Asteroidbälte

Asteroidbältet  är en region i solsystemet som ligger mellan Mars och Jupiters omlopp , som är en plats för ackumulering av många objekt av olika storlekar, mestadels oregelbundna i form, kallade asteroider eller mindre planeter.

Denna region kallas också ofta för huvudasteroidbältet [1] eller helt enkelt huvudbältet [2] [3] , vilket understryker dess skillnad från andra liknande regioner av klungor av små planeter, såsom Kuiperbältet bortom omloppsbanan för Neptunus , såväl som kluster av spridda skivobjekt och Oort-moln .

Uttrycket "asteroidbälte" kom i bruk i början av 1850-talet [4] [5] . Den första användningen av denna term är förknippad med namnet på Alexander von Humboldt och hans bok " Cosmos: a plan for beskrivning av den fysiska världen " (" Kosmos - Entwurf einer physischen Weltbeschreibung ", 1845) [6] .

Den totala massan av huvudbältet är ungefär 4% av månens massa, mer än hälften av den är koncentrerad till de fyra största objekten: Ceres , (4) Vesta , (2) Pallas och (10) Hygiea . Deras medeldiameter är mer än 400 km, och den största av dem, Ceres, har en diameter på mer än 950 km, och dess massa är dubbelt så stor som den totala massan av Pallas och Vesta [7] . Men de flesta asteroider, som det finns flera miljoner av, är mycket mindre, ner till flera tiotals meter . Samtidigt är asteroider så starkt utspridda i denna region av yttre rymden att inte en enda rymdfarkost som flyger genom denna region skadades av dem .

Enligt den allmänt accepterade hypotesen är anledningen till denna sammansättning av asteroidbältet att det började bildas direkt nära Jupiter , vars gravitationsfält ständigt introducerade allvarliga störningar i planetesimals banor . Överskottsenergin från Jupiter ledde till mer våldsamma kollisioner av dessa kroppar med varandra, vilket hindrade dem från att hålla ihop till en protoplanet och dess ytterligare utvidgning .

Som ett resultat fragmenterades de flesta planetesimalerna i många små fragment, av vilka de flesta antingen kastades ut ur solsystemet, vilket förklarar asteroidbältets låga täthet, eller flyttades till långsträckta banor, längs vilka de faller in i det inre området. av solsystemet, kolliderade med planeter jordisk grupp ; detta fenomen kallas det sena tunga bombardementet .

Kollisioner mellan asteroider inträffade också efter denna period , vilket ledde till uppkomsten av många asteroidfamiljer  - grupper av kroppar med liknande banor och kemisk sammansättning , som inkluderar ett betydande antal asteroider som finns idag, såväl som till bildandet av fint kosmiskt damm som bildar zodiakalens ljus .

Dessutom skapar Jupiters gravitation också områden med instabila banor, där det, på grund av resonanser med Jupiter, praktiskt taget inte finns några asteroider . En asteroid som kommer in där kommer på relativt kort tid att kastas ut från denna omloppsbana utanför solsystemet eller fylla på populationen av asteroider som korsar de inre planeternas banor. Nu finns det praktiskt taget inga asteroider i sådana områden, men banorna för många små asteroider fortsätter att långsamt förändras under påverkan av andra faktorer .

Det främsta utmärkande draget som kännetecknar individuella asteroider är deras spektrum, som kan användas för att bedöma den kemiska sammansättningen av en viss kropp. I huvudbältet, beroende på den kemiska sammansättningen, särskiljs tre huvudspektralklasser av asteroider : kol ( klass C ), silikat ( klass S ) och metall ( klass M ) . Alla dessa klasser av asteroider, särskilt metaller, är av intresse ur rymdindustrins synvinkel i allmänhet och den industriella utvecklingen av asteroider i synnerhet .

Historia om studiet av asteroider

Titius-Bode regel

En märklig förhistoria av början av studiet av asteroidbältet kan betraktas som upptäckten av ett beroende som ungefär beskriver planeternas avstånd från solen, kallad Titius-Bode-regeln. Kärnan i regeln är att platsen för banorna för solsystemets planeter ungefär kan beskrivas med en empirisk formel av formen

var  är planetens ordningsnummer (samtidigt, för Merkurius bör det antas att , och inte motsvarar någon känd planet).

Den formulerades och publicerades först av den tyske fysikern och matematikern Johann Titius redan 1766 [8] [9] [10] , men trots det faktum att, med de angivna reservationerna, alla sex planeter kända vid den tiden (från Merkurius till Saturnus) ), väckte regeln inte uppmärksamhet under lång tid. Detta fortsatte tills Uranus upptäcktes 1781, vars halvstora axel exakt motsvarade den som förutspåddes av denna formel. Efter det föreslog Johann Elert Bode möjligheten att det skulle finnas en femte planet från solen mellan Mars och Jupiters banor, som enligt denna regel borde ha befunnit sig på ett avstånd av 2,8 AU. och har ännu inte upptäckts [10] . Upptäckten av Ceres i januari 1801, och just på det angivna avståndet från solen, ledde till ökat förtroende för Titius-Bodes regel bland astronomer, som bestod fram till upptäckten av Neptunus .

Upptäckten av Ceres

Baron Franz Xaver var den första som letade efter en planet mellan Mars och Jupiter redan 1787 . Men efter flera år av misslyckade observationer insåg han att han behövde hjälp av andra astronomer, så i september 1800 samlade han en grupp på 24 forskare för att gemensamt söka efter planeten och bildade en sorts informell klubb kallad Lilienthal Society . Denna grupp var dock mest känd som "Himmelspolizei", eller "himmelska polisen". Dess mest framstående medlemmar var William Herschel , Charles Messier och Heinrich Olbers [11] . De delade in zodiakens del av himlen nära ekliptikan i 24 delar (enligt antalet astronomer), vilket gav varje zodiakregion 15° bred för att söka efter planeten [12] . Uppgiften var att beskriva koordinaterna för alla stjärnor i området för zodiakens konstellationer vid ett visst ögonblick. Under efterföljande nätter kontrollerades koordinaterna och föremål som rörde sig en längre sträcka markerades. Den uppskattade förskjutningen av planeten som söks borde ha varit cirka 30 bågsekunder per timme, vilket är lätt att se.

Trots ansträngningarna från den "himmelska polisen" upptäcktes planeten av misstag av en person som inte var medlem i klubben - en italiensk astronom från universitetet i Palermo på Sicilien , Giuseppe Piazzi , som observerade den natten till den 1 januari , 1801 . Genom att sammanställa en komplett katalog över stjärnor från stjärnbilden Oxen upptäckte han en liten ljuspunkt som rörde sig mot bakgrunden av stjärnor. Efterföljande observationer har bekräftat att det inte är en stjärna, utan ett nytt föremål i solsystemet. Till en början antog Piazzi det för en komet, men frånvaron av koma fick honom att tro att detta objekt kunde vara en planet [11] . Hon var på ett avstånd av 2,77 AU. från solen, vilket nästan exakt motsvarade förutsägelserna från Titius-Bodes regel. Piazzi döpte planeten Ceres , efter den romerska skördens gudinna och Siciliens beskyddarinna.

Kort efter upptäckten gick föremålet förlorat. Men tack vare de mest komplexa beräkningar som gjorts på bara några timmar av den 24-årige Carl Gauss med en ny metod som han själv upptäckt ( minsta kvadraters metoden ), lyckades han ange platsen där han skulle leta efter planeten, där det snart upptäcktes.

Upptäckten av Pallas och andra asteroider

Femton månader senare, den 28 mars 1802 , upptäckte Heinrich Olbers det andra stora objektet i samma region i solsystemet, som fick namnet Pallas . Dess halvstora axel var ungefär densamma som Ceres, men excentriciteten och lutningen var tvärtom mycket annorlunda än Ceres. Det viktigaste är att båda öppna kroppar, till skillnad från andra planeter, även i de mest kraftfulla teleskopen på den tiden såg ut som ljuspunkter, det vill säga att det inte var möjligt att se deras skivor, och om inte för deras snabba rörelse, de skulle inte kunna skiljas från stjärnor. Därför, den 6 maj 1802, efter att ha studerat arten och storleken på dessa två nya objekt, föreslår William Herschel att klassificera dem som en separat klass av objekt, som han kallade "asteroider", från det grekiska. Αστεροειδής , som betyder "stjärnliknande" [13] [14] [15] . Definitionen valdes medvetet för att vara något tvetydig för att vara "tillräckligt bred för att täcka alla möjliga framtida upptäckter". Men trots Herschels försök att introducera denna nya term, fortsatte astronomer under flera decennier att hänvisa till nyupptäckta objekt som "planeter" [8] . Så Ceres kallades en planet fram till 1860-talet, då den ändå tilldelades klassen av asteroider, där den var fram till 2006 , tills den, tillsammans med Pluto och några andra trans-neptuniska objekt, överfördes till kategorin dvärg planeter. Men allt eftersom antalet upptäckta asteroider ökade blev systemet för deras klassificering och beteckning mer och mer besvärligt, och i början av 1850-talet, på förslag av Alexander von Humboldt , uteslöts de från planeternas sammansättning och började gradvis bli kallas asteroider allt oftare.

Den österrikiske astronomen Josef Litrov föreslog en annan, mycket mer informativ beteckning - "zenareid". Detta namn kommer från de grekiska namnen för Jupiter och Mars (Zeus och Ares), och angav platsen för asteroidbältet mellan dessa två planeters banor. Denna term var dock för sen: de nya kropparna hade redan fått ett annat ord, dessutom var termen "zenareid" något krånglig och pretentiös. Därför kom den aldrig in i vetenskapen, bara ibland finns den i den gamla tyska astronomiska litteraturen [16] .

År 1807 upptäcktes ytterligare två föremål, namngivna Juno och Vesta [17] . Men det var där upptäckterna slutade. Början av eran av Napoleonkrigen fungerade som ett slags slut på det första historiska skedet i historien om sökandet efter asteroider. Det gick inte att hitta nya asteroider, och de flesta astronomer bestämde sig för att de inte fanns längre, och stoppade forskningen. Men Karl Ludwig Henke höll ut, 1830 återupptog han sökandet efter nya asteroider och upptäckte 1845 Astraea  - den första nya asteroiden på 38 år. Och mindre än två år senare upptäcktes Hebe . Efter det anslöt sig andra astronomer runt om i världen i sökandet, och upptäckten av nya asteroider gick i en accelererande takt - minst en per år. När teleskopen förbättrades ökade oavbrutet upptäcktshastigheten för asteroider, och i mitten av 1868 hade deras antal passerat över hundra.

När det stod klart att det förutom Ceres finns många andra mindre kroppar på ungefär samma avstånd från solen, för att på något sätt förklara detta utifrån Titius-Bode-regelns position, lades en hypotes fram om planeten som brukade vara i denna omloppsbana , hypotetisk planeten Phaeton , som i de tidiga stadierna av bildandet av solsystemet kollapsade så att asteroider blev dess fragment, som bildade Asteroidbältet. Därefter motbevisades denna hypotes, eftersom det visade sig att på grund av Jupiters gravitationsinflytande på ett givet avstånd från solen kan någon stor kropp helt enkelt inte bildas.

