stringtranslate.com

Пояс астероидов

Астероиды внутренней Солнечной системы и Юпитер: Пояс расположен между орбитами Юпитера и Марса.
Безусловно, самым крупным объектом в поясе является карликовая планета Церера . Общая масса пояса астероидов значительно меньше, чем у Плутона , и примерно вдвое больше, чем у спутника Плутона Харона .

Пояс астероидов представляет собой область в форме тора в Солнечной системе с центром на Солнце и примерно охватывает пространство между орбитами планет Юпитер и Марс . Она содержит множество твердых тел неправильной формы, называемых астероидами или малыми планетами . Идентифицированные объекты имеют разные размеры, но намного меньше планет и в среднем находятся на расстоянии около миллиона километров (или шестисот тысяч миль) друг от друга. Этот пояс астероидов также называют главным поясом астероидов или главным поясом , чтобы отличить его от других популяций астероидов в Солнечной системе. [1]

Пояс астероидов — самый маленький и самый внутренний из известных околозвездных дисков Солнечной системы. Классами малых тел Солнечной системы в других регионах являются околоземные объекты , кентавры , объекты пояса Койпера , объекты рассеянного диска , седноиды и объекты облака Оорта . Около 60% массы главного пояса содержится в четырех крупнейших астероидах: Церере , Весте , Палладе и Гигее . Общая масса пояса астероидов оценивается в 3% массы Луны . [2]

Церера, единственный объект в поясе астероидов, достаточно большой, чтобы быть карликовой планетой , имеет диаметр около 950 км, тогда как Веста, Паллада и Гигея имеют средний диаметр менее 600 км. [3] [4] [5] [6] Остальные тела имеют размеры вплоть до пылинки. Материал астероида распределен настолько тонко, что многочисленные беспилотные космические корабли прошли через него без происшествий. [7] Тем не менее, столкновения между крупными астероидами происходят и могут привести к образованию семейства астероидов , члены которого имеют схожие орбитальные характеристики и состав. Отдельные астероиды в пределах пояса классифицируются по своим спектрам , причем большинство из них делятся на три основные группы: углеродистые ( тип C ), силикатные ( тип S ) и богатые металлами ( тип M ).

Пояс астероидов образовался из первичной солнечной туманности как группа планетезималей , [8] меньших предшественников протопланет . Однако между Марсом и Юпитером гравитационные возмущения Юпитера прервали их аккрецию в планету, [8] [9] передав избыточную кинетическую энергию, которая разрушила сталкивающиеся планетезимали и большинство зарождающихся протопланет. В результате 99,9% первоначальной массы пояса астероидов было потеряно за первые 100 миллионов лет истории Солнечной системы. [10] Некоторые фрагменты в конечном итоге попали во внутреннюю часть Солнечной системы, что привело к столкновению метеорита с внутренними планетами. Орбиты астероидов продолжают существенно возмущаться всякий раз, когда период их обращения вокруг Солнца образует орбитальный резонанс с Юпитером. На этих орбитальных расстояниях возникает разрыв Кирквуда , когда они переходят на другие орбиты. [11]

История наблюдений

В 1596 году чувство меры Иоганна Кеплера в отношении орбит планет привело его к мысли, что между орбитами Марса и Юпитера лежит невидимая планета. [12]

В 1596 году Иоганн Кеплер написал: «Между Марсом и Юпитером я помещаю планету» в своей « Mysterium Cosmographicum» , заявив о своем предсказании, что там будет найдена планета. [13] Анализируя данные Тихо Браге , Кеплер подумал, что между орбитами Марса и Юпитера существует слишком большой разрыв, чтобы соответствовать действующей на тот момент модели Кеплера о том, где следует искать планетные орбиты. [14]

В анонимной сноске к переводу 1766 года книги Шарля Бонне «Созерцание природы» [ 15] астроном Иоганн Даниэль Титиус из Виттенберга [16] [17] отметил очевидную закономерность в расположении планет, теперь известную как Титиус . - Закон Боде . Если начать числовую последовательность с 0, затем включить в нее 3, 6, 12, 24, 48 и т. д., удваивая каждый раз, прибавляя к каждому числу четыре и разделяя на 10, это дает удивительно точное приближение к радиусам орбиты известных планет, измеренные в астрономических единицах , при условии, что между орбитами Марса (12) и Юпитера (48) разрешена «недостающая планета» (эквивалентная 24 в последовательности). В своей сноске Титиус заявил: «Но должен ли лорд-архитектор оставить это место пустым? Совсем нет». [16] Когда Уильям Гершель открыл Уран в 1781 году, орбита планеты почти идеально соответствовала закону, что привело некоторых астрономов к выводу, что планета должна находиться между орбитами Марса и Юпитера. [18]

Джузеппе Пьяцци , первооткрыватель Цереры, крупнейшего объекта в поясе астероидов: Церера была известна как планета, но позже была реклассифицирована как астероид, а с 2006 года — как карликовая планета.

1 января 1801 года Джузеппе Пьяцци , председатель астрономического факультета Университета Палермо , Сицилия, обнаружил крошечный движущийся объект на орбите с радиусом, точно предсказанным этой закономерностью. Он назвал его «Церера» в честь римской богини урожая и покровительницы Сицилии. Первоначально Пиацци полагал, что это комета, но отсутствие комы позволило предположить, что это планета. [19] Таким образом, вышеупомянутая закономерность предсказала большие полуоси всех восьми планет того времени (Меркурия, Венеры, Земли, Марса, Цереры, Юпитера, Сатурна и Урана). Одновременно с открытием Цереры по приглашению Франца Ксавера фон Заха была сформирована неофициальная группа из 24 астрономов, получившая название « небесная полиция » с явной целью поиска дополнительных планет; они сосредоточили свои поиски в регионе между Марсом и Юпитером, где согласно закону Тициуса-Боде должна была быть планета. [20] [21]

Примерно 15 месяцев спустя Генрих Ольберс , сотрудник небесной полиции, обнаружил в том же регионе второй объект — Палладу. В отличие от других известных планет, Церера и Паллада оставались точками света даже при самом большом увеличении телескопа, а не превращались в диски. Если не считать быстрого движения, они казались неотличимыми от звезд . [22]

Соответственно, в 1802 году Уильям Гершель предложил выделить их в отдельную категорию, названную «астероидами», в честь греческого слова « астероиды » , что означает «звездоподобные». [23] [24] Завершив серию наблюдений Цереры и Паллады, он пришел к выводу: [25]

Этим двум звездам нельзя с какой-либо уместностью дать название ни планет, ни комет... Они настолько похожи на маленькие звезды, что их едва ли можно отличить от них. Отсюда их астероидный вид, если я возьму свое имя и назову их Астероидами; однако я оставляю за собой право изменить это имя, если возникнет другое, более выражающее их природу.

