg a részleges olvadás és differenciálódás miatt. Meglehetősen magas albedójuk van (0,10 és 0,2238 között), és az összes aszteroida 17%-át teszik ki. A (3) Juno aszteroida ennek az osztálynak a legnagyobb képviselője.

Az M osztályú fémes aszteroidák , amelyek nikkelben és vasban gazdagok, az összes kisbolygó 10%-át teszik ki, és közepesen magas albedójuk van (0,1 és 0,1838 között). Főleg az öv középső régióiban helyezkednek el, 2,7 AU távolságra. a Napból [63] , és nagy planetezimálok fémes magjának töredékei lehetnek , mint például a Ceres, amely a Naprendszer kialakulásának hajnalán létezett, és kölcsönös ütközések során megsemmisült. A fémes aszteroidák esetében azonban a dolgok nem ilyen egyszerűek. A kutatások során több testet is felfedeztek, például a (22) Calliope aszteroidát , amelynek spektruma közel áll az M osztályú kisbolygók spektrumához, ugyanakkor a fémes aszteroidákhoz képest rendkívül alacsony sűrűséggel bírnak [88] . Az ilyen aszteroidák kémiai összetétele ma gyakorlatilag ismeretlen, és nagyon valószínű, hogy összetételükben közel állnak a C vagy S osztályú aszteroidákhoz [89] .

Az aszteroidaöv egyik rejtélye a viszonylag ritka V. osztályú bazaltos aszteroidák [90] . Az aszteroidaöv kialakulásának elmélete azt jósolta, hogy az aszteroidaöv korai szakaszában sok Vesta méretű nagy objektumnak kellett volna lennie, amelyekben meg kellett volna kezdődnie az altalaj differenciálódásának. Az ilyen tárgyaknak túlnyomórészt bazaltkőzetekből álló kéreggel és köpennyel kellett rendelkezniük. E planetezimálok későbbi megsemmisülése során az aszteroidák több mint fele bazaltból és olivinből állhatott . Valójában kiderült, hogy a bazaltanyag 99%-a hiányzik az aszteroidaövből [91] . 2001-ig azt hitték, hogy az aszteroidaövben található bazalttárgyak többsége a Vesta kéreg töredéke volt (innen ered az V. osztály elnevezése), de az aszteroida (1459) részletes tanulmányozása során a Magnézium bizonyos különbségeket tárt fel a korábban az aszteroida kémiai összetételében. bazalt aszteroidákat fedezett fel, ami külön eredetükre utal [91] . Ezt a tényt egy 2007-ben elvégzett részletesebb vizsgálat erősítette meg két, eltérő bazaltos összetételű aszteroida övének külső részén: (7472) Kumakiri és (10537) 1991 RY 16 , amelyeknek semmi közük a Vestához. Ez a két test az egyetlen ebbe az osztályba tartozó aszteroida, amely a fő öv külső részén található [90] .

Meglehetősen egyértelmű kapcsolat van az aszteroida összetétele és a Naptól való távolsága között. A vízmentes szilikátokból álló köves aszteroidák általában közelebb helyezkednek el a Naphoz, mint a széntartalmú agyagos aszteroidák, amelyekben gyakran találhatók víznyomok, többnyire kötött állapotban, de esetleg közönséges vízjég formájában is. Ugyanakkor a Naphoz közeli aszteroidák albedója lényegesen magasabb, mint a középpontban és a periférián lévő aszteroidák. Úgy gondolják, hogy ez a protoplanetáris korong azon részének tulajdonságainak köszönhető, amelyből az aszteroidák keletkeztek. Az öv belső részein a napsugárzás hatása jelentősebb volt, ami a könnyű elemek, különösen a víz perifériájára fújásához vezetett. Ennek eredményeként az öv külső részének aszteroidáin lecsapódott a víz, a belső régiókban pedig, ahol elég jól felmelegszenek az aszteroidák, gyakorlatilag nem maradt víz.

Az aszteroida felszínének hőmérséklete a Nap távolságától és albedójától függ. 2,2 a.u távolságra lévő porrészecskékhez a hőmérsékleti tartomány 200 K-től (-73 °C) és az alatt kezdődik, és 3,2 AU távolságtól. már 165 K-től (−108 °C) [92] . Ez azonban nem teljesen igaz az aszteroidákra, hiszen a forgás miatt a nappali és éjszakai oldalán jelentősen eltérhet a hőmérséklet.

A főöv üstökösei

A fő öv aszteroidái között vannak olyanok is, amelyekben a Naptól bizonyos távolságban az üstökös tevékenység megnyilvánulását észlelték, amely gáz- vagy porfarok megjelenésében fejeződik ki bennük, és amelyek rövid ideig jelennek meg. amikor a test a perihélium közelében halad el ( Ceres , (596) Sheila , (62412) 2000 SY178 és mások). Mivel azok a pályák, amelyek mentén ezek az üstökösök mozognak, kizárják annak lehetőségét, hogy a klasszikus üstökösök befogása következtében megjelenjenek a fő övben, feltételezhető, hogy magában az övben, annak külső részén alakultak ki. Ez arra utal, hogy a külső övben számos objektum tartalmazhat jeget, amely elpárolog, amikor az aszteroida felszínét a Nap felmelegíti. Lehetséges, hogy a fő öv üstökösei voltak a Föld óceánjainak forrásai, mivel bennük a deutérium és a hidrogén aránya túl alacsony a klasszikus üstökösökhöz [93] .

A legnagyobb objektumok az aszteroidaövben

Az aszteroidaöv legnagyobb objektumai a Ceres , (4) Vesta , (2) Pallas és (10) Hygiea . Bár sok közös jellemzőjük van, közülük csak egy, a Ceres elég gömbölyű ahhoz, hogy törpebolygónak minősüljön [94] . A jövőben azonban a másik három is megkaphatja ezt a státuszt [95] [96] .