Med upptäckten av Neptunus 1846 visade sig Titius-Bode-regeln vara fullständigt misskrediterad i forskarnas ögon, eftersom den stora halvaxeln på denna planet var långt ifrån den som regeln förutspådde [18] .

Ett nytt stadium i studiet av asteroider började med att Max Wolf använde astrofotografi 1891 för att söka efter nya asteroider [19] . Det bestod i det faktum att asteroider i fotografier med lång exponeringstid lämnade korta ljusa linjer, medan stjärnorna förblev prickar på grund av att teleskopet roterar efter himmelsfärens rotation. Denna metod påskyndade upptäckten av nya asteroider avsevärt jämfört med tidigare använda visuella observationsmetoder: Max Wolf upptäckte på egen hand 248 asteroider, till att börja med asteroiden (323) Brucia , medan drygt 300 hade upptäckts under några decennier före honom.

De första tusen asteroiderna upptäcktes i oktober 1921, 10 000 år 1981 [20] , år 2000 översteg antalet upptäckta asteroider 100 000, och den 6 september 2011 är antalet numrerade asteroider redan 285 075 [21] .

1993, nära asteroiden (243) Ida, upptäcktes den första bekräftade satelliten för asteroiden av den automatiska interplanetära stationen Galileo [22] .

Det är känt att asteroidbältet innehåller ett mycket större antal av dem än vad som är känt nu (allt beror på hur små kroppar kan kallas asteroider). Men eftersom moderna system för att söka efter nya asteroider gör det möjligt att upptäcka dem helt automatiskt med liten eller ingen mänsklig inblandning, söker de flesta forskare inte efter dem, utan kallar asteroider för "rymdskräp" som blivit över från solsystemets bildande. Nu ägnas mer uppmärksamhet åt asteroider som är potentiellt farliga för jorden. De kallas jordnära asteroider och är en del av en grupp jordnära objekt, som också inkluderar några kometer och meteoroider .

Forskning

Den första rymdfarkosten som flög genom asteroidbältet var Pioneer 10 , som nådde huvudbältsregionen den 16 juli 1972 . Vid den tiden fanns det fortfarande oro för möjligheten av en kollision av enheten med en av de små asteroiderna, men sedan dess, på väg till de yttre planeterna, har 9 rymdskepp redan flugit genom asteroidbältet utan någon incident.

Pioneer 11 , Voyager 1 , och Voyager 2 , såväl som Ulysses- sonden, passerade genom bältet utan planerade eller oavsiktliga möten med asteroider. Rymdfarkosten Galileo blev den första rymdfarkosten att ta bilder av asteroider. De första objekten som fotograferades var asteroiden (951) Gaspra 1991 och asteroiden (243) Ida 1993. Därefter antog NASA ett program enligt vilket alla enheter som flyger genom asteroidbältet om möjligt ska flyga förbi en asteroid. Under efterföljande år avbildades ett antal små föremål av rymdsonder och fordon, såsom (253) Matilda 1997 från NEAR Shoemaker , (2685) Mazursky 2000 från Cassini , (5535) Annafranc 2002 från Stardust ”, ( 132524) APL 2006 från New Horizons- sonden , (2867) Steins 2008 och (21) Lutetia 2010 från Rosetta [23 ] .

De flesta bilder av huvudbältets asteroider som överfördes av rymdfarkoster erhölls som ett resultat av en kort flygning av sonder nära asteroider på väg mot uppdragets huvudmål - endast två fordon skickades för att studera asteroider i detalj: NEAR Shoemaker , som undersökte (433) Eros och Matilda [24] , och även " Hayabusa ", vars huvudsakliga syfte var att studera (25143) Itokawa . Apparaten studerade asteroidens yta under lång tid och levererade till och med, för första gången i historien, jordpartiklar från dess yta [25] .

Den 27 september 2007 skickades den automatiska interplanetära stationen Dawn till de största asteroiderna Vesta och Ceres . Enheten var i omloppsbana om Vesta från 16 juli 2011 till 12 september 2012, varefter den flög till Ceres, som gick in i omloppsbanan den 6 mars 2015. Efter slutförandet av huvuduppdraget 2016 fanns förslag på en flygning till Pallas [26] . Det beslutades dock att fortsätta studien av Ceres, som avslutades i november 2018 på grund av uttömning av bränsle. Farkosten förblev i en stabil bana runt denna dvärgplanet.

Ursprung

Formation

Rymdforskare har olika förslag om orsaken till den stora koncentrationen av asteroider i det relativt trånga utrymmet i det interplanetära mediet mellan Mars och Jupiters banor.

Den mest populära bland de hypoteser som rådde under 1800-talet om ursprunget till asteroidbältets kroppar var hypotesen som föreslogs 1802 , kort efter upptäckten av Pallas, av den tyske vetenskapsmannen Heinrich Olbers. Han föreslog att Ceres och Pallas kunde vara fragment av den hypotetiska planeten Phaethon , som en gång fanns mellan Mars och Jupiters banor och förstördes som ett resultat av en kollision med en komet för många miljoner år sedan [19] .

Men nyare studier motbevisar denna hypotes. Argumenten mot är den mycket stora mängden energi som krävs för att förstöra en hel planet, den extremt lilla totala massan av alla asteroider i huvudbältet, som bara är 4 % av månens massa , och den praktiska omöjligheten att bilda en stor planetliknande föremål i en region av solsystemet som upplever starka gravitationsstörningar från Jupiter. Betydande skillnader i den kemiska sammansättningen av asteroider utesluter också möjligheten av deras ursprung från en kropp [27] . Med största sannolikhet är asteroidbältet inte en förstörd planet, utan en planet som aldrig kunde bildas på grund av gravitationspåverkan från Jupiter och, i mindre utsträckning, andra jätteplaneter.

Generellt sett ligger bildandet av solsystemets planeter och asteroider nära beskrivningen av denna process i nebuloshypotesen , enligt vilken moln av interstellär gas och stoft för 4,5 miljarder år sedan bildade en roterande gas- och stoftskiva under gravitationspåverkan , där komprimering och kondensering av skivmaterialet ägde rum. Under de första miljoner åren av solsystemets historia, på grund av turbulenta och andra icke-stationära fenomen, som ett resultat av att de höll ihop vid ömsesidiga kollisioner av små partiklar av frusen gas och damm, uppstod klumpar av materia. Denna process kallas accretion . Ömsesidiga oelastiska kollisioner, tillsammans med gravitationsinteraktionen som ökade med ökande storlek och massa, orsakade en ökning av tillväxthastigheten för klumpar. Sedan attraherade materieklumparna det omgivande dammet och gasen, såväl som andra klumpar, som förenades till planetesimaler , från vilka planeter senare bildades [28] [29] .

Med ökande avstånd från solen minskade medeltemperaturen för gas- och dammämnet, och följaktligen förändrades dess allmänna kemiska sammansättning. Den ringformade zonen av den protoplanetära skivan, från vilken det huvudsakliga asteroidbältet därefter bildades, visade sig vara nära kondenseringsgränsen för flyktiga föreningar, i synnerhet vattenånga. Detta är just anledningen till bildandet av ett asteroidbälte på denna plats istället för en fullfjädrad planet. Närheten till denna gräns ledde till att Jupiter -embryot ökade kraftigt , som var i närheten och blev centrum för ackumulering av väte , kväve , kol och deras föreningar, vilket lämnade den mer uppvärmda centrala delen av solsystemet.

Kraftfulla gravitationsstörningar från Jupiters snabbt växande embryo förhindrade bildandet av en ganska stor protoplanetär kropp i asteroidbältet [30] . Processen med ackumulering av materia där upphörde i det ögonblick då endast några dussin planetesimaler av pre-planetarisk storlek (ca 500–1000 km) hann bildas, som sedan började bryta upp under kollisioner [31] på grund av en snabb ökning i deras relativa hastigheter (från 0,1 till 5 km/c) [32] . Orsaken till deras tillväxt ligger i omloppsresonanser , nämligen i de så kallade Kirkwood-gap som motsvarar banor, vars rotationsperioder motsvarar perioden för Jupiters revolution som heltal (4:1, 3:1, 5:2) .

I sådana omloppsbanor inträffar inflygningen till Jupiter oftast och dess gravitationsinflytande är maximal, så det finns praktiskt taget inga asteroider där. Mellan Mars och Jupiters banor finns flera zoner med sådana resonanser, mer eller mindre starka. I ett visst skede av dess bildning började Jupiter migrera till den inre delen av solsystemet [33] , som ett resultat av att dessa resonanser svepte genom hela bältet, vilket införde störningar i asteroidernas banor och ökade deras hastighet [34] . Samtidigt upplevde protoasteroider många kollisioner, inte bara sinsemellan utan också med kroppar som invaderade asteroidbältet från zonerna Jupiter, Saturnus och den mer avlägsna periferin av solsystemet. Dessförinnan var den gradvisa tillväxten av asteroidernas moderkroppar möjlig på grund av deras låga relativa hastigheter (upp till 0,5 km / s), när kollisioner av objekt slutade i deras enande och inte krossade. Ökningen av flödet av kroppar som kastades in i asteroidbältet av Jupiter och Saturnus ledde till att de relativa hastigheterna för asteroidernas moderkroppar ökade avsevärt (upp till 3–5 km/s) och blev mer kaotiska, vilket gjorde processen med ytterligare utvidgning av kropparna omöjlig. Processen med ackumulering av asteroidernas moderkroppar ersattes av processen för deras fragmentering under ömsesidiga kollisioner, och möjligheten att bilda en stor planet på ett givet avstånd från solen försvann för alltid [35] .

Det antas att som ett resultat av gravitationsstörningar spreds det mesta av materialet i huvudbältet under de första två miljoner åren från det att det bildades, vilket lämnade mindre än 0,1 % av materialet i den initiala massan, vilket enligt till datorsimuleringar, skulle kunna räcka för att bilda en planet med en massa jord [31] . Det är möjligt att några av dessa asteroider kunde ha överlevt i Kuiperbältet eller bland de isiga kropparna i Oortmolnet , men en betydande del kastades förmodligen helt enkelt ut ur solsystemet.

Evolution

Sedan bildningsögonblicket från den primära nebulosan har de flesta asteroider genomgått betydande förändringar, som orsakades av betydande uppvärmning under de första miljoner åren efter deras bildande, differentiering av interiörer i stora planetesimaler och fragmentering av de senare till separata mindre fragment, smältning av ytan som ett resultat av påverkan av mikrometeoriter och påverkan av kosmiska processer vittring som inträffade under inverkan av solstrålning genom solsystemets historia [36] [37] [38] [39] . Trots detta fortsätter många forskare att betrakta dem som rester av planetesimaler och hoppas att i dem hitta det primära ämne som utgjorde gas- och stoftmolnet och som skulle kunna bevaras i djupet av asteroider [40] , andra tror att asteroider har genomgått alltför allvarliga förändringar sedan de bildades [41] .