К 1807 году дальнейшее исследование выявило в регионе два новых объекта: Юнону и Весту . [22] Сожжение Лилиенталя во время наполеоновских войн , где была проделана основная часть работы, [26] завершило этот первый период открытий. [22]

Несмотря на чеканку Гершеля, в течение нескольких десятилетий оставалась обычной практикой называть эти объекты планетами [15] и добавлять к их именам цифры, обозначающие последовательность их открытия: 1 Церера, 2 Паллада, 3 Юнона, 4 Веста. Однако в 1845 году астрономы обнаружили пятый объект ( 5 Астрея ), и вскоре после этого новые объекты были обнаружены с возрастающей скоростью. Подсчет их среди планет становился все более затруднительным. В конце концов, они были исключены из списка планет (как впервые предложил Александр фон Гумбольдт в начале 1850-х годов), и монеты Гершеля «астероиды» постепенно вошли в обиход. [15]

Открытие Нептуна в 1846 году привело к дискредитации закона Тициуса-Боде в глазах учёных, поскольку его орбита была далека от предсказанного положения. На сегодняшний день никакого научного объяснения этому закону не дано, и астрономы пришли к единому мнению, что это совпадение. [27]

951 Гаспра , первый астероид, полученный с помощью космического корабля, во время пролета Галилея в 1991 году ; цвета преувеличены

Выражение «пояс астероидов» вошло в употребление в начале 1850-х годов, хотя точно определить, кто придумал этот термин, сложно. Первое использование на английском языке, по-видимому, встречается в переводе 1850 года ( Элизы Отте ) «Космоса» Александра фон Гумбольдта : [28] «[...] и регулярном появлении примерно 13 ноября и 11 августа падающих звезд. , которые, вероятно, составляют часть пояса астероидов, пересекающих орбиту Земли и движущихся с планетарной скоростью». Еще одно раннее появление произошло в книге Роберта Джеймса Манна « Путеводитель по познанию небес» : [29] «Орбиты астероидов расположены в широком поясе космоса, простирающемся между крайними точками [...]». Американский астроном Бенджамин Пирс, кажется, принял эту терминологию и был одним из ее пропагандистов. [30]

К середине 1868 года было обнаружено более 100 астероидов, а в 1891 году введение Максом Вольфом астрофотографии еще больше ускорило темпы открытия. [31] Всего к 1921 году было обнаружено 1000 астероидов, [32] 10 000 к 1981 году, [33] и 100 000 к 2000 году. [34] Современные системы исследования астероидов теперь используют автоматизированные средства для обнаружения новых малых планет во все возрастающем количестве. .

22 января 2014 года ученые Европейского космического агентства (ЕКА) сообщили об обнаружении водяного пара на Церере, крупнейшем объекте в поясе астероидов. [35] Обнаружение было сделано с использованием дальнего инфракрасного диапазона космической обсерватории Гершель . [36] Это открытие было неожиданным, поскольку обычно считается, что кометы , а не астероиды, «выпускают струи и шлейфы». По словам одного из ученых, «границы между кометами и астероидами становятся все более размытыми». [36]

Источник

Пояс астероидов показывает наклон орбит в зависимости от расстояния от Солнца: астероиды в центральной части пояса астероидов показаны красным, а другие астероиды - синим.

Формирование

В 1802 году, вскоре после открытия Паллады, Ольберс предположил Гершелю, что Церера и Паллада были фрагментами гораздо большей планеты , которая когда-то занимала регион Марс-Юпитер, причем эта планета претерпела внутренний взрыв или столкновение с кометой много миллионов лет назад . 37], а одесский астроном К. Н. Савченко предположил, что Церера, Паллада, Юнона и Веста были сбежавшими спутниками, а не фрагментами взорвавшейся планеты. [38] Большое количество энергии, необходимое для разрушения планеты, в сочетании с низкой совокупной массой пояса, которая составляет всего около 4% массы земной Луны, [3] не подтверждает эти гипотезы. Кроме того, значительные химические различия между астероидами становится трудно объяснить, если они происходят с одной и той же планеты. [39]

Современная гипотеза создания пояса астероидов связана с тем, как в целом для Солнечной системы формирование планет , как считается, происходило посредством процесса, сравнимого с давней небулярной гипотезой ; Облако межзвездной пыли и газа рухнуло под действием гравитации, образовав вращающийся диск материала, который затем сконгломерировался, образовав Солнце и планеты. [40] В течение первых нескольких миллионов лет истории Солнечной системы процесс аккреции липких столкновений вызывал скопление мелких частиц, которые постепенно увеличивались в размерах. Как только сгустки достигли достаточной массы, они смогли притянуть к себе другие тела посредством гравитационного притяжения и стать планетезималями. Эта гравитационная аккреция привела к образованию планет. [41]

Планетезимали в регионе, который впоследствии стал поясом астероидов, были сильно возмущены гравитацией Юпитера. [42] Орбитальные резонансы возникали, когда орбитальный период объекта в поясе составлял целую долю орбитального периода Юпитера, переводя объект на другую орбиту; область, лежащая между орбитами Марса и Юпитера, содержит множество таких орбитальных резонансов. По мере того, как Юпитер мигрировал внутрь после своего формирования, эти резонансы должны были прокатиться по поясу астероидов, динамически возбуждая население региона и увеличивая их скорости относительно друг друга. [43] В регионах, где средняя скорость столкновений была слишком высокой, разрушение планетезималей имело тенденцию доминировать над аккрецией, [44] предотвращая образование планет. Вместо этого они продолжали вращаться вокруг Солнца, как и раньше, время от времени сталкиваясь. [42]

В ранней истории Солнечной системы астероиды в некоторой степени плавились, что позволяло элементам внутри них частично или полностью различаться по массе. Некоторые из тел-прародителей, возможно, даже претерпели периоды взрывного вулканизма и сформировали океаны магмы . Однако из-за относительно небольшого размера тел период плавления был обязательно кратким по сравнению с гораздо более крупными планетами и обычно заканчивался около 4,5 миллиардов лет назад, в первые десятки миллионов лет формирования. [45] В августе 2007 года исследование кристаллов циркона в антарктическом метеорите, предположительно произошедшем с Весты, показало, что он, как и остальная часть пояса астероидов, сформировался довольно быстро, в течение 10 миллионов лет после возникновения Солнечной системы. . [46]