Ceres

A Ceres majdnem gömb alakú, átmérője hozzávetőleg 950 km, ami a Hold átmérőjének csaknem harmada, tömege 9,43⋅10 20 kg, ami már csak 1,3%-a a Hold tömegének, de egyenlő az összes fő öv-aszteroida tömegének harmadával . 2,766 AU távolságra fekszik, ami nagyon közel van a 2,8 AU távolságra lévő fő öv tömegközéppontjához. [60] A Ceres abszolút magnitúdója 3,32 m , ami sokkal nagyobb, mint bármely aszteroida [102] , és a felszínén lévő jégréteggel magyarázható [103] , de ennek ellenére még mindig nagyon sötét testről van szó, amely csak 5%-ban veri vissza a lehulló fényt.

A földi bolygókhoz hasonlóan a Ceresen is az anyag szilikát magmá differenciálódott, amelyet jeges köpeny és vékony szénkéreg vesz körül [103] . A felszínen lévő jég egy kis része időnként rövid időre elpárolog, és körülötte egy nagyon ritka légkör látszatát képezi.

Vesta

A (4) Vesta aszteroida , amelyet Olbers fedezett fel 1807-ben, a fő öv-kisbolygók közül az első helyen áll fényességben, második helyen tömegben és a harmadik helyen. Ez az egyetlen aszteroida, amelynek mesterséges műholdja volt . Felülete a rá eső fény 42%-át veri vissza, ami még a Földénál is több (37%). Átlagosan 530 km átmérőjével az aszteroidaöv tömegének 9%-át teszi ki, és a Ceressel körülbelül azonos távolságra kering a Nap körül. Mivel a Vesta a hóhatáron kívül alakult ki, gyakorlatilag vízmentes [104] [105] , és sűrű vas-nikkel keverék fémmagból, bazaltos köpenyből (főleg olivinból ) [91] és egy nagyon vékony, mindössze néhány kilométeres köpenyből áll. vastag, kéreg.

A Vesta déli pólusának közelében egy nagy kráter található, amely egy nagy aszteroida leeséséből származik. Ennek az ütközésnek az eredményeként hatalmas számú töredék kilökődött a Vestából, amelyek aztán egy aszteroidacsaládot alkottak körülötte , amelynek össztömege (a Vesta tömegét nem számítva) az összes aszteroida tömegének körülbelül 1%-a. a fő öv; valamint egy speciális V spektrális osztály a felszínről kiütött kőzetdarabokból, és a J osztály az aszteroida középpontjához közelebb található kőzetből. Ennek a családnak a legtöbb tagja a Jupiterrel való 3:1-es pályarezonancia közelsége miatt szétszóródott, és néhányuk meteorit formájában hullott a Földre.

Pallas

Aszteroida (2) A Pallas  a második legnagyobb objektum az aszteroidaövben, de ha a Cerest csak törpebolygónak tekintjük, akkor a Pallas a legnagyobb aszteroida. Kisebb tömegű, mint a Vesta, de a fő öv tömegének 7%-át teszi ki. A Pallas érdekessége, hogy az Uránuszhoz hasonlóan meglehetősen erős, 34°-os [106] -os forgástengely-dőléssel rendelkezik , míg a másik három legnagyobb aszteroidánál ez a szög nem haladja meg a 10°-ot. A Cereshez hasonlóan a C osztályba tartozik , szénben és szilíciumban gazdag, ezért albedója alacsony , 12% [107] . Az aszteroida nagy, 0,32-es excentricitással mozog a pályán, ezért a Naptól való távolsága nagyon változó: 2,1 AU-tól 2,1 AU-ig. legfeljebb 3,4 a.u.

Hygeia

A legnagyobb szénaszteroida (az összes aszteroida 75%-a szén), szabálytalan alakú, átlagos átmérője 431 km. (10) A Hygiea a negyedik legnagyobb, és a fő öv tömegének 3%-át teszi ki. 7%-os albedójával a szénaszteroidák közé tartozik, ezért nagy mérete ellenére meglehetősen rosszul látható a Földről. Az azonos nevű család élén áll , és a másik három kisbolygóval ellentétben az ekliptikai sík közelében található [108] [109] , és 5,5 év alatt kerüli meg a Napot.

Kisbolygók, mint erőforrások

Az ipar erőforrás-felhasználásának folyamatos növekedése a földi készletek kimerüléséhez vezet, egyes becslések szerint az ipar számára kulcsfontosságú elemek, például az antimon , a cink , az ón , az ezüst , az ólom , az indium , az arany és a réz tartalékai . 2060-2070-re kimerülnek [110] , és különösen nyilvánvalóvá válik az új nyersanyagforrások keresésének szükségessége.

Az ipari fejlődés szempontjából az aszteroidák a Naprendszer leginkább hozzáférhető testei közé tartoznak. Az alacsony gravitáció miatt a felszínükről való le- és felszállás minimális üzemanyag-fogyasztást igényel, ha pedig Föld-közeli aszteroidákat használnak a fejlesztéshez, akkor az azokból származó erőforrások Földre szállításának költsége alacsony lesz. Az aszteroidák értékes erőforrások forrásai lehetnek, mint például víz (jég formájában), amelyből légzési oxigént és hidrogént űrüzemanyagként lehet nyerni, valamint különféle ritka fémek és ásványok, például vas , nikkel , titán , kobalt és platina . , és kisebb mértékben más elemek is, mint például a mangán , molibdén , ródium stb. Valójában a bolygónk felszínéről jelenleg bányászott vasnál nehezebb elemek többsége a késői időszakban a Földre hullott aszteroidák maradványa. nehézbombázás [111 ] [112] . Az aszteroidák gyakorlatilag kimeríthetetlen erőforrások, például egy M osztályú , 1 km átmérőjű kisbolygó akár 2 milliárd tonna vas-nikkel ércet is tartalmazhat, ami 2-3-szorosa a 2004-es érctermelésnek . 113] . Az aszteroidák ipari fejlesztése ezen erőforrások árának csökkenéséhez vezet, lehetővé teszi a további űrkutatáshoz szükséges űrinfrastruktúra aktív fejlesztését , valamint segít elkerülni a Föld erőforrásainak kimerülését.