Samtidigt visade sig området för gas- och dammmolnet från vilket asteroiderna bildades, på grund av sin ganska specifika plats, vara mycket heterogen i sammansättning, beroende på avståndet till solen: med avståndet från solen ( i området från 2,0 till 3,5 AU) minskade det relativa innehållet av de enklaste silikatföreningarna i den kraftigt, medan innehållet av lätta flyktiga föreningar, i synnerhet vatten, tvärtom ökade. Samtidigt var många moderkroppar till moderna asteroider i ett delvis eller helt smält tillstånd. Åtminstone de som innehöll en hög andel silikatföreningar och var närmare solen hade redan värmts upp och upplevt gravitationsdifferentiering av det inre (skiktning av materia till mer och mindre täthet), och några av dem kunde till och med överleva perioder av aktiv vulkanism och bildar hav av magma på ytan, som hav på månen. Uppvärmningskällan kan vara antingen sönderfallet av radioaktiva isotoper, eller verkan av induktionsströmmar som induceras i substansen i dessa kroppar av kraftfulla strömmar av laddade partiklar från den unga och aktiva solen.

Föräldrakropparna till asteroider (protoasteroider), av någon anledning bevarade till denna dag, är sådana största asteroider som Ceres och (4) Vesta . I processen med gravitationsdifferentiering av protoasteroider, som upplevde uppvärmning tillräcklig för att smälta deras silikatämne, separerades metallkärnor och lättare silikatskal i dem, och i vissa fall (till exempel nära Vesta) till och med en basaltskorpa, som på jordplaneter . Men eftersom materialet i asteroidzonen innehöll en betydande mängd flyktiga föreningar var dess genomsnittliga smältpunkt relativt låg. Som framgår av matematisk modellering och numeriska beräkningar, för ett sådant silikatämne, kan det vara i intervallet 500–1000 °C. En så låg temperatur, i kombination med asteroidernas ringa storlek, säkerställde den snabba nedkylningen av protoasteroider; som ett resultat, enligt beräkningar, kunde smältperioden för dessa kroppar inte vara mer än flera miljoner år [42] . Studien av zirkoniumkristaller som hittades i augusti 2007 i antarktiska meteoriter, som förmodligen kommer från Vesta, bekräftar att dess substans var i smält tillstånd under en mycket kort tid enligt geologiska mått [43] .

Migrationen av Jupiter in i den inre delen av solsystemet, som började nästan samtidigt med dessa processer, och, som ett resultat, de orbitala resonanserna som svepte genom asteroidbältet, ledde till att protoasteroiderna som just hade bildats och genomgått differentiering av tarmarna började gå ur bana och kollidera med varandra. Vid relativa hastigheter på cirka flera kilometer per sekund ledde kollisioner av kroppar bestående av flera silikatskal med olika mekanisk styrka (ju fler metaller som finns i ett fast ämne, desto mer hållbart är det), som ledde till att det "avskalades" och krossades till små fragment , först och främst de minst hållbara yttre silikatskalen, vilket ledde till uppkomsten av ett stort antal nya asteroider, men mycket mindre.

Dessa fragment, liksom större kroppar, låg dock inte kvar i huvudbältet under lång tid, utan skingrades och för det mesta kastades ut ur huvudbältet. Huvudmekanismen för sådan spridning kan vara orbitalresonansen med Jupiter. 4:1 och 2:1 resonanser vid 2,06 och 3,27 AU. kan betraktas, respektive, de inre och yttre gränserna för huvudbältet, bortom vilka antalet asteroider sjunker kraftigt. Banorna för asteroider som faller in i resonansområdet blir extremt instabila, så asteroider kastas ut från dessa banor på ganska kort tid och flyttar till mer stabila eller lämnar solsystemet helt och hållet. De flesta av asteroiderna som föll i dessa banor var utspridda av antingen Mars eller Jupiter [44] . Asteroider av den ungerska familjen , lokaliserade inuti 4:1-resonansen, och Cybele-familjen på den yttre kanten av bältet skyddas från spridning av hög orbital lutning [45] .

Men som numerisk simulering av kollisioner av silikatkroppar av asteroidstorlek visar, kunde många av de asteroider som existerar nu efter inbördes kollisioner återackumuleras, det vill säga förenas från de återstående fragmenten, och därmed representera inte monolitiska kroppar, utan rörliga " högar " av kullersten ”.

Sådana kollisioner kan också leda till bildandet av små satelliter gravitationsmässigt bundna till dem av ett antal asteroider. Denna hypotes, även om den tidigare orsakade heta diskussioner bland forskare, bekräftades i synnerhet av observationer av en specifik förändring i ljusstyrkan hos asteroider, och sedan direkt, med exemplet med asteroiden (243) Ida . Den 28 augusti 1993 lyckades rymdfarkosten Galileo få bilder av denna asteroid tillsammans med dess satellit (som senare fick namnet Dactyl ). Storleken på Ida är 58 × 23 km, Daktyl är 1,5 km, avståndet mellan dem är 85 km.

När Jupiters migration upphörde och asteroidbanorna stabiliserades, minskade antalet kollisioner mellan asteroider kraftigt, vilket resulterade i en relativt stabil storleksfördelning av asteroider under större delen av huvudbältets historia [46] .

Intressant nog när asteroidbältet precis började bildas, på ett avstånd av 2,7 AU. från solen bildades den så kallade "snölinjen", där den maximala temperaturen på asteroidens yta inte översteg isens smälttemperatur. Som ett resultat kunde vatten i form av is kondensera på asteroider som bildades utanför denna linje, vilket ledde till uppkomsten av asteroider med en stor mängd is på ytan [47] [48] .

En av varianterna av sådana asteroider är huvudbältets kometer , vars upptäckt tillkännagavs 2006. De är belägna i den yttre delen av huvudbandet utanför snögränsen. Det är mycket möjligt att dessa asteroider kan vara källorna till vatten i jordens hav, efter att ha träffat jorden under ett kometbombardement, eftersom den isotopiska sammansättningen av kometer från Oortmolnet inte motsvarar fördelningen av isotoper i vatten i jordens hydrosfär [49] .

Banor och rotation

Asteroider rör sig i omloppsbanor runt solen i samma riktning som planeterna, beroende på storleken på den halvstora axeln, varierar deras rotationsperiod från 3,5 till 6 år. De flesta asteroider, som framgår av diagrammet till höger, rör sig i banor med en excentricitet på högst 0,4, men det finns en hel del asteroider som rör sig i mycket långsträckta banor med en excentricitet på upp till 0,6, t.ex. asteroiden (944) Hidalgo och högre. Orbitallutningen för en typisk asteroid överstiger inte 30 °, även om det också finns rekordhållare här: asteroid (945) Barcelona , vars orbitallutning är 32,8 °. För huvuddelen av asteroider är den genomsnittliga orbitallutningen inte mer än 4° och excentriciteten är cirka 0,07 [50] .

Området i rymden som ligger mellan två orbitala resonanser 4:1 och 2:1, vilket motsvarar omloppsavstånd på 2,06 och 3,27 AU, kallas ibland kärnan i asteroidbältet och innehåller upp till 93,4 % av alla numrerade asteroider. Den inkluderar asteroider med en excentricitet på högst 0,33 och en lutning på mindre än 20°, vars stora halvaxlar ligger inom ovanstående gränser [51] .

Ytan på de flesta asteroider med en diameter på mer än 100 m är troligen täckt med ett tjockt lager av krossat sten och damm, som bildats under meteoriters fall eller samlats under omloppsrörelse [52] . Mätningar av asteroidernas rotationsperioder runt deras axel har visat att det finns en övre gräns för rotationshastigheter för relativt stora asteroider med en diameter på mer än 100 m, vilket är 2,2 timmar. I snabbare snurrande asteroider börjar tröghetskrafterna som härrör från rotationen överskrida tyngdkraften , på grund av vilken ingenting kan vila på ytan av en sådan asteroid. Allt damm och spillror som dyker upp på dess yta under meteoriternas fall kastas omedelbart ut i det omgivande rymden. Men asteroiden, som är en solid solid kropp, och inte bara en hög med spillror , på grund av de kohesionskrafter som verkar inuti den, i princip, kan rotera med en högre hastighet.

Inverkan av Yarkovsky-effekten

Även om orbitala resonanser med Jupiter är det mest kraftfulla och effektiva sättet att ändra asteroiders banor, finns det andra mekanismer för att förskjuta asteroider från deras ursprungliga banor. En sådan mekanism är Yarkovsky-effekten .

Det förutspåddes av den ryska vetenskapsmannen I. O. Yarkovsky från 1800-talet och består i möjligheten att ändra omloppsbanan för en kropp i yttre rymden under påverkan av solljustrycket. Han föreslog att solljus kan bära ett litet momentum , som överförs till en kosmisk kropp när det absorberar ljus. Och olikformigheten av termisk strålning av uppvärmnings- och kylsidorna av den kosmiska kroppen själv leder till skapandet av en svag reaktiv impuls, vars värde är tillräckligt för en långsam förändring i halvstoraxeln för de små banorna. lågmassaasteroider [53] .

Samtidigt kan direkt solljus inte ändra asteroidens omloppsbana, eftersom de verkar längs samma axel som solens gravitationsattraktion. Nyckeltanken är att asteroiden har en annan fördelning av temperaturer på ytan, och därför olika intensitet av infraröd strålning. Ju mer uppvärmd kroppen (kroppens kvällssida), desto mer värme utstrålar ytan och ju starkare den genererade reaktiva impulsen är, å andra sidan, desto kallare är ytan (kroppens morgonsida), desto lägre blir intensiteten av infrarött ljus. strålning och ju svagare den genererade reaktiva impulsen. Detta är just mekanismen för att ändra omloppsbanan: en stor reaktiv impuls verkar på kroppen från den uppvärmda sidan, och impulsen från den kalla sidan är för liten för att kompensera för det, på grund av detta, beroende på rotationsriktningen för asteroid, dess rörelse i omloppsbana saktar ner eller accelererar, och förändringen i hastighet orsakar borttagningen eller närmandet av kroppen till solen [54] .

Effekten av denna effekt är dock inte begränsad till bara en förändring i omloppsbanan. Med hänsyn till påverkan av några nya parametrar, såsom albedon och asteroidens form, kan denna effekt också orsaka en förändring av asteroidens rotationshastighet, inte bara längs omloppsbanan utan också runt dess axel, och även påverka vinkeln på dess lutning och precession. Denna raffinerade version av Yarkovsky-effekten kallas YORP-effekten , vilket är en förkortning av de första bokstäverna i namnen på forskare som har gjort det största bidraget till studien av detta fenomen. Huvudvillkoret för manifestationen av denna effekt är fel form av kroppen. På grund av detta, med infraröd strålning från den del av asteroiden som är längst bort från dess masscentrum, under inverkan av en reaktiv puls, uppstår ett vridmoment som orsakar en förändring i vinkelhastigheten för asteroidens rotation [55] .