Эволюция

Большой астероид главного пояса 4 Веста

Астероиды не являются нетронутыми образцами изначальной Солнечной системы. С момента своего образования они претерпели значительную эволюцию, включая внутренний нагрев (в первые несколько десятков миллионов лет), плавление поверхности от ударов, космическое выветривание из-за радиации и бомбардировку микрометеоритами . [47] [48] [49] [50] Хотя некоторые учёные называют астероиды остаточными планетезималями, [51] другие учёные считают их отдельными. [52]

Считается, что нынешний пояс астероидов содержит лишь небольшую часть массы первичного пояса. Компьютерное моделирование предполагает, что первоначальный пояс астероидов мог иметь массу, эквивалентную земной. [53] В первую очередь из-за гравитационных возмущений большая часть материала была выброшена из пояса примерно за 1 миллион лет после формирования, оставив после себя менее 0,1% от первоначальной массы. [42] С момента своего формирования распределение пояса астероидов по размерам оставалось относительно стабильным; существенного увеличения или уменьшения типичных размеров астероидов главного пояса не произошло. [54]

Орбитальный резонанс 4:1 с Юпитером на радиусе 2,06  астрономических единиц (а.е.) можно считать внутренней границей пояса астероидов. Возмущения Юпитера отправляют блуждающие там тела на неустойчивые орбиты. Большинство тел, образовавшихся в радиусе этого разрыва, были сметены Марсом ( афелий которого находится на расстоянии 1,67 а.е.) или выброшены его гравитационными возмущениями в ранней истории Солнечной системы. [55] Астероиды Венгрии расположены ближе к Солнцу, чем резонанс 4:1, но защищены от разрушения своим высоким наклоном. [56]

Когда пояс астероидов впервые сформировался, температура на расстоянии 2,7 а.е. от Солнца образовала « снежную линию » ниже точки замерзания воды. Планетезимали, образовавшиеся за пределами этого радиуса, были способны накапливать лед. [57] [58] В 2006 году в поясе астероидов за линией снега была обнаружена популяция комет , которые, возможно, служили источником воды для океанов Земли. Согласно некоторым моделям, выделения воды в период формирования Земли было недостаточно для образования океанов, и требовался внешний источник, такой как кометная бомбардировка. [59]

Внешний пояс астероидов, по-видимому, включает в себя несколько объектов, которые, возможно, прибыли туда за последние несколько сотен лет. В список входит (457175) 2008 GO 98 , также известный как 362P. [60]

Характеристики

Распределение астероидов главного пояса по размерам [61]

Вопреки распространенному мнению, пояс астероидов по большей части пуст. Астероиды разбросаны по такому большому объему, что достижение астероида без тщательного прицеливания было бы маловероятным. Тем не менее, в настоящее время известны сотни тысяч астероидов, а их общее число колеблется в миллионах и более, в зависимости от нижнего порогового размера. Известно, что более 200 астероидов имеют размер более 100 км [62], а исследование в инфракрасном диапазоне показало, что пояс астероидов насчитывает от 700 000 до 1,7 миллиона астероидов диаметром 1 км и более. [63]

Число астероидов в главном поясе неуклонно увеличивается с уменьшением размеров. Хотя распределение по размерам обычно подчиняется степенному закону , на кривой наблюдаются «выпуклости» примерно на5 км и100 км , где обнаружено больше астероидов, чем ожидалось по такой кривой. Большинство астероидов размером примерноДиаметром 120 км являются первичными, пережившими эпоху аккреции, тогда как большинство астероидов меньшего размера являются продуктами фрагментации первичных астероидов. Первоначальное население главного пояса было, вероятно, в 200 раз больше, чем сегодня. [64] [65]

Абсолютные звездные величины большинства известных астероидов составляют от 11 до 19, со средней величиной около 16. [66] В среднем расстояние между астероидами составляет около 965 600 км (600 000 миль), [67] [68] , хотя это варьируется. среди семейств астероидов и меньшие необнаруженные астероиды могут быть еще ближе. Общая масса пояса астероидов оценивается в2,39 × 10 21 кг, что составляет всего 3% массы Луны. [2] Четыре крупнейших объекта — Церера, Веста, Паллада и Гигея — содержат примерно 62% общей массы пояса, причем 39% приходится только на Цереру. [69] [5]

Состав

Распределение спектральных классов астероидов по расстоянию от Солнца [70]

Современный пояс состоит в основном из трех категорий астероидов: углеродистых астероидов C-типа, силикатных астероидов S-типа и гибридной группы астероидов X-типа. Последние имеют безликие спектры, но их можно разделить на три группы на основе отражательной способности, образуя металлические астероиды M-типа, примитивные P-типа и энстатитовые астероиды E-типа. Были обнаружены дополнительные типы, которые не вписываются в эти основные классы. Существует тенденция в составе типов астероидов по мере увеличения расстояния от Солнца в порядке S, C, P и спектрально невыразительных D-типов . [71]

Фрагмент метеорита Альенде , углеродистого хондрита, упавшего на Землю в Мексике в 1969 году.

Углеродистые астероиды , как следует из их названия, богаты углеродом. Они доминируют во внешних регионах пояса астероидов [72] и редки во внутреннем поясе. [71] Вместе они составляют более 75% видимых астероидов. Они более красные по оттенку, чем другие астероиды, и имеют очень низкое альбедо . Их поверхностный состав аналогичен углеродистым хондритовым метеоритам . Химически их спектры соответствуют первозданному составу ранней Солнечной системы, за исключением удаленных более легких элементов и летучих веществ . [73]

Астероиды S-типа ( богатые силикатами ) чаще встречаются во внутренней области пояса, в пределах 2,5 а.е. от Солнца. [72] [74] Спектры их поверхностей показывают наличие силикатов и некоторых металлов, но не значительных углеродистых соединений. Это указывает на то, что их материалы были значительно изменены по сравнению с их первоначальным составом, вероятно, в результате плавления и реформации. Они имеют относительно высокое альбедо и составляют около 17% от общей популяции астероидов. [73]

Астероиды М-типа (богатые металлами) обычно находятся в середине главного пояса и составляют большую часть остальной части общей популяции. [73] Их спектры напоминают спектры железо-никеля. Считается, что некоторые из них образовались из металлических ядер дифференцированных тел-прародителей, которые были разрушены в результате столкновения. Однако некоторые силикатные соединения также могут создавать аналогичный внешний вид. Например, большой астероид М-типа 22 Каллиопа, судя по всему, состоит не из металла. [75] В поясе астероидов распределение числа астероидов М-типа достигает максимума на большой полуоси около 2,7 а.е. [76] Пока неясно, все ли М-типы по составу схожи, или это обозначение нескольких разновидностей, которые не вписываются в основные классы C и S. [77]