Jegyzetek

1. ↑ Gianluca Ranzini. Tér. Az Univerzum szupernóva-atlasza / Olaszról fordítva. G. I. Semenova. - M . : Eksmo, 2007. - ISBN 978-5-699-11424-5 .
2. ↑ E. V. Kononovics, V. I. Moroz. A csillagászat általános kurzusa. Tankönyv felsőoktatási intézmények csillagászati ​​tanszékei számára / Szerk. V. V. Ivanova. - 2. kiadás, javítva. - M . : Editorial URSS, 2003. - ISBN 5-354-00866-2 .
3. ↑ P. G. Kulikovszkij. Útmutató az amatőr csillagászathoz / Szerk. V. G. Surdina . - 5. kiadás, átdolgozva és teljesen frissítve. - M . : Editorial URSS, 2002. - ISBN 5-8360-0303-3 .
4. ↑ Mann, Robert James. Útmutató a mennyek ismeretéhez. - Jarrold, 1852. - S. 171, 216.
5. ↑ További vizsgálatok az aszteroidabolygók formájával, nagyságával, tömegével és pályájával kapcsolatban  //  The Edinburgh New Philosophical Journal : Journal. - Edinburgh, 1857. - 1. évf. V. _ - 191. o .
6. ↑ von Humboldt, Alexander. Kozmosz: A világegyetem fizikai leírásának vázlata  (angol) . - Harper & Brothers, New York (NY), 1850. - 20. évf. 1. - P. 44. - ISBN 0-8018-5503-9 .
7. ↑ 1 2 NASA JPL Solar System Small Body Database (1  ) .
8. ↑ 1 2 Hilton, J. Mikor lettek az aszteroidák kisebb bolygók?  (angol) . US Naval Observatory (USNO) (2001). Letöltve: 2007. október 1. Az eredetiből archiválva : 2011. augusztus 22..
9. ↑ Hajnal: Utazás a Naprendszer  kezdetére . Űrfizikai Központ: UCLA (2005). Letöltve: 2007. november 3. Az eredetiből archiválva : 2011. augusztus 22..
10. ↑ 1 2 Hoskin, Michael. Bode törvénye és a  Ceres felfedezése . Churchill College, Cambridge . Letöltve: 2010. július 12. Az eredetiből archiválva : 2012. január 24..
11. ↑ 1 2 Hívd a rendőrséget! Az aszteroidák felfedezésének története  //  Astronomy Now : Journal. — Nem. 2007. június . - 60-61 . o .
12. ↑ Pogge, Richard. Bevezetés a Naprendszer csillagászatába: 45. előadás: A Plútó bolygó? . Bevezetés a Naprendszer csillagászatába . Ohio Állami Egyetem (2006). Letöltve: 2007. november 11. Az eredetiből archiválva : 2012. január 24.. (határozatlan)
13. ↑ etymonline: aszteroida . Letöltve: 2007. november 5. Az eredetiből archiválva : 2012. január 24.. (határozatlan)
14. ↑ DeForest, Jessica. Görög és latin gyökerek . Michigan Állami Egyetem (2000). Letöltve: 2007. július 25. Az eredetiből archiválva : 2012. január 24.. (határozatlan)
15. ↑ Cunningham, Clifford. William Hershel és az első két aszteroida . Dance Hall Observatory, Ontario (1984). Letöltve: 2007. november 5. Az eredetiből archiválva : 2012. január 24.. (határozatlan)
16. ↑ Karpenko Yu. A. VII. fejezet Kisbolygók // A csillagos ég nevei / A. V. Superanskaya. - M. : Nauka, 1981. - S. 97. - 184 p.
17. ↑ Személyzet. Astronomical Serendipity (nem elérhető link) . NASA JPL (2002). Letöltve: 2007. április 20. Az eredetiből archiválva : 2012. január 24.. (határozatlan) 
18. ↑ Véletlen egybeesés, hogy a legtöbb bolygó a Titius-Bode törvény határain belül esik? . astronomy.com . Hozzáférés időpontja: 2007. október 16. Az eredetiből archiválva : 2012. január 24. (határozatlan)
19. ↑ 1 2 Hughes, David W. Az aszteroida észlelésének rövid története . BBC. Letöltve: 2007. április 20. Az eredetiből archiválva : 2012. január 24.. (határozatlan)
20. ↑ Animáció: az aszteroida felfedezésének története 1980-2010 . Letöltve: 2017. szeptember 30. Az eredetiből archiválva : 2019. november 8.. (határozatlan)
21. ↑ MPC archív statisztika . IAU Kisbolygó Központ. Hozzáférés dátuma: 2010. december 29. Az eredetiből archiválva : 2012. január 24. (határozatlan)
22. ↑ 243 Ida és Daktil. Nineplanets.org . Letöltve: 2008. október 4. Az eredetiből archiválva : 2012. március 19.  (határozatlan)  (Angol)
23. ↑ Barucci, M.A.; Fulchignoni, M.; és Rossi, A. Rosetta Aszteroida Célpontok: 2867 Steins és 21 Lutetia  // Space Science Reviews  : Journal  . - Springer , 2007. - Vol. 128. sz . 1-4 . - 67-78 . o . - doi : 10.1007/s11214-006-9029-6 .
24. ↑ Near Earth Asteroid Rendezvous hivatalos oldal. Gyakran Ismételt Kérdések. . Letöltve: 2008. november 17. Az eredetiből archiválva : 2012. február 2..  (határozatlan)  (Angol)
25. ↑ A japán szonda visszatér a Földre az aszteroida küldetése után . Lenta.ru (2010. június 13.). Letöltve: 2010. augusztus 14. Az eredetiből archiválva : 2011. augusztus 8.. (határozatlan)
26. ↑ Hajnali  küldetés . jpl.nasa.gov . Letöltve: 2007. október 20. Az eredetiből archiválva : 2012. január 24..
27. ↑ Masetti, M.; és Mukai, K. Az aszteroidaöv eredete . NASA Goddard Spaceflight Center (2005. december 1.). Letöltve: 2007. április 25. Az eredetiből archiválva : 2012. január 24.. (határozatlan)