Kirkwoods sprickor

En asteroids halvstora axel används för att beskriva storleken på dess omloppsbana runt solen och bestämmer tillsammans med excentriciteten asteroidens omloppsperiod. År 1866 föreslog den amerikanske astronomen Daniel Kirkwood förekomsten av tomma regioner i asteroidbältet, där de är nästan helt frånvarande. Revolutionsperioden för asteroider i dessa områden, kallade "Kirkwood-gap" , är i ett enkelt heltalsförhållande med Jupiters omloppsperiod, vilket leder till regelbundna närmande av asteroider till den gigantiska planeten, vilket orsakar fenomenet orbital resonans . Samtidigt orsakar Jupiters gravitationella inflytande destabilisering av asteroidbanor, vilket uttrycks i en ökning av excentricitet och, som ett resultat, förlust av omloppsstabilitet och, i slutändan, leder till utstötning av asteroider från resonansområdet [56] . Samma asteroider som fortfarande roterar i dessa områden fanns antingen initialt där ("trojaner") [57] , eller kastades dit som ett resultat av inbördes kollisioner.

Orbitala resonanser är svaga (9:2, 10:3, 11:6 och andra), när närmar sig Jupiter, även om de är regelbundna, inte förekommer för ofta - i sådana områden av asteroider, även om de är märkbart mindre, förekommer de fortfarande [58] - och stark (4:1, 3:1, 5:2, 2:1), när möten med Jupiter inträffar mycket ofta, en gång med några års mellanrum - det finns praktiskt taget inga asteroider där. Hela asteroidbältet är ibland konventionellt uppdelat i tre zoner.

• "Zon I" (inre) - ligger på ett avstånd från 2,06 till 2,5 AU. och begränsas av 4:1 och 3:1 orbitala resonanser
• "Zon II" (mitten) - ligger på ett avstånd av 2,5 till 2,82 AU. och begränsas av 3:1 och 5:2 orbitala resonanser
• "Zon III" (yttre) - ligger på ett avstånd från 2,82 till 3,27 AU. och begränsas av 5:2 och 2:1 orbitala resonanser [59] .

Huvudbältet är ofta också uppdelat i två delar: inre och yttre . Den inre delen av bältet inkluderar asteroider som är belägna närmare Mars omloppsbana före 3:1 omloppsresonansen på ett avstånd av 2,5 AU, och den yttre delen inkluderar asteroider som ligger närmare Jupiter , redan efter denna gräns (vissa författare, genomför den dock på ett avstånd av 3,3 AU, vilket motsvarar en 2:1 orbital resonans).

Till skillnad från luckor i Saturnus ringar kan luckor i asteroidbältet inte ses visuellt när man fotograferar resonansområdet, eftersom alla asteroider rör sig i elliptiska banor och korsar resonansbanor då och då. Därför skiljer sig faktiskt den rumsliga tätheten av asteroider i dessa regioner inte mycket från närliggande regioner [60] .

Eftersom Jupiters omloppsbana, i likhet med andra planeters banor, under bildandet av solsystemet genomgick betydande förändringar, och regionerna med omloppsresonanser i sig (Kirkwood-slitsar) rörde sig tillsammans med planeten [33] , kan detta förklara varför några stora asteroider är fortfarande i resonansområdet.

Familjer och grupper av asteroider

Asteroidfamiljer upptäcktes 1918 av den japanske astronomen Kiyotsugu Hirayama , som gjorde en jämförande analys av banorna för ett ganska stort antal asteroider och var den första att märka att dessa parametrar är lika för vissa av dem [61] .

Hittills är det känt att nästan var tredje asteroid är en del av en familj. Ett tecken på att asteroider tillhör samma familj är ungefär samma orbitala parametrar, såsom den halvstora axeln, excentriciteten och lutningen av omloppsbanan, såväl som liknande spektrala egenskaper, de senare indikerar det gemensamma ursprunget för asteroider i den bildade familjen som ett resultat av förfallet av en större kropp. Konstruktionen av ett diagram över beroendet av lutningarna hos asteroidernas banor på deras excentricitet gör det möjligt att visuellt särskilja grupper av asteroider som indikerar existensen av en familj.

Flera dussin asteroidfamiljer har redan upptäckts, de flesta är små både till storlek och antal asteroider, men det finns också mycket stora familjer. Nyligen har flera dussin fler asteroidkluster upptäckts, men deras status har ännu inte fastställts exakt. Det kan slutligen bekräftas endast om de spektrala egenskaperna hos asteroider är vanliga [62] . Mindre associationer av asteroider kallas grupper eller kluster.

Här är några av de största familjerna av asteroider, listade i stigande ordning efter sina halvstora axlar: familjen Flora , familjen Eunomia , familjen Koronida , familjen Eos och familjen Themis [63] . Familjen Flora är en av de mest talrika, den omfattar mer än 800 asteroider, den kan ha bildats som ett resultat av kollisionen mellan två stora asteroider för ungefär en miljard år sedan [64] . Huvuddelen av familjerna är små asteroider, men det finns också mycket stora bland dem. Den största asteroiden som ingår i familjen är asteroiden (4) Vesta , som leder familjen med samma namn . Man tror att den bildades när en stor meteorit föll på Vesta nära dess sydpol, vilket slog ut ett stort antal fragment från den, som blev en familj. Några av dem föll till jorden i form av HED-meteoriter.[65] .

Dessutom hittades tre dammbanor i huvudbältet som, att döma av orbitalparametrarna, kan associeras med tre familjer av asteroider: Eos, Koronids och Themis [66] .

Familjer vid gränserna för huvudbältet

En annan intressant familj av asteroider är den ungerska familjen , som ligger nära den inre gränsen för huvudbältet (mellan 1,78 och 2,0 AU, med medelstora axlar på 1,9 AU). Denna lilla familj på 52 asteroider är uppkallad efter den största medlemmen, asteroiden (434) Ungern . Asteroider av den ungerska familjen är separerade från huvudmassan av huvudbältets asteroider av en Kirkwood-gap som motsvarar en av fyra starka 4:1 orbitala resonanser och har en betydande orbital lutning. Dessutom, på grund av den relativt höga excentriciteten, korsar några av dess medlemmar i processen att röra sig runt solen Mars omloppsbana och upplever som ett resultat en stark gravitationseffekt från dess sida, vilket förmodligen är en faktor som minskar antalet av denna familj [67] .

En annan grupp av asteroider i det inre huvudbältet som har den högsta orbitallutningen bland sina medlemmar är familjen Phocaea . Den stora majoriteten av dess representanter tillhör den lätta spektralklassen S, medan de flesta asteroider i den ungerska familjen tillhör klassen E [68] . Banorna för asteroider i familjen Phocaea ligger mellan 2,25 och 2,5 AU. från solen.

Flera familjer av asteroider hör också till huvudbältets yttre gräns. Bland dem utmärks Cybele-familjen , som ligger i intervallet mellan 3,3 och 3,5 a.u. från solen och i svag 7:4 orbital resonans med Jupiter, samt familjen Hilda i banor mellan 3,5 och 4,2 AU, i 3:2 orbital resonans med Jupiter. Bortom ett avstånd på 4,2 AU och fram till Jupiters omloppsbana finns också asteroider, men mycket mindre frekvent än i själva bältet. Men i själva Jupiters omloppsbana finns två mycket stora grupper av asteroider, kallade trojaner , som är begränsade till två Lagrangepunkter L4 och L5 . Trojanska asteroider finns dock inte bara runt Jupiter, utan även runt de flesta andra yttre planeter [69] .

Unga familjer

Några av de familjer som finns idag bildades i astronomisk skala alldeles nyligen. Ett slående exempel är familjen Carina , som bildades relativt nyligen, för 5,7 miljoner år sedan, som ett resultat av en katastrofal kollision av två kroppar med en diameter på 30 och 5 km [70] . En annan ung grupp av asteroider, familjen Veritas , bildade 8,3 Ma, också i en kollision; den inkluderar 62 asteroider såväl som en kretsande dammplym [71] [72] [73] .

Ännu yngre är Datura- klustret , som bildades som ett resultat av kollisionen av två små asteroider för cirka 450 tusen år sedan, enligt data från klustermedlemmarnas banor. En annan ung klunga, något äldre än den tidigare, är asteroiden (4652) Iannini-hopen , som troligen bildades för 1 till 5 miljoner år sedan [72] [73] .

Kollisioner

Den relativt höga koncentrationen av kroppar i huvudbältet skapar en miljö där kollisioner mellan asteroider sker mycket ofta med astronomiska mått mätt. Kollisioner mellan stora asteroider med radier på cirka 10 km inträffar alltså en gång var 10:e miljon år [74] . När stora asteroider kolliderar bryts de upp i separata fragment, vilket kan leda till bildandet av en ny asteroidfamilj eller -kluster. Men om asteroiderna närmar sig varandra med relativt låga hastigheter kan detta inte leda till fragmentering av asteroiderna, utan tvärtom till att de förenas till en större kropp. Det var denna process som ledde till att planeterna bildades för 4 miljarder år sedan. Sedan dess har påverkan av dessa två processer helt förändrat asteroidbältet, och nu är det radikalt annorlunda från vad det var tidigare.

De möjliga konsekvenserna av en kollision i asteroidbältet upptäcktes med hjälp av Hubble- teleskopet , vars data visade närvaron av kometaktivitet nära asteroiden (596) Sheila från 11 november till 3 december 2010. Forskare föreslår att denna asteroid kolliderade med ett okänt föremål med en diameter på cirka 35 m, med en hastighet av cirka 5 km/s [75] .

Damm

Tillsammans med asteroider finns även stoftplymer i bältet, bestående av mikropartiklar med en radie på flera hundra mikrometer, som bildats till följd av kollisioner mellan asteroider och deras bombardering av mikrometeoriter. Men på grund av påverkan av Poynting-Robertson-effekten spirar detta damm gradvis mot solen under inverkan av solstrålning [76] .

Kombinationen av asteroiddamm och damm som kastas ut av kometer ger fenomenet zodiakalljus . Detta svaga sken sträcker sig i ekliptikans plan i form av en triangel, och det kan ses i ekvatorialområdena strax efter solnedgången eller strax före soluppgången. Storleken på partiklarna som orsakar det fluktuerar i genomsnitt runt 40 mikron, och deras livslängd överstiger inte 700 tusen år. Således indikerar närvaron av dessa partiklar att processen för deras bildning sker kontinuerligt [76] .

Meteoriter

Skräp från asteroidkollisioner kan vara utspridda i hela solsystemet, och en del av dem möts ibland med vår planet och faller på dess yta i form av meteoriter [77] . Nästan alla meteoriter som hittats på jordens yta (99,8 %), av vilka det finns cirka 30 000 idag, dök upp i asteroidbältet på en gång [78] . I september 2007 publicerades resultaten av en tjeckisk-amerikansk studie, enligt vilken, som ett resultat av en kollision med asteroiden (298) Baptistina, en annan stor kropp, ett stort antal stora fragment kastades ut i den inre delen av solsystemet, varav några kan ha en allvarlig inverkan på jordsystemet - Månen. I synnerhet tror man att de kan vara ansvariga för bildandet av Tycho- kratern på Månens yta och Chicxulub- kratern i Mexiko , som bildades under fallet av en meteorit, som, enligt vissa versioner, dödade dinosaurierna 65 miljoner år sedan [79] . Det finns dock ingen enhet i denna fråga i det vetenskapliga samfundet - förutom Baptistina finns det andra asteroider, vars fragment kan vara de skyldiga till denna katastrof.