Одной из загадок является относительная редкость астероидов V-типа (вестоидов) или базальтовых астероидов в поясе астероидов. [78] Теории образования астероидов предсказывают, что объекты размером с Весту или больше должны образовывать коры и мантии, которые будут состоять в основном из базальтовой породы, в результате чего более половины всех астероидов состоят либо из базальта, либо из оливина . Однако наблюдения показывают, что 99% предсказанного базальтового материала отсутствует. [79] До 2001 года считалось, что большинство базальтовых тел, обнаруженных в поясе астероидов, произошли от астероида Веста (отсюда и название V-типа), но открытие астероида 1459 Магния выявило несколько иной химический состав, чем у других базальтовых астероидов. обнаружены до сих пор, что позволяет предположить другое происхождение. [79] Эта гипотеза была подкреплена дальнейшим открытием в 2007 году двух астероидов во внешнем поясе, 7472 Кумакири и (10537) 1991 RY 16 , с отличающимся базальтовым составом, который не мог происходить из Весты. Последние два — единственные на сегодняшний день астероиды V-типа, обнаруженные во внешнем поясе. [78]

Хаббл наблюдает за многохвостой кометой-астероидом P/2013 P5 . [80]

Температура пояса астероидов меняется в зависимости от расстояния от Солнца. Для частиц пыли внутри пояса типичные температуры варьируются от 200 К (-73 ° C) на расстоянии 2,2 а.е. до 165 К (-108 ° C) на расстоянии 3,2 а.е. [81] Однако из-за вращения температура поверхности астероида может значительно меняться, поскольку стороны поочередно подвергаются солнечному излучению, а затем звездному фону.

Кометы главного пояса

Несколько ничем не примечательных тел во внешнем поясе демонстрируют кометную активность. Поскольку их орбиты невозможно объяснить захватом классических комет, многие внешние астероиды считаются ледяными, причем лед иногда подвергается сублимации в результате небольших ударов. Кометы главного пояса, возможно, были основным источником океанов Земли, поскольку соотношение дейтерия и водорода слишком низкое, чтобы классические кометы могли быть основным источником. [82]

Орбиты

Пояс астероидов (показан эксцентриситет) с поясом астероидов красным и синим (область «ядро» выделена красным)

Большинство астероидов в поясе астероидов имеют эксцентриситет орбит менее 0,4 и наклон менее 30°. Орбитальное распределение астероидов достигает максимума при эксцентриситете около 0,07 и наклонении менее 4°. [66] Таким образом, хотя типичный астероид имеет относительно круглую орбиту и лежит вблизи плоскости эклиптики , орбиты некоторых астероидов могут быть сильно эксцентричными или выходить далеко за пределы плоскости эклиптики.

Иногда термин «основной пояс» используется для обозначения только более компактной «центральной» области, где находится наибольшая концентрация тел. Это находится между сильными разрывами Кирквуда 4:1 и 2:1 на расстоянии 2,06 и 3,27 а.е. и эксцентриситетом орбиты менее примерно 0,33, а также наклонением орбиты ниже примерно 20 °. По состоянию на 2006 год в этом «ядерном» регионе находилось 93% всех открытых и пронумерованных малых планет Солнечной системы. [83] В базе данных малых тел JPL перечислено более 1 миллиона известных астероидов главного пояса. [84]

Кирквудские пробелы

Число астероидов в главном поясе в зависимости от их большой полуоси (а). Пунктирные линии обозначают разрывы Кирквуда , а цвета обозначают следующие зоны:
  I: внутренний основной ремень ( a <2,5 AU )
  II: средний основной пояс ( 2,5 AU < a <2,82 AU )
  III: внешний основной пояс ( a > 2,82 AU )

Большая полуось астероида используется для описания размеров его орбиты вокруг Солнца, а ее значение определяет орбитальный период малой планеты . В 1866 году Дэниел Кирквуд объявил об открытии разрывов в расстояниях орбит этих тел от Солнца. Они располагались в положениях, где период их обращения вокруг Солнца составлял целую долю орбитального периода Юпитера. Кирквуд предположил, что гравитационные возмущения планеты привели к удалению астероидов с этих орбит. [85]

Когда средний орбитальный период астероида составляет целую долю орбитального периода Юпитера, создается резонанс среднего движения с газовым гигантом, которого достаточно, чтобы сместить астероид на новые элементы орбиты . Первичные астероиды попали в эти пробелы из-за миграции орбиты Юпитера. [86] Впоследствии астероиды в первую очередь мигрируют на эти орбиты зазора из-за эффекта Ярковского , [71] но также могут проникать из-за возмущений или столкновений. После входа астероид постепенно выталкивается на другую случайную орбиту с большей или меньшей большой полуосью.

Столкновения

Зодиакальный свет , часть которого отражается межпланетной пылью , которая, в свою очередь, частично возникает в результате столкновений астероидов.

Высокая численность населения пояса астероидов создает очень активную среду, в которой часто происходят столкновения между астероидами (в астрономических масштабах времени). Ожидается, что ударные события между телами главного пояса со средним радиусом 10 км будут происходить примерно раз в 10 миллионов лет. [87] Столкновение может разбить астероид на множество более мелких частей (что приведет к образованию нового семейства астероидов ). [88] И наоборот, столкновения, которые происходят на низких относительных скоростях, также могут соединять два астероида. После более чем 4 миллиардов лет таких процессов члены пояса астероидов теперь мало похожи на первоначальное население.