28. ↑ Watanabe, Susan A napköd rejtélyei . NASA (2001. július 20.). Letöltve: 2007. április 2. Az eredetiből archiválva : 2012. január 24.. (határozatlan)
29. ↑ Lin, Douglas A bolygók eredete . "A tudomány világában" 2008. 8. szám. Letöltve: 2007. április 2. Archiválva : 2012. január 24. (határozatlan)
30. ↑ Edgar, R.; és Artymowicz, P. Pumping of a Planetesimal Disc by a Rapidly Migrating Planet  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : folyóirat  . - Oxford University Press , 2004. - Vol. 354. sz . 3 . - P. 769-772 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2004.08238.x . - . — arXiv : astro-ph/0409017 . Archiválva az eredetiből 2007. június 21-én.
31. ↑ 1 2 Petit, J.-M.; Morbidelli, A.; and Chambers, J. The Primordial Excitation and Clearing of the Asteroid Belt  (angol)  // Icarus  : Journal. - Elsevier , 2001. - Vol. 153. sz . 2 . - P. 338-347 . - doi : 10.1006/icar.2001.6702 . - .
32. ↑ Kisbolygó (elérhetetlen link) . Letöltve: 2011. október 25. Az eredetiből archiválva : 2011. október 18.. (Orosz) 
33. ↑ 1 2 A Szaturnusz és a Jupiter "lyukakat" csinált az aszteroidaövben - kutatás . Letöltve: 2011. július 28. Az eredetiből archiválva : 2016. március 5.. (határozatlan)
34. ↑ Scott, ERD (2006. március 13-17.). „Korlátozások a Jupiter korára és képződési mechanizmusára, valamint a kondritokból és aszteroidákból származó köd élettartamára ” Proceedings 37. Annual Lunar and Planetary Science Conference . League City, Texas: Lunar and Planetary Society. Archiválva az eredetiből , ekkor: 2015-03-19 . Letöltve: 2007-04-16 . Elavult használt paraméter |deadlink=( help );Ellenőrizze a dátumot itt: |date=( súgó angolul )
35. ↑ V. V. Busarev. Kisbolygók (SolarSystem/asteroids) (2010. március 23.). Letöltve: 2011. október 25. Az eredetiből archiválva : 2012. január 12.. (Orosz)
36. ↑ Clark, BE; Hapke, B.; Pieters, C.; és Britt, D. Asteroid Space Weathering and Regolith Evolution . Arizonai Egyetem (2002). Letöltve: 2007. november 8. Az eredetiből archiválva : 2012. január 24.. (határozatlan)
37. ↑ Gaffey, Michael J. The Spectral and Physical Properties of Metal in Meteorite Assemblages: Impplications for Asteroid Surface Materials (1996). Letöltve: 2007. november 8. Az eredetiből archiválva : 2012. január 24.. (határozatlan)
38. ↑ Keil, K. Kisbolygók termikus változása: bizonyítékok meteoritokból . Bolygó- és űrtudomány (2000). Letöltve: 2007. november 8. Az eredetiből archiválva : 2012. január 24.. (határozatlan)
39. ↑ Baragiola, R.A.; Duke, CA; Loeffler, M.; McFadden, L. A.; és Sheffield, J. Impact of ions and micrometeorites on mineral surfaces: Reflectance changes and production of atmospheric species in airless solar system bodys (2003). Letöltve: 2007. november 8. Az eredetiből archiválva : 2012. január 24.. (határozatlan)
40. ↑ Portól a Planetesimalsig: Workshop a Ringberg Castle Németországban (elérhetetlen link) (2006). Letöltve: 2007. november 8. Az eredetiből archiválva : 2012. január 24.. (határozatlan) 
41. ↑ Kracher, A. Aszteroida 433 Eros és részlegesen differenciált planetezimálok: tömeges kimerülés versus felszíni kéncsökkenés (PDF). Ames Laboratory (2005). Letöltve: 2007. november 8. Az eredetiből archiválva : 2012. január 24.. (határozatlan)
42. ↑ Taylor, GJ; Keil, K.; McCoy, T.; Haack, H.; és Scott, ERD Aszteroidadifferenciáció - Piroklasztos vulkanizmus a magma-óceánokig // Meteoritics. - 1993. - T. 28 , 1. sz . - S. 34-52 . - .
43. ↑ Kelly, Karen. U of T kutatói a korai Naprendszerre utaló nyomokat fedeztek fel (nem elérhető link) . Torontói Egyetem (2007). Letöltve: 2010. július 12. Az eredetiből archiválva : 2012. január 24.. (határozatlan) 
44. ↑ Alfven, H.; és Arrhenius, G. A kis testek . SP-345 A Naprendszer evolúciója . NASA (1976). Letöltve: 2007. április 12. Az eredetiből archiválva : 2012. január 24.. (határozatlan)
45. ↑ A Hungaria kisbolygók csoportja . Letöltve: 2011. június 21. Az eredetiből archiválva : 2019. július 3. (határozatlan)
46. ↑ Stiles, Lori. Kisbolygók okozták a Naprendszer korai belső kataklizmáját . University of Arizona News (2005. szeptember 15.). Letöltve: 2007. április 18. Az eredetiből archiválva : 2012. január 24.. (határozatlan)
47. ↑ Lecar, M.; Podolak, M.; Sasselov, D.; és Chiang, E. Infravörös cirrus – A kiterjesztett infravörös emisszió új komponensei  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2006. - Vol. 640 , sz. 2 . - P. 1115-1118 . - doi : 10.1086/500287 . - Iránykód .