Fysiska egenskaper

Tvärtemot vad många tror är avståndet mellan objekt i asteroidbältet stort. Trots det faktum att antalet asteroider som upptäcktes 2011 översteg 300 000, och totalt finns det flera miljoner eller fler objekt i bältet (beroende på var man ska dra den nedre storleksgränsen) objekt, mängden utrymme som upptas av asteroidbältet är enorm, och följaktligen är tätheten av föremål i bältet mycket låg. Därför uppskattas sannolikheten för inte bara en kollision, utan helt enkelt en oavsiktlig oplanerad inflygning, till exempel av en rymdfarkost med någon asteroid, till mindre än en på en miljard [80] .

Mått och vikt

Asteroider är kroppar med en diameter på mer än 30 m, mindre kroppar kallas meteoroider [81] . Det finns väldigt få stora kroppar i asteroidbältet, till exempel finns det cirka 200 asteroider med en diameter på mer än 100 km [82] , cirka 1000 asteroider med en diameter på mer än 15 km är fortfarande kända, och forskningsdata i spektrumets infraröda räckvidd tyder på att det, förutom dem, i huvudbältet, fortfarande finns från 700 tusen till 1,7 miljoner asteroider med en diameter på 1 km eller mer [83] . Magnituden på asteroider sträcker sig från 11 m till 19 m och är för de flesta av dem cirka 16 m [50] .

Den totala massan av alla asteroider i huvudbältet är ungefär lika med 3,0⋅10 21 till 3,6⋅10 21 kg, vilket bara är 4 % av månens massa eller 0,06 % av jordens massa [84] [85] . Hälften av denna massa faller på de 4 största asteroiderna från topp tio: Ceres , Vesta , Pallas och Hygiea , och nästan en tredjedel av den faller på Ceres [7] .

Komposition

Den stora majoriteten av objekten i huvudbältet är asteroider av tre huvudklasser: klass C mörka kolasteroider , klass S ljusa silikatasteroider och metalliska klass M-asteroider . Det finns asteroider av andra, mer specifika klasser, men deras innehåll i bältet är extremt litet.

Klass C kolhaltiga asteroider , så namngivna på grund av den stora andelen av de enklaste kolföreningarna i deras sammansättning, är de vanligaste föremålen i huvudbältet, de står för 75% av alla asteroider, deras koncentration är särskilt hög i de yttre regionerna av bältet [86] . Dessa asteroider har en något rödaktig nyans och en mycket låg albedo (mellan 0,03 och 0,0938). Eftersom de reflekterar väldigt lite solljus är de svåra att upptäcka. Det är troligt att det fortfarande finns många relativt stora asteroider i asteroidbältet som tillhör denna klass, men som ännu inte har hittats på grund av deras låga ljusstyrka. Men dessa asteroider strålar ganska starkt i det infraröda området på grund av närvaron av vatten i deras sammansättning. I allmänhet motsvarar deras spektra spektrumet av det ämne från vilket solsystemet bildades, med undantag för flyktiga grundämnen. I sammansättning är de mycket nära kolhaltiga kondritmeteoriter, som ofta finns på jorden. Den största representanten för denna klass är asteroiden (10) Hygiea .

Den näst vanligaste spektralklassen bland huvudbältets asteroider är klass S , som kombinerar silikatasteroider i den inre delen av bältet, belägna upp till ett avstånd av 2,5 AU. från solen [86] [87] . Spektralanalys av dessa asteroider avslöjade närvaron av olika silikater och vissa metaller (järn och magnesium) i deras yta, men nästan fullständig frånvaro av några kolföreningar. Detta indikerar att stenarna har genomgått betydande förändringar under existensen av dessa asteroider, möjligen på grund av partiell smältning och differentiering. De har en ganska hög albedo (mellan 0,10 och 0,2238) och utgör 17 % av alla asteroider. Asteroid (3) Juno är den största representanten för denna klass.

M-klass metalliska asteroider , rika på nickel och järn, utgör 10 % av alla bältasteroider och har en måttligt hög albedo (mellan 0,1 och 0,1838). De ligger huvudsakligen i de centrala delarna av bältet på ett avstånd av 2,7 AU. från solen [63] och kan vara fragment av de metalliska kärnorna av stora planetesimaler , såsom Ceres, som existerade vid gryningen av bildandet av solsystemet och förstördes under ömsesidiga kollisioner. Men när det gäller metalliska asteroider är det inte så enkelt. Under forskningens gång upptäcktes flera kroppar, till exempel asteroiden (22) Calliope , vars spektrum ligger nära spektrumet av klass M-asteroider, men samtidigt har de en extremt låg densitet för metalliska asteroider [88] . Den kemiska sammansättningen av sådana asteroider är praktiskt taget okänd idag, och det är mycket möjligt att de i sammansättning är nära asteroider av klass C eller S [89] .

Ett av asteroidbältets mysterier är de relativt sällsynta klass V basaltiska asteroiderna [90] . Teorin om bildandet av asteroidbältet förutspådde att det i ett tidigt skede i asteroidbältet borde ha funnits många stora föremål av storleken Vesta, i vilka undergrundsdifferentiering borde ha börjat. Sådana föremål måste ha haft en skorpa och mantel bestående till övervägande del av basaltstenar. I den efterföljande förstörelsen av dessa planetesimaler måste mer än hälften av asteroiderna ha bestått av basalt och olivin . Det visade sig faktiskt att 99 % av basaltmaterialet saknas i asteroidbältet [91] . Fram till 2001 trodde man att de flesta av basaltobjekten i asteroidbältet var fragment av Vesta-skorpan (därav namnet klass V), men en detaljerad studie av asteroiden (1459) Magnesium avslöjade vissa skillnader i den kemiska sammansättningen av tidigare upptäckte basaltasteroider, vilket antyder deras separata ursprung [91] . Detta faktum bekräftades i samband med en mer detaljerad studie 2007 i den yttre delen av bältet av två asteroider av olika basaltisk sammansättning: (7472) Kumakiri och (10537) 1991 RY 16 , som inte har något att göra med Vesta. Dessa två kroppar är de enda asteroiderna av denna klass som finns i den yttre delen av huvudbältet [90] .

Det finns ett ganska tydligt samband mellan asteroidens sammansättning och dess avstånd från solen. I regel finns steniga asteroider, sammansatta av vattenfria silikater, närmare solen än kolhaltiga lerasteroider, i vilka spår av vatten ofta finns, mestadels i bundet tillstånd, men möjligen också i form av vanlig vattenis. Samtidigt har asteroider nära solen en betydligt högre albedo än asteroider i mitten och i periferin. Man tror att detta beror på egenskaperna hos den del av den protoplanetära skivan som asteroiderna bildades av. I de inre delarna av bältet var inverkan av solstrålning mer betydande, vilket ledde till att lätta element, särskilt vatten, blåste till periferin. Som ett resultat kondenserade vatten på asteroiderna i den yttre delen av bältet, och i de inre regionerna, där asteroiderna värms upp ganska bra, fanns det praktiskt taget inget vatten kvar.

Temperaturen på ytan av en asteroid beror på avståndet till solen och dess albedo. För dammpartiklar på ett avstånd av 2,2 a.u. temperaturområdet börjar från 200 K (−73 °C) och lägre, och på ett avstånd av 3,2 AU. redan från 165 K (−108 °C) [92] . Detta är dock inte helt sant för asteroider, eftersom på grund av rotation kan temperaturerna på dess dag- och nattsida skilja sig markant.

Kometer i huvudbältet

Bland asteroiderna i huvudbältet finns det också de där, på ett visst avstånd från solen, en manifestation av kometaktivitet märktes, uttryckt i utseendet av en gas- eller dammsvans i dem, som uppträder under en kort tid när kroppen passerar nära perihelion ( Ceres , (596) Sheila , (62412) 2000 SY178 och andra). Eftersom banorna längs vilka dessa kometer rör sig utesluter möjligheten att de uppträder i huvudbältet som ett resultat av infångandet av klassiska kometer, tror man att de bildades i själva bältet, i dess yttre del. Detta tyder på att många föremål i det yttre bältet kan innehålla is, som avdunstar när asteroidens yta värms upp av solen. Det är möjligt att det var kometerna i huvudbältet som var källan till haven på jorden, eftersom förhållandet mellan deuterium och väte i dem är för lågt för klassiska kometer [93] .

Största objekten i asteroidbältet

De största föremålen i asteroidbältet är Ceres , (4) Vesta , (2) Pallas och (10) Hygiea . Även om de delar många egenskaper, har bara en av dem, Ceres, visat sig vara tillräckligt rund för att kvalificera sig som en dvärgplanet [94] . Men de andra tre i framtiden kan också tilldelas denna status [95] [96] .

Ceres

Ceres har en nästan sfärisk form och har en diameter på cirka 950 km, vilket är nästan en tredjedel av månens diameter, med en massa lika med 9,43⋅10 20 kg, vilket redan är bara 1,3% av månens massa, men lika med en tredjedel av massan av alla huvudbältets asteroider. Det ligger på ett avstånd av 2,766 AU, vilket är mycket nära huvudbältets masscentrum, beläget på ett avstånd av 2,8 AU. [60] Ceres absoluta magnitud är 3,32 m , vilket är mycket större än någon asteroid [102] och kan förklaras av ett islager på dess yta [103] , men trots detta är det fortfarande en väldigt mörk kropp, som endast reflekterar 5 % fallande ljus.

Liksom de jordiska planeterna fanns det på Ceres en differentiering av materia till en silikatkärna omgiven av en isig mantel och en tunn kolskorpa [103] . En liten del av isen på ytan avdunstar periodiskt under en kort tid och bildar runt den ett sken av en mycket sällsynt atmosfär.

Vesta

Asteroid (4) Vesta , upptäckt av Olbers 1807, bland de viktigaste bältasteroiderna, rankas först i ljusstyrka, andra i massa och tredje i storlek. Det är också den enda asteroiden som har haft en konstgjord satellit . Dess yta reflekterar 42 % av ljuset som faller på den, vilket är till och med mer än jordens (37 %). Med en medeldiameter på 530 km utgör den 9 % av asteroidbältets massa och kretsar runt solen på ungefär samma avstånd som Ceres. Eftersom Vesta bildades utanför snögränsen, saknar den praktiskt taget vatten [104] [105] och består av en tät järn-nickel-metallkärna, en basaltisk mantel (främst olivin ) [91] och en mycket tunn, bara några kilometer tjock, bark.

Nära Vestas sydpol finns en stor krater från fall av en stor asteroid. Som ett resultat av denna kollision slängdes ett stort antal fragment ut från Vesta, som sedan bildade en asteroidfamilj runt den , vars totala massa (utan att räkna massan av Vesta själv) är cirka 1% av massan av alla asteroider av huvudbältet; samt en speciell spektralklass V från stenfragment som slagits ut från ytan, och klass J från sten som ligger närmare asteroidens centrum. De flesta av medlemmarna i denna familj är utspridda på grund av dess närhet till en 3:1 orbital resonans med Jupiter, och några av dem föll till jorden i form av meteoriter.