Имеющиеся данные свидетельствуют о том, что большинство астероидов главного пояса диаметром от 200 м до 10 км представляют собой груды обломков , образовавшиеся в результате столкновений. Эти тела состоят из множества объектов неправильной формы, которые в основном связаны друг с другом самогравитацией, что приводит к значительной внутренней пористости . [89] Наряду с астероидными телами пояс астероидов также содержит полосы пыли с радиусом частиц до нескольких сотен микрометров . Этот тонкий материал образуется, по крайней мере частично, в результате столкновений астероидов и ударов микрометеоритов о астероиды. Из-за эффекта Пойнтинга-Робертсона давление солнечного излучения заставляет эту пыль медленно двигаться по спирали внутрь к Солнцу. [90]

Комбинация этой мелкой астероидной пыли, а также выброшенного кометного материала создает зодиакальный свет . Это слабое полярное сияние можно наблюдать ночью, простирающееся от Солнца вдоль плоскости эклиптики . Частицы астероидов, излучающие видимый зодиакальный свет, имеют средний радиус около 40 мкм. Типичный срок жизни частиц главного зодиакального облака составляет около 700 000 лет. Таким образом, чтобы поддерживать полосы пыли, внутри пояса астероидов должны постоянно рождаться новые частицы. [90] Когда-то считалось, что столкновения астероидов являются основным компонентом зодиакального света. Однако компьютерное моделирование, проведенное Несворным и его коллегами, объяснило 85 процентов пыли зодиакального света фрагментами комет семейства Юпитера, а не кометами и столкновениями между астероидами в поясе астероидов. Не более 10 процентов пыли приходится на пояс астероидов. [91]

Метеориты

Некоторые обломки от столкновений могут образовывать метеороиды , которые входят в атмосферу Земли. [92] Из 50 000 метеоритов , обнаруженных на Земле на сегодняшний день, 99,8 процента, как полагают, возникли из пояса астероидов. [93]

Семьи и группы

Этот график зависимости наклона орбиты ( i p ) от эксцентриситета ( e p ) для пронумерованных астероидов главного пояса ясно показывает скопления, представляющие семейства астероидов.
Обзор астероидов внутренней Солнечной системы до системы Юпитера.
Линейный обзор тел Внутренней Солнечной системы

В 1918 году японский астроном Киёцугу Хираяма заметил, что орбиты некоторых астероидов имеют схожие параметры, образуя семейства или группы. [94]

Примерно треть астероидов в поясе астероидов являются членами семейства астероидов. Они имеют схожие элементы орбиты , такие как большая полуось , эксцентриситет и наклонение орбиты , а также схожие спектральные характеристики, все из которых указывают на общее происхождение распада более крупного тела. Графические изображения этих пар элементов для членов пояса астероидов показывают концентрации, указывающие на присутствие семейства астероидов. Существует от 20 до 30 ассоциаций, которые почти наверняка являются семействами астероидов. Были обнаружены дополнительные группы, которые менее определенны. Семейства астероидов можно подтвердить, если их члены демонстрируют схожие спектральные характеристики. [95] Меньшие ассоциации астероидов называются группами или скоплениями.

Некоторые из наиболее известных семейств в поясе астероидов (в порядке возрастания больших полуосей) — это семейства Флора , Евномия , Коронис , Эос и Фемида . [76] Семейство Флоры, одно из крупнейших, насчитывающее более 800 известных членов, возможно, образовалось в результате столкновения менее 1 миллиарда лет назад. [96] Самый крупный астероид, являющийся настоящим членом семейства, — это 4 Веста. (Это отличие от нарушителя, как в случае Цереры с семейством Гефион .) Считается, что семейство Весты образовалось в результате удара, образовавшего кратер, на Весту. Аналогично, метеориты HED также могли возникнуть с Весты в результате этого столкновения. [97]

Внутри пояса астероидов были обнаружены три заметные полосы пыли. Они имеют такой же наклон орбит, как и семейства астероидов Эос, Коронис и Фемида, и поэтому, возможно, связаны с этими группами. [98]

На эволюцию главного пояса после поздней тяжелой бомбардировки, весьма вероятно, повлияли прохождения крупных кентавров и транснептуновых объектов (ТНО). Кентавры и ТНО, достигающие внутренней части Солнечной системы, могут изменять орбиты астероидов главного пояса, но только в том случае, если их масса порядка10 −9  M ☉ при единичных сближениях или на порядок меньше при множественных близких сближениях. Однако маловероятно, что кентавры и ТНО значительно рассеяли молодые семейства астероидов в главном поясе, хотя они могли возмутить некоторые старые семейства астероидов. Современные астероиды главного пояса, возникшие как кентавры или транснептуновые объекты, могут находиться во внешнем поясе с коротким сроком жизни менее 4 миллионов лет и, скорее всего, вращаются на орбите между 2,8 и 3,2 а.е. с большим эксцентриситетом, чем типично для астероидов главного пояса. [99]

Периферия

Огибает внутренний край пояса (в диапазоне от 1,78 до 2,0 а.е., со средним диаметром большой полуоси 1,9 а.е.) находится семейство малых планет Венгрия . Они названы в честь основного участника, 434 Hungaria ; группа содержит как минимум 52 названных астероида. Группа Венгрия отделена от основного тела пропастью Кирквуда 4:1, а их орбиты имеют большое наклонение. Некоторые члены принадлежат к категории астероидов, пересекающих Марс, и гравитационные возмущения Марса, вероятно, являются фактором сокращения общей численности населения этой группы. [56]

Еще одна группа высокого наклонения во внутренней части пояса астероидов — семейство Фокеи . Они состоят в основном из астероидов S-типа, тогда как соседнее семейство Венгрия включает несколько астероидов E-типа . [100] Семейство Фокеи вращается на расстоянии от 2,25 до 2,5 а.е. от Солнца. [101]

Огибая внешний край пояса астероидов, находится группа Кибелы , вращающаяся на орбите между 3,3 и 3,5 а.е. Они имеют орбитальный резонанс 7:4 с Юпитером. Орбита семейства Хильда находится между 3,5 и 4,2 а.е. с относительно круговыми орбитами и стабильным орбитальным резонансом 3:2 с Юпитером. До орбиты Юпитера мало астероидов за пределами 4,2 а.е. На последнем можно встретить два семейства троянских астероидов , которых, по крайней мере для объектов размером более 1 км, примерно столько же, сколько и астероидов пояса астероидов. [102]

Новые семьи

По астрономическим меркам, некоторые семейства астероидов образовались недавно. Семейство Карин, по-видимому, образовалось около 5,7 миллионов лет назад в результате столкновения с астероидом-прародителем радиусом 33 км. [103] Семья Веритас образовалась около 8,3 миллиона лет назад; Доказательства включают межпланетную пыль, извлеченную из океанских отложений . [104]

Совсем недавно скопление дурмана , по-видимому, образовалось около 530 000 лет назад в результате столкновения с астероидом главного пояса. Оценка возраста основана на вероятности того, что члены будут иметь свои текущие орбиты, а не на каких-либо физических доказательствах. Однако это скопление могло быть источником некоторого зодиакального пылевого материала. [105] [106] Другие недавние скопления, такие как скопление Яннини ( около  1–5  миллионов лет назад), возможно, стали дополнительными источниками этой астероидной пыли. [107]

Исследование

Художественная концепция космического корабля «Заря» с Вестой и Церерой.