48. ↑ Berardelli, Phil. A főöv üstökösei lehettek a Föld vízforrásai . Space Daily (2006. március 23.). Letöltve: 2007. október 27. Az eredetiből archiválva : 2012. január 24.. (határozatlan)
49. ↑ Emily Lakdawalla . Egy teljesen új típusú üstökös felfedezése . The Planetary Society (2006. április 28.). Letöltve: 2007. április 20. Az eredetiből archiválva : 2012. január 24.. (határozatlan)
50. ↑ 1 2 Williams, Gareth A kisbolygók eloszlása ​​. Kisbolygók Központ. Hozzáférés dátuma: 2010. október 27. Az eredetiből archiválva : 2012. január 24. (határozatlan)
51. ↑ Ezt az értéket az adott régióban található összes test egyszerű megszámlálásával kaptuk meg, 120437 számozott kisbolygó adatait felhasználva a Kisbolygó Központ pályaadatbázisából . Kisbolygók Központ. Hozzáférés dátuma: 2010. október 27. Az eredetiből archiválva : 2012. január 24. (határozatlan)
52. ↑ Rossi, Alessandro Az aszteroidaforgás napjának rejtelmei (a link nem elérhető) . The Spaceguard Foundation (2004. május 20.). Letöltve: 2007. április 9. Az eredetiből archiválva : 2012. január 24.. (határozatlan) 
53. ↑ Surdin V.G. Mérnök Yarkovsky-effektus (elérhetetlen link) . StarContact (2004. május 20.). Letöltve: 2007. április 9. Az eredetiből archiválva : 2012. január 24.. (Orosz) 
54. ↑ Surdin V. G. Természet: Jarkovszkij mérnök effektus . Természet. Letöltve: 2007. április 9. Az eredetiből archiválva : 2013. október 2.. (Orosz)
55. ↑ YORP pörgés: a napsugarak pörgetik a sugárhajtású aszteroidákat (a link nem elérhető) . Membrán . Letöltve: 2011. október 29. Az eredetiből archiválva : 2011. szeptember 8.. (Orosz) 
56. ↑ Fernie, J. Donald. Az amerikai Kepler  // Az amerikai tudós. - 1999. - T. 87 , 5. sz . - S. 398 .
57. ↑ Liou, Jer-Chyi; és Malhotra, Renu. A külső aszteroidaöv kimerülése  (angol)  // Tudomány. - 1997. - 1. évf. 275. sz . 5298 . - P. 375-377 . - doi : 10.1126/tudomány.275.5298.375 . — PMID 8994031 .
58. ↑ Ferraz-Mello, S. (1993. június 14-18.). Kirkwood Gaps és Resonant Groups . a 160. Nemzetközi Csillagászati ​​Unió eljárásai . Belgirate, Olaszország: Kluwer Academic Publishers. pp. 175-188. Archiválva az eredetiből , ekkor: 2017-11-08 . Letöltve: 2007-03-28 . Elavult használt paraméter |deadlink=( help );Ellenőrizze a dátumot itt: |date=( súgó angolul )
59. ↑ Klacka, József. Tömegeloszlás az aszteroidaövben   // Föld , Hold és bolygók : folyóirat. - 1992. - 1. évf. 56 , sz. 1 . - P. 47-52 . - doi : 10.1007/BF00054599 . - .
60. ↑ 1 2 McBride, N.; és Hughes, DW The spatial density of asteroids and its variation with asteroidal mass  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : folyóirat  . - Oxford University Press , 1990. - Vol. 244 . - P. 513-520 . - .
61. ↑ Hughes, David W. Kisbolygók keresése az űrben (a link nem érhető el) . BBC. Letöltve: 2007. április 20. Az eredetiből archiválva : 2012. január 24.. (határozatlan) 
62. ↑ Lemaitre, Anne (2004. augusztus 31. – szeptember 4.). „Aszteroidacsaládok besorolása nagyon nagy katalógusokból” . Proceedings Dynamics of Populations of Planetary Systems . Belgrád, Szerbia és Montenegró: Cambridge University Press. pp. 135-144. Archiválva az eredetiből , ekkor: 2018-10-25 . Letöltve: 2007-04-15 . Elavult használt paraméter |deadlink=( help );Ellenőrizze a dátumot itt: |date=( súgó angolul )
63. ↑ 1 2 Lang, Kenneth R. Kisbolygók és meteoritok . NASA Cosmos (2003). Letöltve: 2007. április 2. Az eredetiből archiválva : 2012. január 24.. (határozatlan)
64. ↑ Martel, Linda MV Egy nagy aszteroidatörés apró nyomai . Planetary Science Research Discoveries (2004. március 9.). Letöltve: 2007. április 2. Az eredetiből archiválva : 2012. január 24.. (határozatlan)
65. ↑ Drake, Michael J. Az eukrita/Vesta-történet   // Meteoritika és bolygótudomány : folyóirat. - 2001. - Vol. 36 , sz. 4 . - P. 501-513 . - doi : 10.1111/j.1945-5100.2001.tb01892.x . - Iránykód .
66. ↑ Szerelem, SG; és Brownlee, DE Az IRAS porsáv hozzájárulása a bolygóközi porkomplexumhoz – 60 és 100 mikronnál látható bizonyíték  // Astronomical Journal  :  Journal. - 1992. - 1. évf. 104 , sz. 6 . - P. 2236-2242 . - doi : 10.1086/116399 . - Iránykód .
67. ↑ Spratt, Christopher E. A Hungaria kisebb bolygók csoportja // Journal of the Royal Astronomical Society of Canada. - 1990. - T. 84 , 2. sz . - S. 123-131 . - .
68. ↑ Carvano, JM; Lazzaro, D.; Mothe-Diniz, T.; Angeli, Kalifornia; és Florczak, M. Spectroscopic Survey of the Hungaria and Phocaea Dynamical Groups  (angol)  // Icarus  : Journal. - Elsevier , 2001. - Vol. 149. sz . 1 . - 173-189 . o . - doi : 10.1006/icar.2000.6512 . - .
69. ↑ A trójai oldal  . Letöltve: 2007. április 2. Az eredetiből archiválva : 2012. január 24..