Pallas

Asteroid (2) Pallas  är det näst största objektet i asteroidbältet, men om Ceres endast anses vara en dvärgplanet, så är Pallas den största asteroiden. Den är mindre massiv än Vesta, men utgör 7% av huvudbältets massa. Pallas är intressant genom att den, liksom Uranus, har en ganska kraftig lutning av rotationsaxeln, lika med 34° [106] , medan denna vinkel för de andra tre största asteroiderna inte överstiger 10°. Precis som Ceres tillhör den klass C , rik på kol och kisel, varför den har en låg albedo på 12 % [107] . Asteroiden rör sig i omloppsbana med en stor excentricitet på 0,32, varför dess avstånd till solen varierar mycket: från 2,1 AU till 2,1 AU. upp till 3,4 a.u.

Hygeia

Den största kolasteroiden (75% av alla asteroider är kol), oregelbunden till formen med en genomsnittlig diameter på 431 km. (10) Hygiea är den fjärde största och står för 3 % av huvudbältets massa. Den tillhör kolasteroiderna med en albedo på 7%, därför är den, trots sin stora storlek, ganska dålig synlig från jorden. Den leder familjen med samma namn och, till skillnad från de andra tre asteroiderna, ligger den nära ekliptikplanet [108] [109] och kretsar runt solen på 5,5 år.

Asteroider som källor till resurser

Industrins ständiga ökning av förbrukningen av resurser leder till utarmning av deras reserver på jorden, enligt vissa uppskattningar kan reserverna av sådana nyckelelement för industrin som antimon , zink , tenn , silver , bly , indium , guld och kopparburk vara uttömda senast 2060-2070 [110] och behovet av att leta efter nya råvarukällor kommer att bli särskilt uppenbart.

När det gäller industriell utveckling är asteroider bland de mest tillgängliga kropparna i solsystemet. På grund av den låga gravitationen kräver landning och start från deras yta minimal bränsleförbrukning, och om jordnära asteroider används för utveckling, kommer kostnaden för att leverera resurser från dem till jorden att vara låg. Asteroider kan vara källor till värdefulla resurser som vatten (i form av is) från vilket syre för andning och väte för rymdbränsle kan erhållas, såväl som olika sällsynta metaller och mineraler som järn , nickel , titan , kobolt och platina , och, i mindre utsträckning, andra grundämnen som mangan , molybden , rodium , etc. Faktum är att de flesta av de grundämnen som är tyngre än järn som nu utvinns från vår planets yta är resterna av asteroider som föll till jorden under den sena kraftigt bombardemang [111 ] [112] . Asteroider är praktiskt taget outtömliga källor till resurser, till exempel kan en liten asteroid av klass M med en diameter på 1 km innehålla upp till 2 miljarder ton järn-nickelmalm, vilket är 2-3 gånger högre än malmproduktionen 2004 [ 113] . Den industriella utvecklingen av asteroider kommer att leda till sänkta priser för dessa resurser, möjliggöra aktiv utveckling av den rymdinfrastruktur som är nödvändig för ytterligare rymdutforskning och kommer också att bidra till att undvika utarmning av jordens resurser.