Первым космическим кораблем, пересекшим пояс астероидов, был «Пионер-10» , вошедший в этот регион 16 июля 1972 года. несколько космических кораблей без происшествий. «Пионер-11» , «Вояджеры-1 » и « Улисс» прошли через пояс, не обнаружив никаких астероидов. «Кассини» измерил плазму и мелкие частицы пыли во время пересечения пояса в 2000 году. [108] На пути к Юпитеру «Юнона» пересекла пояс астероидов, не собрав научных данных. [109] Из-за низкой плотности материалов внутри пояса вероятность столкновения зонда с астероидом оценивается менее чем в 1 на 1 миллиард. [110]

Большинство астероидов главного пояса, изображенных на сегодняшний день, появились в результате коротких пролетов зондов, направлявшихся к другим целям. Только миссия Dawn изучала астероиды главного пояса в течение длительного периода времени на орбите. Космический корабль Галилео сделал снимки 951 Гаспра в 1991 году и 243 Ида в 1993 году, затем NEAR сделал снимки 253 Матильды в 1997 году и приземлился на околоземном астероиде 433 Эрос в феврале 2001 года . Кассини сделал снимки 2685 Масурского в 2000 году, Звездная пыль сделала снимки 5535 Аннефранка в 2002 году, New Horizons. в 2006 году была получена фотография 132524 APL , а в сентябре 2008 года Rosetta получила изображения 2867 Штейнов и 21 Лютеции в июле 2010 года. Dawn вращалась вокруг Весты в период с июля 2011 года по сентябрь 2012 года и вращалась вокруг Цереры с марта 2015 года. [111]

Космический зонд «Люси» пролетел мимо 152830 Динкинеш в 2023 году по пути к троянцам Юпитера. [112] Миссия ЕКА JUICE дважды пройдет через пояс астероидов, а в 2029 году планируется пролететь мимо астероида 223 Роза . [113] Космический корабль «Психея» — это миссия НАСА к большому астероиду М-типа 16 «Психея ». [114]