70. ↑ Az SwRI kutatói aszteroidatörést azonosítottak a fő aszteroidaövben . SpaceRef.com (2002. június 12.). Letöltve: 2007. április 15. Az eredetiből archiválva : 2012. január 24.. (határozatlan)
71. ↑ McKee, Maggie. A porviharok korszaka az aszteroida becsapódásához vezethető vissza . New Scientist Space (2006. január 18.). Letöltve: 2007. április 15. Az eredetiből archiválva : 2012. január 24.. (határozatlan)
72. ↑ 1 2 Nesvorny, D.; Vokrouhlick, D.; és Bottke, WF A főöv kisbolygójának szakadása 450 ezer évvel ezelőtt  //  Tudomány : folyóirat. - 2006. - Vol. 312 , sz. 5779 . - 1490. o . - doi : 10.1126/tudomány.1126175 . - Iránykód . — PMID 16763141 .
73. ↑ 1 2 Nesvorny, D.; Bottke, WF; Levison, H. F.; és Dones, L. A Naprendszer porsávjainak közelmúltbeli eredete  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2003. - Vol. 591 , sz. 1 . - P. 486-497 . - doi : 10.1086/374807 . - Iránykód .
74. ↑ Backman, D.E. Az általános állatövi felhősűrűség fluktuációi (hivatkozás nem érhető el) . backman jelentés . NASA Ames Research Center (1998. március 6.). Letöltve: 2007. április 4. Az eredetiből archiválva : 2012. január 24.. (határozatlan) 
75. ↑ Jewitt, David ; Weaver, H.; Mutcher, M.; Larson, S.; Agarwal, J. Hubble Space Telescope Observations of Main Belt Comet (596) Scheila  (angol)  // 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. Zodiákus emisszió. III - Por az aszteroidaöv közelében  (angol)  // The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 1992. - Vol. 392. sz . 1 . - 289-299 . o . - doi : 10.1086/171428 . - .
77. ↑ Kingsley, Danny Rejtélyes meteoritpor-összeférhetetlenség megoldva . ABC Science (2003. május 1.). Letöltve: 2007. április 4. Az eredetiből archiválva : 2013. július 9.. (határozatlan)
78. ↑ Meteorok és meteoritok . NASA. Letöltve: 2010. július 12. Az eredetiből archiválva : 2012. január 24.. (határozatlan)
79. ↑ A fő aszteroidaöv szakadása valószínűleg a dinoszauruszok kihalását okozta 65 millió évvel ezelőtt . Southwest Research Institute (2007). Hozzáférés dátuma: 2007. október 14. Az eredetiből archiválva : 2012. január 24. (határozatlan)
80. ↑ Stern, Alan. » Videó » Letöltés Kutató New Horizons Crosses The Asteroid Belt Kedvencekhez Space Daily (2006. június 2.). Letöltve: 2007. április 14. Az eredetiből archiválva : 2012. január 24.. (határozatlan)
81. ↑ ábra. 1.1 // Kisbolygó-üstökös veszély: tegnap, ma, holnap / Szerk. Shustova B. M., Rykhlovy L. V. - M. : Fizmatlit, 2010. - 384 p. — ISBN 978-5-9221-1241-3 .
82. ↑ Yeomans, Donald K. JPL Small-Body Database keresőmotor . NASA JPL. Letöltve: 2007. április 26. Az eredetiből archiválva : 2012. január 24.. (határozatlan)
83. ↑ Tedesco, E.F.; és Desert, F.-X. The Infrared Space Observatory Deep Asteroid Search  (angol)  // The Astronomical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2002. - Vol. 123. sz . 4 . - P. 2070-2082 . - doi : 10.1086/339482 . - Iránykód .
84. ↑ Krasinsky, G.A.; Pitjeva, E.V.; Vasziljev, M. V.; és Yagudina, E.I. Rejtett tömeg az aszteroidaövben  (angolul)  // Icarus . - Elsevier , 2002. - július ( 158. kötet , 1. szám ). - P. 98-105 . - doi : 10.1006/icar.2002.6837 . — Iránykód .
85. ↑ Pitjeva, EV A bolygók nagy pontosságú efemeridjei – EPM és egyes csillagászati ​​állandók meghatározása  //  Naprendszer - kutatás : folyóirat. - 2005. - 20. évf. 39 , sz. 3 . - 176. o . - doi : 10.1007/s11208-005-0033-2 .
86. ↑ 1 2 Wiegert, P.; Balam, D.; Moss, A.; Veillet, C.; Connors, M.; és Shelton, I. Evidence for a Color Dependence in the Size Distribution of Main-Belt Asteroids  //  The Astronomical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2007. - Vol. 133. sz . 4 . - P. 1609-1614 . - doi : 10.1086/512128 .
87. ↑ Clark, B.E. Új hírek és az aszteroidaöv geológiájának versengő nézetei  //  Lunar and Planetary Science: folyóirat. - 1996. - 1. évf. 27 . - P. 225-226 . - Iránykód .
88. ↑ Margot, JL; és Brown, ME Alacsony sűrűségű M-típusú aszteroida a főövben   // Tudomány . - 2003. - 1. évf. 300 , nem. 5627 . - P. 1939-1942 . - doi : 10.1126/tudomány.1085844 . - Irodai . — PMID 12817147 .
89. ↑ Mueller, M.; Harris, A. W.; Delbo, M.; és a MIRSI Team. 21 Lutetia és más M-típusok: Méretük, albedóik és termikus tulajdonságaik új IRTF mérésekből   // Bulletin of the American Astronomical Society : folyóirat. - 2005. - 20. évf. 37 . - 627. o . - Iránykód .
90. ↑ 1 2 Duffard, R.; és Roig, F. Két új bazaltos aszteroida a külső főövben (2007). Hozzáférés dátuma: 2007. október 14. Az eredetiből archiválva : 2012. január 24. (határozatlan)