Anteckningar

1. ↑ Gianluca Ranzini. Plats. Supernova Atlas of the Universe / Översatt från italienska. G. I. Semenova. - M . : Eksmo, 2007. - ISBN 978-5-699-11424-5 .
2. ↑ E. V. Kononovich, V. I. Moroz. Allmän kurs i astronomi. Lärobok för astronomiska institutioner vid högre läroanstalter / Ed. V. V. Ivanova. - 2:a uppl., rättad. - M . : Editorial URSS, 2003. - ISBN 5-354-00866-2 .
3. ↑ P. G. Kulikovsky. Uppslagsbok för amatörastronomi / Ed. V. G. Surdina . - 5:e upplagan, reviderad och helt uppdaterad. - M . : Editorial URSS, 2002. - ISBN 5-8360-0303-3 .
4. ↑ Mann, Robert James. En guide till kunskapen om himlen. - Jarrold, 1852. - S. 171, 216.
5. ↑ Ytterligare undersökning i förhållande till formen, storleken, massan och omloppsbanan för Asteroidplaneterna  //  The Edinburgh New Philosophical Journal : Journal. - Edinburgh, 1857. - Vol. V. _ — S. 191 .
6. ↑ von Humboldt, Alexander. Cosmos: A Sketch of a Physical Description of the Universe  (engelska) . - Harper & Brothers, New York (NY), 1850. - Vol. 1. - P. 44. - ISBN 0-8018-5503-9 .
7. ↑ 1 2 NASA JPL Solar System Small Body Database (1  ) .
8. ↑ 1 2 Hilton, J. När blev asteroiderna mindre planeter?  (engelska) . US Naval Observatory (USNO) (2001). Hämtad 1 oktober 2007. Arkiverad från originalet 22 augusti 2011.
9. ↑ Gryning: En resa till solsystemets  början . Space Physics Center: UCLA (2005). Hämtad 3 november 2007. Arkiverad från originalet 22 augusti 2011.
10. ↑ 1 2 Hoskin, Michael. Bodes lag och upptäckten av  Ceres . Churchill College, Cambridge . Hämtad 12 juli 2010. Arkiverad från originalet 24 januari 2012.
11. ↑ 1 2 Ring polisen! Historien bakom upptäckten av asteroiderna  //  Astronomy Now : journal. — Nej . juni 2007 . - S. 60-61 .
12. ↑ Pogge, Richard. En introduktion till solsystemets astronomi: Föreläsning 45: Är Pluto en planet? . En introduktion till solsystemets astronomi . Ohio State University (2006). Hämtad 11 november 2007. Arkiverad från originalet 24 januari 2012. (obestämd)
13. ↑ etymonline: asteroid . Hämtad 5 november 2007. Arkiverad från originalet 24 januari 2012. (obestämd)
14. ↑ DeForest, Jessica. Grekiska och latinska rötter . Michigan State University (2000). Hämtad 25 juli 2007. Arkiverad från originalet 24 januari 2012. (obestämd)
15. ↑ Cunningham, Clifford. William Hershel och de två första asteroiderna . Dance Hall Observatory, Ontario (1984). Hämtad 5 november 2007. Arkiverad från originalet 24 januari 2012. (obestämd)
16. ↑ Karpenko Yu. A. Kapitel VII Asteroider // Namn på stjärnhimlen / A. V. Superanskaya. - M. : Nauka, 1981. - S. 97. - 184 sid.
17. ↑ Personal. Astronomical Serendipity (inte tillgänglig länk) . NASA JPL (2002). Hämtad 20 april 2007. Arkiverad från originalet 24 januari 2012. (obestämd) 
18. ↑ Är det en slump att de flesta av planeterna faller inom Titius-Bode-lagens gränser? . astronomy.com . Tillträdesdatum: 16 oktober 2007. Arkiverad från originalet den 24 januari 2012. (obestämd)
19. ↑ 1 2 Hughes, David W. En kort historia av asteroidfläckar . BBC. Hämtad 20 april 2007. Arkiverad från originalet 24 januari 2012. (obestämd)
20. ↑ Animering: historia om upptäckten av asteroider 1980-2010 . Hämtad 30 september 2017. Arkiverad från originalet 8 november 2019. (obestämd)
21. ↑ MPC-arkivstatistik . IAU Minor Planet Center. Datum för åtkomst: 29 december 2010. Arkiverad från originalet den 24 januari 2012. (obestämd)
22. ↑ 243 Ida och Dactyl. Nineplanets.org . Hämtad 4 oktober 2008. Arkiverad från originalet 19 mars 2012.  (obestämd)  (Engelsk)
23. ↑ Barucci, M.A.; Fulchignoni, M.; och Rossi, A. Rosetta Asteroidmål: 2867 Steins och 21 Lutetia  // Space Science Reviews  : journal  . - Springer , 2007. - Vol. 128 , nr. 1-4 . - S. 67-78 . - doi : 10.1007/s11214-006-9029-6 .
24. ↑ Officiell webbplats för Near Earth Asteroid Rendezvous. Vanliga frågor. . Hämtad 17 november 2008. Arkiverad från originalet 2 februari 2012.  (obestämd)  (Engelsk)
25. ↑ Japansk sond återvänder till jorden efter uppdrag till asteroiden . Lenta.ru (13 juni 2010). Hämtad 14 augusti 2010. Arkiverad från originalet 8 augusti 2011. (obestämd)
26. ↑ Gryningsuppdrag  . _ jpl.nasa.gov . Hämtad 20 oktober 2007. Arkiverad från originalet 24 januari 2012.
27. ↑ Masetti, M.; och Mukai, K. Asteroidbältets ursprung . NASA Goddard Spaceflight Center (1 december 2005). Hämtad 25 april 2007. Arkiverad från originalet 24 januari 2012. (obestämd)
28. ↑ Watanabe, Susan Mysteries of the Solar Nebula . NASA (20 juli 2001). Hämtad 2 april 2007. Arkiverad från originalet 24 januari 2012. (obestämd)
29. ↑ Lin, Douglas Planeternas ursprung . "I vetenskapens värld" nr 8, 2008. Hämtad 2 april 2007. Arkiverad 24 januari 2012. (obestämd)
30. ↑ Edgar, R.; och Artymowicz, P. Pumping av en planetesimal skiva av en snabbt migrerande planet  // Månatliga meddelanden från Royal Astronomical Society  : tidskrift  . - Oxford University Press , 2004. - Vol. 354 , nr. 3 . - s. 769-772 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2004.08238.x . - . — arXiv : astro-ph/0409017 . Arkiverad från originalet den 21 juni 2007.
31. ↑ 1 2 Petit, J.-M.; Morbidelli, A.; och Chambers, J. The Primordial Excitation and Clearing of the Asteroid Belt  (engelska)  // Icarus  : journal. - Elsevier , 2001. - Vol. 153 , nr. 2 . - s. 338-347 . - doi : 10.1006/icar.2001.6702 . - .
32. ↑ Asteroid (otillgänglig länk) . Hämtad 25 oktober 2011. Arkiverad från originalet 18 oktober 2011. (ryska) 
33. ↑ 1 2 Saturnus och Jupiter gjorde "hål" i asteroidbältet - forskning . Hämtad 28 juli 2011. Arkiverad från originalet 5 mars 2016. (obestämd)
34. ↑ Scott, ERD (13-17 mars 2006). "Begränsningar för Jupiters ålder och bildningsmekanism och nebulosans livstid från kondriter och asteroider" . Proceedings 37:e årliga Lunar and Planetary Science Conference . League City, Texas: Lunar and Planetary Society. Arkiverad från originalet 2015-03-19 . Hämtad 2007-04-16 . Föråldrad parameter använd |deadlink=( hjälp );Kontrollera datumet på |date=( hjälp på engelska )
35. ↑ V.V. Busarev. Asteroider (solsystem/asteroider) (23 mars 2010). Hämtad 25 oktober 2011. Arkiverad från originalet 12 januari 2012. (ryska)
36. ↑ Clark, BE; Hapke, B.; Pieters, C.; och Britt, D. Asteroid Space Weathering och Regolith Evolution . University of Arizona (2002). Hämtad 8 november 2007. Arkiverad från originalet 24 januari 2012. (obestämd)
37. ↑ Gaffey, Michael J. De spektrala och fysiska egenskaperna hos metall i meteoritsammansättningar: Implikationer för asteroid ytmaterial (1996). Hämtad 8 november 2007. Arkiverad från originalet 24 januari 2012. (obestämd)
38. ↑ Keil, K. Termisk förändring av asteroider: bevis från meteoriter . Planet- och rymdvetenskap (2000). Hämtad 8 november 2007. Arkiverad från originalet 24 januari 2012. (obestämd)
39. ↑ Baragiola, R.A.; Duke, CA; Loeffler, M.; McFadden, L.A.; och Sheffield, J. Inverkan av joner och mikrometeoriter på mineralytor: Reflexionsförändringar och produktion av atmosfäriska arter i luftlösa solsystemkroppar (2003). Hämtad 8 november 2007. Arkiverad från originalet 24 januari 2012. (obestämd)
40. ↑ From Dust to Planetesimals: Workshop på Ringberg Castle Germany (otillgänglig länk) (2006). Hämtad 8 november 2007. Arkiverad från originalet 24 januari 2012. (obestämd) 
41. ↑ Kracher, A. Asteroid 433 Eros och delvis differentierade planetesimals: bulkutarmning kontra ytutarmning av svavel (PDF). Ames Laboratory (2005). Hämtad 8 november 2007. Arkiverad från originalet 24 januari 2012. (obestämd)
42. ↑ Taylor, GJ; Keil, K.; McCoy, T.; Haack, H.; och Scott, ERD Asteroiddifferentiering - Pyroklastisk vulkanism till magmahav // Meteoritik. - 1993. - T. 28 , nr 1 . - S. 34-52 . - .
43. ↑ Kelly, Karen. U av T-forskare upptäcker ledtrådar till det tidiga solsystemet (inte tillgänglig länk) . University of Toronto (2007). Hämtad 12 juli 2010. Arkiverad från originalet 24 januari 2012. (obestämd) 
44. ↑ Alfven, H.; och Arrhenius, G. The Small Bodies . SP-345 Solsystemets utveckling . NASA (1976). Hämtad 12 april 2007. Arkiverad från originalet 24 januari 2012. (obestämd)
45. ↑ Ungerska gruppen av mindre planeter . Hämtad 21 juni 2011. Arkiverad från originalet 3 juli 2019. (obestämd)
46. ↑ Stiles, Lori. Asteroider orsakade den tidiga katastrofen i det inre solsystemet . University of Arizona News (15 september 2005). Hämtad 18 april 2007. Arkiverad från originalet 24 januari 2012. (obestämd)
47. ↑ Lecar, M.; Podolak, M.; Sasselov, D.; och Chiang, E. Infraröd cirrus — Nya komponenter i den utökade infraröda emissionen  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2006. - Vol. 640 , nr. 2 . - P. 1115-1118 . - doi : 10.1086/500287 . - .
48. ↑ Berardelli, Phil. Main-Belt-kometer kan ha varit en källa till jordens vatten . Space Daily (23 mars 2006). Hämtad 27 oktober 2007. Arkiverad från originalet 24 januari 2012. (obestämd)
49. ↑ Emily Lakdawalla . Upptäckten av en helt ny typ av komet . The Planetary Society (28 april 2006). Hämtad 20 april 2007. Arkiverad från originalet 24 januari 2012. (obestämd)
50. ↑ 1 2 Williams, Gareth Fördelning av de mindre planeterna . Minor Planets Center. Datum för åtkomst: 27 oktober 2010. Arkiverad från originalet den 24 januari 2012. (obestämd)
51. ↑ Detta värde erhölls genom en enkel uppräkning av alla kroppar i den regionen med hjälp av data för 120437 numrerade mindre planeter från Minor Planet Center omloppsdatabasen . Minor Planets Center. Datum för åtkomst: 27 oktober 2010. Arkiverad från originalet den 24 januari 2012. (obestämd)
52. ↑ Rossi, Alessandro Mysterierna med asteroidrotationsdagen (länk ej tillgänglig) . Spaceguard Foundation (20 maj 2004). Hämtad 9 april 2007. Arkiverad från originalet 24 januari 2012. (obestämd) 
53. ↑ Surdin V.G. Ingenjör Yarkovsky-effekt (otillgänglig länk) . StarContact (20 maj 2004). Hämtad 9 april 2007. Arkiverad från originalet 24 januari 2012. (ryska) 
54. ↑ Surdin V. G. Natur: Ingenjör Yarkovsky-effekt . Natur. Hämtad 9 april 2007. Arkiverad från originalet 2 oktober 2013. (ryska)
55. ↑ YORP-snurr: solstrålar snurrar jet-asteroider (länk otillgänglig) . Membran . Hämtad 29 oktober 2011. Arkiverad från originalet 8 september 2011. (ryska) 
56. ↑ Fernie, J. Donald. The American Kepler  // The American Scientist. - 1999. - T. 87 , nr 5 . - S. 398 .
57. ↑ Liou, Jer-Chyi; och Malhotra, Renu. Utarmning av det yttre asteroidbältet  (engelska)  // Vetenskap. - 1997. - Vol. 275 , nr. 5298 . - s. 375-377 . - doi : 10.1126/science.275.5298.375 . — PMID 8994031 .
58. ↑ Ferraz-Mello, S. (14-18 juni 1993). Kirkwood gap och resonansgrupper . handlingar från 160:e internationella astronomiska unionen . Belgirate, Italien: Kluwer Academic Publishers. pp. 175-188. Arkiverad från originalet 2017-11-08 . Hämtad 2007-03-28 . Föråldrad parameter använd |deadlink=( hjälp );Kontrollera datumet på |date=( hjälp på engelska )
59. ↑ Klacka, Joseph. Massfördelning i asteroidbältet   // Jorden , månen och planeterna : journal. - 1992. - Vol. 56 , nr. 1 . - S. 47-52 . - doi : 10.1007/BF00054599 . - .
60. ↑ 1 2 McBride, N.; och Hughes, DW Den rumsliga tätheten av asteroider och dess variation med asteroidal massa  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : journal  . - Oxford University Press , 1990. - Vol. 244 . - s. 513-520 . - .
61. ↑ Hughes, David W. Hitta asteroider i rymden (länk ej tillgänglig) . BBC. Hämtad 20 april 2007. Arkiverad från originalet 24 januari 2012. (obestämd) 
62. ↑ Lemaitre, Anne (31 augusti - 4 september 2004). "Asteroidfamiljeklassificering från mycket stora kataloger" . Proceedings Dynamics of Populations of Planetary Systems . Belgrad, Serbien och Montenegro: Cambridge University Press. pp. 135-144. Arkiverad från originalet 2018-10-25 . Hämtad 2007-04-15 . Föråldrad parameter använd |deadlink=( hjälp );Kontrollera datumet på |date=( hjälp på engelska )
63. ↑ 1 2 Lang, Kenneth R. Asteroider och meteoriter . NASA:s Cosmos (2003). Hämtad 2 april 2007. Arkiverad från originalet 24 januari 2012. (obestämd)
64. ↑ Martel, Linda MV Små spår av en stor asteroidupplösning . Planetary Science Research Discoveries (9 mars 2004). Hämtad 2 april 2007. Arkiverad från originalet 24 januari 2012. (obestämd)
65. ↑ Drake, Michael J. The eucrite/Vesta story   // Meteoritics & Planetary Science : journal. - 2001. - Vol. 36 , nr. 4 . - s. 501-513 . - doi : 10.1111/j.1945-5100.2001.tb01892.x . - .
66. ↑ Kärlek, SG; och Brownlee, DE IRAS dammbands bidrag till det interplanetära dammkomplexet - Bevis sett vid 60 och 100 mikron  // Astronomical Journal  :  journal. - 1992. - Vol. 104 , nr. 6 . - P. 2236-2242 . - doi : 10.1086/116399 . - .
67. ↑ Spratt, Christopher E. Ungerska gruppen av 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, Kalifornien; och Florczak, M. Spectroscopic Survey of the Hungaria and Phocaea Dynamical Groups  (engelska)  // Icarus  : journal. - Elsevier , 2001. - Vol. 149 , nr. 1 . - S. 173-189 . - doi : 10.1006/icar.2000.6512 . - .
69. ↑ Den trojanska sidan  . Hämtad 2 april 2007. Arkiverad från originalet 24 januari 2012.
70. ↑ SwRI-forskare identifierar en händelse för upplösning av asteroider i huvudasteroidbältet . SpaceRef.com (12 juni 2002). Hämtad 15 april 2007. Arkiverad från originalet 24 januari 2012. (obestämd)
71. ↑ McKee, Maggie. Eon av dammstormar spåras till asteroiden smash . New Scientist Space (18 januari 2006). Hämtad 15 april 2007. Arkiverad från originalet 24 januari 2012. (obestämd)
72. ↑ 1 2 Nesvorny, D.; Vokrouhlick, D.; och Bottke, WF The Breakup of a Main-Belt Asteroid 450 tusen år sedan  //  Science : journal. - 2006. - Vol. 312 , nr. 5779 . - S. 1490 . - doi : 10.1126/science.1126175 . - . — PMID 16763141 .
73. ↑ 1 2 Nesvorny, D.; Bottke, WF; Levison, H.F.; och 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 (länk ej tillgänglig) . backman rapport . NASA Ames Research Center (6 mars 1998). Hämtad 4 april 2007. Arkiverad från originalet 24 januari 2012. (obestämd) 
75. ↑ Jewitt, David ; Weaver, H.; Mutcher, M.; Larson, S.; Agarwal, J. Hubble Rymdteleskop Observationer av huvudbältets komet (596) Scheila  (engelska)  // 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 - Damm nära asteroidbältet  (engelska)  // The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 1992. - Vol. 392 , nr. 1 . - S. 289-299 . - doi : 10.1086/171428 . - .
77. ↑ Kingsley, Danny Mystisk meteoritdammfelmatchning löst . ABC Science (1 maj 2003). Hämtad 4 april 2007. Arkiverad från originalet 9 juli 2013. (obestämd)
78. ↑ Meteorer och meteoriter . NASA. Hämtad 12 juli 2010. Arkiverad från originalet 24 januari 2012. (obestämd)
79. ↑ Uppbrottshändelse i huvudasteroidbältet orsakade sannolikt dinosaurieutrotning för 65 miljoner år sedan . Southwest Research Institute (2007). Tillträdesdatum: 14 oktober 2007. Arkiverad från originalet den 24 januari 2012. (obestämd)
80. ↑ Stern, Alan. New Horizons korsar asteroidbältet . Space Daily (2 juni 2006). Hämtad 14 april 2007. Arkiverad från originalet 24 januari 2012. (obestämd)
81. ↑ Fig. 1.1 // Asteroid-kometfara: igår, idag, imorgon / Ed. Shustova B. M., Rykhlovy L. V. - M . : Fizmatlit, 2010. - 384 sid. — ISBN 978-5-9221-1241-3 .
82. ↑ Yeomans, Donald K. JPL Small-Body Database Search Engine . NASA JPL. Hämtad 26 april 2007. Arkiverad från originalet 24 januari 2012. (obestämd)
83. ↑ Tedesco, E.F.; och Desert, F.-X. The Infrared Space Observatory Deep Asteroid Search  (engelska)  // The Astronomical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2002. - Vol. 123 , nr. 4 . - P. 2070-2082 . - doi : 10.1086/339482 . - .
84. ↑ Krasinsky, G.A.; Pitjeva, E.V.; Vasilyev, M.V.; och Yagudina, E.I. Hidden Mass in the Asteroid Belt  (engelska)  // 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 och bestämning av vissa astronomiska konstanter  //  Solar System Research : journal. - 2005. - Vol. 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.; och Shelton, I. Bevis för ett färgberoende i storleksfördelningen av huvudbältsasteroider  //  The Astronomical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2007. - Vol. 133 , nr. 4 . - P. 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. - Vol. 27 . - S. 225-226 . - .
88. ↑ Margot, JL; och Brown, ME En lågdensitets-asteroid av M-typ i huvudbältet   // Science . - 2003. - Vol. 300 , nej. 5627 . - P. 1939-1942 . - doi : 10.1126/science.1085844 . - . — PMID 12817147 .
89. ↑ Mueller, M.; Harris, A.W.; Delbo, M.; och MIRSI-teamet. 21 Lutetia och andra M-typer: Deras storlekar, albedos och termiska egenskaper från nya IRTF-mätningar   // Bulletin of the American Astronomical Society : journal. - 2005. - Vol. 37 . - S. 627 . - .
90. ↑ 1 2 Duffard, R.; och Roig, F. Två nya basaltiska asteroider i det yttre huvudbältet (2007). Tillträdesdatum: 14 oktober 2007. Arkiverad från originalet den 24 januari 2012. (obestämd)
91. ↑ 1 2 3 Än, Ker. Konstiga asteroider förbryllar forskare . space.com (2007). Tillträdesdatum: 14 oktober 2007. Arkiverad från originalet den 24 januari 2012. (obestämd)
92. ↑ Låg, FJ; et al. Infraröd cirrus - Nya komponenter i den utökade infraröda emissionen  (engelska)  // The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 1984. - Vol. 278 . -P.L19- L22 . - doi : 10.1086/184213 . - .
93. ↑ David Jewitt . Intervju med David Jewitt . YouTube . Hämtad 14 oktober 2007. Arkiverad från originalet 19 juli 2011. (obestämd)
94. ↑ Den slutliga IAU-resolutionen om definitionen av "Planet" redo för röstning . IAU (24 augusti 2006). Hämtad 2 mars 2007. Arkiverad från originalet 24 januari 2012. (obestämd)
95. ↑ IAU utkast till resolution (länk ej tillgänglig) (2006). Hämtad 20 oktober 2007. Arkiverad från originalet 24 januari 2012. (obestämd) 
96. ↑ IAU:s generalförsamling 2006: Resultatet av IAU-resolutionen . Datum för åtkomst: 29 mars 2007. Arkiverad från originalet den 24 januari 2012. (obestämd)
97. ↑ Russell, CT et al. Dawn at Vesta: Testing the Protoplanetary Paradigm   // Science . - 2012. - Vol. 336 , nr. 6082 . - s. 684-686 . - doi : 10.1126/science.1219381 . - .
98. ↑ Carry, B. et al. Fysikaliska egenskaper hos (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 tar en titt på Pallas: Form, storlek och yta  //  39th Lunar and Planetary Science Conference (Lunar and Planetary Science XXXIX). Hölls 10–14 mars 2008 i League City, Texas. : journal. - 2008. - Vol. 1391 . — S. 2502 .
100. ↑ Jim Baer. Senaste asteroidmassbestämningar (inte tillgänglig länk) . Personlig webbplats (2008). Hämtad 3 december 2008. Arkiverad från originalet 26 augusti 2011. (obestämd) 
101. ↑ JPL Small-Body Database Browser: 10 Hygiea . Datum för åtkomst: 7 september 2008. Arkiverad från originalet den 17 januari 2010. (obestämd)
102. ↑ Parker, JW; Stern, SA; Thomas, PC; Festou, M.C.; Merline, WJ; Young, E.F.; Binzel, R.P.; och Lebofsky, LA Analys av de första skivupplösta bilderna av Ceres från ultravioletta observationer med Hubble Space Telescope  //  The Astronomical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2002. - Vol. 123 , nr. 1 . - S. 549-557 . - doi : 10.1086/338093 . - .
103. ↑ 12 Asteroid 1 Ceres . Det planetariska samhället . Hämtad 20 oktober 2007. Arkiverad från originalet 24 januari 2012. (obestämd)
104. ↑ Nyckelstadier i evolutionen av asteroiden Vesta . Pressmeddelande från Hubble Space Telescope (1995). Hämtad 20 oktober 2007. Arkiverad från originalet 24 januari 2012. (obestämd)
105. ↑ Russell, CT; et al. Dawn uppdrag och operationer . NASA/JPL (2007). Hämtad 20 oktober 2007. Arkiverad från originalet 24 januari 2012. (obestämd)
106. ↑ Torppa, J.; et al. Former och rotationsegenskaper hos trettio asteroider från fotometriska data  (engelska)  // 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.; och Lebofsky, LA Sammansättningen av asteroid 2 Pallas och dess relation till primitiva meteoriter (1983). Hämtad 20 oktober 2007. Arkiverad från originalet 24 januari 2012. (obestämd)
108. ↑ Barucci, M.A.; et al. 10 Hygiea: ISO Infrared Observations (PDF)  (länk ej tillgänglig) (2002). Tillträdesdatum: 21 oktober 2007. Arkiverad från originalet den 24 januari 2012. (obestämd)
109. ↑ Ceres the Planet (nedlänk) . orbitsimulator.com . Hämtad 20 oktober 2007. Arkiverad från originalet 24 januari 2012. (obestämd) 
110. ↑ D. Cohen. Jordens naturliga rikedom: en revision Arkiverad 7 juni 2011 på Wayback Machine , NewScientist 23 maj 2007
111. ↑ University of Toronto (2009, 19 oktober). Geologer pekar på yttre rymden som källa till jordens mineralrikedom Arkiverad 21 april 2012 vid Wayback Machine . ScienceDaily
112. ↑ James M. Brenan och William F. McDonough. Kärnbildning och metall-silikatfraktionering av osmium och iridium från guld Arkiverad 6 juli 2011 på Wayback Machine . — Naturgeovetenskap (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 . Arkiverad från originalet den 22 juni 2017. (ryska)
• Elkins-Tanton, Linda T. Asteroider, meteoriter och kometer. - Först. New York: Chelsea House, 2006. - ISBN 0-8160-5195-X .
• Blair, Edward C. Asteroids: översikt, sammanfattningar och bibliografi  (engelska) . - 2002. - ISBN 978-1590334829 .
• Britt, Daniel T.; Colsolmagno, Guy; Lebofsky, Larry. Main-Belt Asteroids // Encyclopedia of the solar system  (engelska) . - 2007. - ISBN 978-0120885893 .
• Kovacs, Jozsef. Upptäckten av de första mindre planeterna // Den europeiska vetenskapsmannen: symposium om Franz Xaver von Zachs era och arbete (1754-1832)  (engelska) . - 2004. - Vol. 24, Acta Historica Astronomiae. — ISBN 978-3817117482 .
• Lewis, John S. Meteoriter och asteroider // Solsystemets fysik och 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. Meteoriter i historien: en översikt från renässansen till 1900-talet // Meteoritikens historia och viktiga meteoritsamlingar: eldklot, fall och fynd  (engelska) . - 2006. - ISBN 978-1862391949 .