Смотрите также

Рекомендации

  1. ↑ Уильямс, Мэтт (23 августа 2015 г.). «Что такое пояс астероидов?». Вселенная сегодня . Проверено 30 января 2016 г.
  2. ^ аб Питьева, Е.В. (2018). «Массы Главного пояса астероидов и пояса Койпера по движениям планет и космических кораблей». Исследования Солнечной системы . 44 (8–9): 554–566. arXiv : 1811.05191 . Бибкод : 2018AstL...44..554P. дои : 10.1134/S1063773718090050. S2CID  119404378.
  3. ^ аб Красинский, Джорджия ; Питьева, Е.В. Васильев, М.В.; Ягудина, Е.И. (июль 2002 г.). «Скрытая масса в поясе астероидов». Икар . 158 (1): 98–105. Бибкод : 2002Icar..158...98K. дои : 10.1006/icar.2002.6837.
  4. ^ Питьева, Е.В. (2005). «Высокоточные эфемериды планет — EPM и определение некоторых астрономических констант» (PDF) . Исследования Солнечной системы . 39 (3): 176–186. Бибкод : 2005SoSyR..39..176P. дои : 10.1007/s11208-005-0033-2. S2CID  120467483. Архивировано из оригинала (PDF) 3 июля 2014 г.
  5. ^ ab Недавние оценки масс Цереры, Весты, Паллады и Гигеи см. в ссылках в информационных блоках соответствующих статей.
  6. ↑ Йоманс, Дональд К. (13 июля 2006 г.). «Обозреватель базы данных малых тел JPL». Лаборатория реактивного движения НАСА. Архивировано из оригинала 29 сентября 2010 года . Проверено 27 сентября 2010 г.
  7. ↑ Коберлейн, Брайан (12 марта 2014 г.). «Почему пояс астероидов не угрожает космическим кораблям». Вселенная сегодня . Проверено 30 января 2016 г.
  8. ^ ab «Как образовался пояс астероидов? Была ли там планета?». КосмосАп. 17 января 2016. Архивировано из оригинала 6 декабря 2018 года . Проверено 30 января 2016 г.
  9. ↑ Редд, Нола Тейлор (11 июня 2012 г.). «Пояс астероидов: факты и информация». Space.com . Проверено 30 января 2016 г.
  10. ↑ Битти, Келли (10 марта 2009 г.). «Скульптура пояса астероидов». Небо и телескоп . Проверено 30 апреля 2014 г.
  11. ^ Дельгранде, Джей Джей; Соунс, С.В. (1943). «Разрыв Кирквуда на орбитах астероидов». Журнал Королевского астрономического общества Канады . 37 : 187. Бибкод : 1943JRASC..37..187D.
  12. ^ Каннингем, Клиффорд Дж. (сентябрь 2022 г.). «Происхождение и наследие «разрыва Кеплера»". Журнал астрономической истории и наследия . 25 (3): 439–456. Бибкод : 2022JAHH...25..439C. doi : 10.3724/SP.J.1440-2807.2022.03.02. S2CID  256570746.
  13. ^ Дэвис, Фил; Данфорд, Билл; Бек, Мур. «Рассвет: между Юпитером и Марсом [так в оригинале] я помещаю планету» (PDF) . Лаборатория реактивного движения . НАСА . Архивировано (PDF) из оригинала 21 ноября 2005 г.
  14. ^ Рассел, Кристофер; Раймонд, Кэрол, ред. (2012). Миссия «Рассвет» к малым планетам 4 Весты и 1 Цереры. Springer Science+Business Media . п. 5. ISBN 978-1-4614-4902-7.
  15. ^ abc Хилтон, Дж. (2001). «Когда астероиды стали малыми планетами?». Военно-морская обсерватория США (USNO) . Архивировано из оригинала 6 апреля 2012 года . Проверено 1 октября 2007 г.
  16. ^ ab «Рассвет: Путешествие к началу Солнечной системы». Центр космической физики: Калифорнийский университет в Лос-Анджелесе . 2005. Архивировано из оригинала 24 мая 2012 года . Проверено 3 ноября 2007 г.
  17. ^ Хоскин, Майкл. «Закон Боде и открытие Цереры». Черчилль-колледж, Кембридж . Архивировано из оригинала 10 мая 2008 года . Проверено 12 июля 2010 г.{{cite web}}: CS1 maint: bot: исходный статус URL неизвестен ( ссылка )
  18. ^ Ньето, Майкл Мартин (2014). Закон Тициуса-Боде планетарных расстояний, его история и теория. Эльзевир Наука. п. 17. ISBN 978-1-4831-5936-2.
  19. ^ «Вызовите полицию! История открытия астероидов» . Астрономия сегодня (июнь 2007 г.): 60–61.
  20. ↑ Уинтерберн, Эмили (10 марта 2021 г.). «Открытие астероида Веста: история Небесной полиции». Журнал «Небо ночью» . Би-би-си . Проверено 18 октября 2022 г.
  21. ↑ Маквильямс, Брендан (31 июля 2001 г.). «Бесплодные поиски Небесной Полиции». Айриш Таймс . Проверено 18 октября 2022 г.
  22. ^ Персонал abc (2002). «Астрономическая удача». Лаборатория реактивного движения НАСА. Архивировано из оригинала 6 февраля 2012 года . Проверено 20 апреля 2007 г.
  23. ^ Харпер, Дуглас (2010). «Астероид». Интернет-словарь этимологии . Этимология онлайн . Проверено 15 апреля 2011 г.
  24. ^ ДеФорест, Джессика (2000). «Греческие и латинские корни». Мичиганский государственный университет. Архивировано из оригинала 12 августа 2007 года . Проверено 25 июля 2007 г.
  25. ^ Каннингем, Клиффорд (1984). «Уильям Гершель и первые два астероида». Бюллетень малой планеты . Обсерватория Танцевального зала, Онтарио. 11 : 3. Бибкод :1984МПБу...11....3С.
  26. ^ Элкинс-Тантон, Линда Т. (2011). Астероиды, метеориты и кометы (пересмотренная ред.). Нью-Йорк: факты в архиве. ISBN 978-0-8160-7696-3. ОСЛК  1054369860.[ нужна страница ]
  27. ^ «Совпадение ли то, что большинство планет попадают в границы закона Тициуса-Боде?». astronomy.com . Проверено 22 января 2014 г.
  28. ^ фон Гумбольдт, Александр (1850). Космос: Очерк физического описания Вселенной . Том. 1. Нью-Йорк: Харпер и братья. п. 44. ИСБН 978-0-8018-5503-0.
  29. ^ Манн, Роберт Джеймс (1852). Руководство к познанию Небес . Джарролд. п. 171.и 1853, с. 216
  30. ^ «Дальнейшее исследование формы, величины, массы и орбиты планет-астероидов». Эдинбургский новый философский журнал . 5 : 191. Январь – апрель 1857 г.: «[Профессор Пирс] затем заметил, что аналогия между кольцом Сатурна и поясом астероидов заслуживает внимания».
  31. ^ Хьюз, Дэвид В. (2007). «Краткая история обнаружения астероидов». Би-би-си. Архивировано из оригинала 11 июня 2011 года . Проверено 20 апреля 2007 г.
  32. ^ Мур, Патрик; Рис, Робин (2011). Книга астрономических данных Патрика Мура (2-е изд.). Издательство Кембриджского университета. п. 156. ИСБН 978-0-521-89935-2.
  33. ↑ Мэнли, Скотт (25 августа 2010 г.). Открытие астероида с 1980 по 2010 год . YouTube . Архивировано из оригинала 30 октября 2021 года . Проверено 15 апреля 2011 г.
  34. ^ "Статистика архива MPC" . Центр малых планет МАС . Проверено 4 апреля 2011 г.
  35. ^ Купперс, Майкл; О'Рурк, Лоуренс; Бокеле-Морван, Доминик ; Захаров Владимир; Ли, Сынвон; фон Альмен, Пол; Керри, Бенуа; Тейсье, Дэвид; Марстон, Энтони; Мюллер, Томас; Кровизье, Жак; Баруччи, М. Антониетта; Морено, Рафаэль (2014). «Локальные источники водяного пара на карликовой планете (1) Церера». Природа . 505 (7484): 525–527. Бибкод : 2014Natur.505..525K. дои : 10.1038/nature12918. ISSN  0028-0836. PMID  24451541. S2CID  4448395.
  36. ↑ Аб Харрингтон, доктор медицинских наук (22 января 2014 г.). «Телескоп Гершель обнаружил воду на карликовой планете - выпуск 14-021». НАСА . Проверено 22 января 2014 г.
  37. ^ «Краткая история обнаружения астероидов». Open2.net . Архивировано из оригинала 11 июня 2011 года . Проверено 15 мая 2007 г.
  38. ^ Бронштен, В.А. (1972). «Происхождение астероидов». НАСА.