91. ↑ 1 2 3 Than, Ker. » Videó » Letöltés Kutató Furcsa aszteroidák megzavarják a tudósokat . space.com (2007). Hozzáférés dátuma: 2007. október 14. Az eredetiből archiválva : 2012. január 24. (határozatlan)
92. ↑ Alacsony, FJ; et al. Infravörös cirrus - A kiterjesztett infravörös emisszió új komponensei  (angol)  // The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 1984. - Vol. 278 . -P.L19- L22 . - doi : 10.1086/184213 . - Iránykód .
93. ↑ David Jewitt . Interjú David Jewitttel . YouTube . Letöltve: 2007. október 14. Az eredetiből archiválva : 2011. július 19. (határozatlan)
94. ↑ Az IAU végső határozata a szavazásra kész „bolygó” meghatározásáról . IAU (2006. augusztus 24.). Letöltve: 2007. március 2. Az eredetiből archiválva : 2012. január 24.. (határozatlan)
95. ↑ IAU határozattervezet (hivatkozás nem érhető el) (2006). Letöltve: 2007. október 20. Az eredetiből archiválva : 2012. január 24.. (határozatlan) 
96. ↑ IAU 2006 Közgyűlés: Az IAU határozati szavazás eredménye . Hozzáférés dátuma: 2007. március 29. Az eredetiből archiválva : 2012. január 24. (határozatlan)
97. ↑ Russell, CT et al. Hajnal a Vestában: A protoplanetáris paradigma tesztelése   // Tudomány . - 2012. - Kt. 336. sz . 6082 . - P. 684-686 . - doi : 10.1126/tudomány.1219381 . - .
98. ↑ Carry, B. et al. A (2) Pallas fizikai tulajdonságai   // Icarus . — Elsevier , 2009. — 20. évf. 205 . - P. 460-472 . - doi : 10.1016/j.icarus.2009.08.007 . - . - arXiv : 0912.3626 .
99. ↑ Schmidt, B.E. et al. A Hubble egy pillantást vet a Pallasra: Alak, méret és felszín  //  39. Hold- és Bolygótudományi Konferencia (Lunar and Planetary Science, XXXIX). 2008. március 10–14. között került megrendezésre a texasi League Cityben. : folyóirat. - 2008. - Vol. 1391 . - 2502. o .
100. ↑ Jim Baer. Legutóbbi aszteroidatömeg-meghatározások (nem elérhető link) . Személyes weboldal (2008). Letöltve: 2008. december 3. Az eredetiből archiválva : 2011. augusztus 26.. (határozatlan) 
101. ↑ JPL kistestű adatbázis-böngésző: 10 Hygiea . Hozzáférés dátuma: 2008. szeptember 7. Az eredetiből archiválva : 2010. január 17. (határozatlan)
102. ↑ Parker, JW; Stern, SA; Thomas, PC; Festou, M. C.; Merline, WJ; Young, E. F.; Binzel, R. P.; és Lebofsky, LA A Ceres első lemezes felbontású képeinek elemzése a Hubble Űrtávcsővel végzett ultraibolya megfigyelésekből  //  The Astronomical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2002. - Vol. 123. sz . 1 . - P. 549-557 . - doi : 10.1086/338093 . - Iránykód .
103. ↑ 12 Ceres aszteroida . A Planetáris Társaság . Letöltve: 2007. október 20. Az eredetiből archiválva : 2012. január 24.. (határozatlan)
104. ↑ A Vesta aszteroida fejlődésének legfontosabb szakaszai . A Hubble Űrteleszkóp sajtóközleménye (1995). Letöltve: 2007. október 20. Az eredetiből archiválva : 2012. január 24.. (határozatlan)
105. ↑ Russell, CT; et al. Hajnali küldetés és hadműveletek . NASA/JPL (2007). Letöltve: 2007. október 20. Az eredetiből archiválva : 2012. január 24.. (határozatlan)
106. ↑ Torppa, J.; et al. Harminc aszteroida alakjai és forgási tulajdonságai fotometriai adatokból  (angol)  // Icarus  : Journal. - Elsevier , 1996. - Vol. 164. sz . 2 . - P. 346-383 . - doi : 10.1016/S0019-1035(03)00146-5 . - .
107. ↑ Larson, HP; Feierberg, M. A.; és Lebofsky, LA A Pallas 2-es aszteroida összetétele és kapcsolata a primitív meteoritokkal (1983). Letöltve: 2007. október 20. Az eredetiből archiválva : 2012. január 24.. (határozatlan)
108. ↑ Barucci, M.A.; et al. 10 Hygiea: ISO Infrared Observations (PDF)  (hivatkozás nem elérhető) (2002). Hozzáférés időpontja: 2007. október 21. Az eredetiből archiválva : 2012. január 24. (határozatlan)
109. ↑ Ceres, a bolygó (lefelé irányuló kapcsolat) . orbitsimulator.com . Letöltve: 2007. október 20. Az eredetiből archiválva : 2012. január 24.. (határozatlan) 
110. ↑ D. Cohen. A Föld természeti gazdagsága: audit Archiválva : 2011. június 7., a Wayback Machine , NewScientist , 2007. május 23.
111. ↑ Torontói Egyetem (2009, október 19.). A geológusok a világűrre mutatnak rá, mint a Föld ásványi gazdagságának forrására . Archiválva : 2012. április 21. a Wayback Machine -nél . ScienceDaily
112. ↑ James M. Brenan és William F. McDonough. Az ozmium és az irídium magképzése és fém-szilikát frakcionálása aranyból Archiválva : 2011. július 6. a Wayback Machine -nél . – Nature Geoscience (2009. október 18.)
113. ↑ Az ég bányászata: Az aszteroidák, üstökösök és bolygók megmagyarázhatatlan gazdagsága / John S. Lewis (1998) ISBN 0-201-47959-1