Länkar

• Asteroider, kometer, meteorer 1993 Arkiverad 22 juli 2014 på Wayback Machine 
• Arnett, William A. Asteroider . De nio planeterna (26 februari 2006). Hämtad 20 april 2007. Arkiverad från originalet 24 januari 2012. (obestämd)
• Cain, Fraser. Asteroidbältet . Universum idag. Hämtad 1 april 2008. Arkiverad från originalet 24 januari 2012. (obestämd)
• Huvudasteroidbälte . Sol Company. Hämtad 20 april 2007. Arkiverad från originalet 24 januari 2012. (obestämd)
• Munsell, Kirk Asteroids: Översikt (länk ej tillgänglig) . NASA:s solsystemutforskning (16 september 2005). Tillträdesdatum: 26 maj 2007. Arkiverad från originalet 24 januari 2012. (obestämd) 
• Handlingar av excentricitet vs. halvstor axel och lutning vs. halvstor axel vid Asteroid Dynamic Site
• Personal. Asteroider . NASA (31 oktober 2006). Hämtad 20 april 2007. Arkiverad från originalet 24 januari 2012. (obestämd)
• Personal. Rymdämnen: Asteroider och kometer . The Planetary Society (2007). Hämtad 20 april 2007. Arkiverad från originalet 24 januari 2012. (obestämd)

Ordböcker och uppslagsverk	Stor norsk
I bibliografiska kataloger	J9U : 987007579234005171 LCCN : sh2012000460

solsystem
Central stjärna och planeter	Sol Merkurius Venus Jorden Mars Jupiter Saturnus Uranus Neptunus
dvärgplaneter	Ceres Pluto Haumea Makemake Eris Kandidater Sedna Orc Quaoar Gun-gun 2002 MS 4
Stora satelliter	Ganymedes Titan Callisto Och om Måne Europa Triton Titania Rhea Oberon Iapetus Charon Ariel Umbriel Dione Tethys Enceladus Miranda Proteus Mimas Nereid
Satelliter / ringar	Jorden / ∅ Mars Jupiter / ∅ Saturnus / ∅ Uranus / ∅ Neptunus / ∅ Pluto / ∅ Haumea Makemake Eris Kandidater späckhuggare quawara
Först upptäckte asteroider	(1) Ceres (2) Pallas (3) Juno (4) Vesta (5) Astrea (6) Hebe (7) Irida (8) Flora (9) Metis (10) Hygien (11) Parthenope
Små kroppar	meteoroider asteroider / deras satelliter nära jorden huvudbälte Trojan kentaurer transneptuniska Kuiperbälte plutino cubewano spridd skiva damokloider kometer Oort moln
konstgjorda föremål	konstgjorda jordsatelliter interplanetära rymdfarkoster
Hypotetiska föremål	Vulkan och vulkanoider Merkurius satellit Venus satelliter andra satelliter på jorden motjord Planet Nine , Tyche , Planet X och andra trans-neptuniska planeter Nemesis Tidigare planeter: Theia , Phaeton eller Planet V Femte gasjätten
Lista över solsystemobjekt Astronomiska föremål