Irodalom

• George Burba. Űrtörpék  // A világ körül  : magazin. - Fiatal Gárda , 2003. - október. — ISSN 0321-0669 . Archiválva az eredetiből 2017. június 22-én. (Orosz)
• Elkins-Tanton, Linda T. Kisbolygók, meteoritok és üstökösök. - Első. New York: Chelsea House, 2006. - ISBN 0-8160-5195-X .
• Blair, Edward C. Aszteroidák: áttekintés, absztraktok és bibliográfia  (angol) . - 2002. - ISBN 978-1590334829 .
• Britt, Daniel T.; Colsolmagno, Guy; Lebofsky, Larry. Main-Belt Asteroids // Encyclopedia of the Solar system  (angol) . - 2007. - ISBN 978-0120885893 .
• Kovács, József. Az első kisebb bolygók felfedezése // Az európai tudós: szimpózium Franz Xaver von Zach (1754-1832) koráról és munkásságáról  (angol) . - 2004. - 20. évf. 24, Acta Historica Astronomiae. — ISBN 978-3817117482 .
• Lewis, John S. Meteoritok és aszteroidák // A Naprendszer fizika és kémiája  . - 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. Meteorites in history: an overview from the Renaissance to the 20th century // The history of meteoritics and key meteorite collections: fireballs, falls and finds  (angol) . - 2006. - ISBN 978-1862391949 .

Linkek

• Kisbolygók, üstökösök, meteorok 1993 Archiválva : 2014. július 22. a Wayback Machine -nél 
• Arnett, William A. Aszteroidák . A kilenc bolygó (2006. február 26.). Letöltve: 2007. április 20. Az eredetiből archiválva : 2012. január 24.. (határozatlan)
• Cain, Fraser. Az aszteroidaöv . Univerzum ma. Letöltve: 2008. április 1. Az eredetiből archiválva : 2012. január 24.. (határozatlan)
• Fő aszteroidaöv . Sol Társaság. Letöltve: 2007. április 20. Az eredetiből archiválva : 2012. január 24.. (határozatlan)
• Munsell, Kirk Asteroids: Áttekintés (a link nem érhető el) . A NASA Naprendszer-kutatása (2005. szeptember 16.). Hozzáférés dátuma: 2007. május 26. Az eredetiből archiválva : 2012. január 24. (határozatlan) 
• Az excentricitás cselekményei vs. fél-főtengely és dőlés vs. félig főtengely az aszteroidadinamikai lelőhelyen
• Személyzet. Kisbolygók . NASA (2006. október 31.). Letöltve: 2007. április 20. Az eredetiből archiválva : 2012. január 24.. (határozatlan)
• Személyzet. Űrtéma: Kisbolygók és üstökösök . The Planetary Society (2007). Letöltve: 2007. április 20. Az eredetiből archiválva : 2012. január 24.. (határozatlan)

Szótárak és enciklopédiák	Nagy norvég
Bibliográfiai katalógusokban	J9U : 987007579234005171 LCCN : sh2012000460

Naprendszer
Központi csillag és bolygók	Nap Higany Vénusz föld Mars Jupiter Szaturnusz Uránusz Neptun
törpebolygók	Ceres Plútó Haumea Makemake Eris Jelöltek Sedna Orc Quaoar Gun-gun 2002 MS 4
Nagy műholdak	Ganymedes Titán Callisto És róla Hold Európa Triton Titánia Rhea Oberon Iapetus Charon Ariel Umbriel Dione Tethys Enceladus Miranda Proteus Mimas Sellő
Műholdak / gyűrűk	Föld / ∅ Mars Jupiter / ∅ Szaturnusz / ∅ Uránusz / ∅ Neptunusz / ∅ Plútó / ∅ Haumea Makemake Eris Jelöltek kardszárnyú delfin quawara
Elsőként felfedezett aszteroidák	(1) Ceres (2) Pallas (3) Juno (4) Vesta (5) Astrea (6) Hebe (7) Irida (8) Flóra (9) Metis (10) Hygiea (11) Parthenope
Kis testek	meteoroidok aszteroidák / műholdaik földközeli fő öv trójai kentaurok transzneptunikus Kuiper öv plutino cubewano szétszórt lemez damokloidok üstökösök Oort felhő
mesterséges tárgyak	mesterséges földi műholdak bolygóközi űrhajó
Hipotetikus tárgyak	Vulkánok és vulkanoidok a Merkúr műhold a Vénusz műholdait a Föld többi műholdja ellenföld Kilences bolygó , Tyche , X bolygó és más transz-Neptunusz bolygók Végzet Korábbi bolygók: Theia , Phaeton vagy Planet V Ötödik gázóriás
A Naprendszer objektumainak listája Csillagászati ​​objektumok