  39. ^ Масетти, М.; Мукаи, К. (1 декабря 2005 г.). «Происхождение пояса астероидов». Центр космических полетов имени Годдарда НАСА . Проверено 25 апреля 2007 г.
  40. ↑ Ватанабэ, Сьюзен (20 июля 2001 г.). «Тайны Солнечной туманности». НАСА. Архивировано из оригинала 17 января 2012 года . Проверено 2 апреля 2007 г.
  41. ^ Чемберс, Джон Э. (июль 2004 г.). «Планетная аккреция во внутренней Солнечной системе». Письма о Земле и планетологии . 233 (3–4): 241–252. Бибкод : 2004E&PSL.223..241C. дои : 10.1016/j.epsl.2004.04.031.
  42. ^ abc Petit, Ж.-М.; Морбиделли, А.; Чемберс, Дж. (2001). «Первоначальное возбуждение и очистка пояса астероидов» (PDF) . Икар . 153 (2): 338–347. Бибкод : 2001Icar..153..338P. дои : 10.1006/icar.2001.6702. Архивировано (PDF) из оригинала 21 февраля 2007 г. Проверено 22 марта 2007 г.
  43. ↑ Скотт, ERD (13–17 марта 2006 г.). «Ограничения на возраст Юпитера, механизм образования и время жизни туманности по хондритам и астероидам». Материалы 37-й ежегодной конференции по науке о Луне и планетах . Лиг-Сити, Техас: Лунное и планетарное общество. Бибкод : 2006LPI....37.2367S.
  44. ^ Эдгар, Р.; Артимович, П. (2004). «Накачка планетезимального диска быстро мигрирующей планетой». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 354 (3): 769–772. arXiv : astro-ph/0409017 . Бибкод : 2004MNRAS.354..769E. дои : 10.1111/j.1365-2966.2004.08238.x. S2CID  18355985.
  45. ^ Тейлор, Дж.Дж.; Кейл, К.; Маккой, Т.; Хаак, Х.; Скотт, ERD (1993). «Дифференциация астероидов - от пирокластического вулканизма до океанов магмы». Метеоритика . 28 (1): 34–52. Бибкод : 1993Metic..28...34T. doi :10.1111/j.1945-5100.1993.tb00247.x.
  46. ^ Келли, Карен (2007). «Исследователи Университета Т открывают ключи к разгадке ранней Солнечной системы» . Университет Торонто . Архивировано из оригинала 29 февраля 2012 года . Проверено 12 июля 2010 г.
  47. ^ Кларк, Б.Э.; Хапке, Б.; Питерс, К.; Бритт, Д. (2002). «Космическое выветривание астероидов и эволюция реголита». Астероиды III . Университет Аризоны. п. 585. Бибкод : 2002aste.book..585C. дои : 10.2307/j.ctv1v7zdn4.44.{{cite book}}: CS1 maint: отсутствует местоположение издателя ( ссылка )
  48. ^ Гаффи, Майкл Дж. (1996). «Спектральные и физические свойства металла в метеоритных комплексах: значение для материалов поверхности астероидов». Икар . 66 (3): 468–486. Бибкод : 1986Icar...66..468G. дои : 10.1016/0019-1035(86)90086-2. ISSN  0019-1035.
  49. ^ Кейл, К. (2000). «Термическое изменение астероидов: данные метеоритов». Планетарная и космическая наука . Проверено 8 ноября 2007 г.
  50. ^ Бараджола, РА; Дьюк, Калифорния; Леффлер, М.; Макфадден, Луизиана; Шеффилд, Дж. (2003). «Воздействие ионов и микрометеоритов на минеральные поверхности: изменения отражательной способности и образование атмосферных веществ в безвоздушных телах Солнечной системы». Совместная ассамблея EGS – AGU – EUG : 7709. Бибкод : 2003EAEJA…..7709B.
  51. ^ Чепмен, ЧР; Уильямс, Дж.Г.; Хартманн, В.К. (1978). «Астероиды». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 16 : 33–75. Бибкод : 1978ARA&A..16...33C. дои : 10.1146/annurev.aa.16.090178.000341.
  52. ^ Крачер, А. (2005). «Астероид 433 Эрос и частично дифференцированные планетезимали: объемное истощение серы по сравнению с поверхностным истощением» (PDF) . Лаборатория Эймса . Архивировано (PDF) из оригинала 28 ноября 2007 г. Проверено 8 ноября 2007 г.
  53. ↑ Пиччиони, Роберт (19 ноября 2012 г.). «Сделали ли удары астероидов Землю пригодной для жизни?». Guidetothecosmos.com . Проверено 3 мая 2013 г.
  54. ↑ Стайлз, Лори (15 сентября 2005 г.). «Астероиды вызвали ранний катаклизм во внутренней Солнечной системе». УАНовости . Проверено 18 октября 2018 г.
  55. ^ Альфвен, Х.; Аррениус, Г. (1976). «Маленькие тела». СП-345 Эволюция Солнечной системы . НАСА. Архивировано из оригинала 13 мая 2007 года . Проверено 12 апреля 2007 г.
  56. ^ аб Спратт, Кристофер Э. (апрель 1990 г.). «Группа малых планет Венгрия». Журнал Королевского астрономического общества Канады . 84 : 123–131. Бибкод : 1990JRASC..84..123S.
  57. ^ Лекар, М.; Подолак, М.; Саселов Д.; Чан, Э. (2006). «Инфракрасные перистые облака – Новые компоненты расширенного инфракрасного излучения». Астрофизический журнал . 640 (2): 1115–1118. arXiv : astro-ph/0602217 . Бибкод : 2006ApJ...640.1115L. дои : 10.1086/500287. S2CID  18778001.
  58. ↑ Берарделли, Фил (23 марта 2006 г.). «Кометы Главного пояса могли быть источником воды на Земле». Космическая газета . Проверено 27 октября 2007 г.
  59. ↑ Лакдавалла, Эмили (28 апреля 2006 г.). «Открытие совершенно нового типа кометы». Планетарное общество. Архивировано из оригинала 1 мая 2007 года . Проверено 20 апреля 2007 г.
  60. ^ де ла Фуэнте Маркос, Карлос; де ла Фуэнте Маркос, Рауль (1 октября 2022 г.). «Недавние прибытия в главный пояс астероидов». Небесная механика и динамическая астрономия . 134 (5): 38. arXiv : 2207.07013 . Бибкод : 2022CeMDA.134...38D. дои : 10.1007/s10569-022-10094-4 .
  61. ^ Дэвис, доктор медицинских наук; Дурда, Д.Д.; Марзари, Ф.; Кампо Багатин, А.; Гил-Хаттон, Р. (март 2002 г.). «Столкновительная эволюция популяций мелких тел» (PDF) . В Боттке-младшем, WF; Челлино, А.; Паолички, П.; Бинцель, Р.П. (ред.). Астероиды III . Тусон: Издательство Университета Аризоны. стр. 545–558. Бибкод : 2002aste.book..545D. дои : 10.2307/j.ctv1v7zdn4.41 . Проверено 11 февраля 2023 г.
  62. ↑ Йоманс, Дональд К. (26 апреля 2007 г.). «Поисковая система базы данных малых тел JPL». Лаборатория реактивного движения НАСА . Проверено 26 апреля 2007 г. – поиск астероидов в областях главного пояса диаметром >100.
  63. ^ Тедеско, EF; Пустыня, Ф.-Х. (2002). «Инфракрасная космическая обсерватория по поиску глубоких астероидов». Астрономический журнал . 123 (4): 2070–2082. Бибкод : 2002AJ....123.2070T. дои : 10.1086/339482 .
  64. ^ Ботткейр, В.; Дурда, Д.; Несворный, Д.; Джедике, Р.; Морбиделли, А.; Вокруглицкий Д.; Левисон, Х. (май 2005 г.). «Распределение окаменелостей главного пояса астероидов по размерам». Икар . 175 (1): 111–140. Бибкод : 2005Icar..175..111B. дои : 10.1016/j.icarus.2004.10.026.
  65. ^ О'Брайен, Дэвид П.; Сайкс, Марк В. (декабрь 2011 г.). «Происхождение и эволюция пояса астероидов — последствия для Весты и Цереры». Обзоры космической науки . 163 (1–4): 41–61. Бибкод :2011ССРв..163...41О. doi : 10.1007/s11214-011-9808-6. ISSN  0038-6308. S2CID  121856071.
  66. ↑ Аб Уильямс, Гарет (25 сентября 2010 г.). «Распределение малых планет». Центр малых планет . Проверено 27 октября 2010 г.
  67. ^ «Пояс астероидов содержит остатки Солнечной системы» . ЗемляНебо | Обновления вашего космоса и мира . 3 ноября 2021 г. . Проверено 20 января 2023 г.
  68. ↑ Уильямс, Мэтт (10 августа 2016 г.). «Как далеко находится пояс астероидов от Земли?». Вселенная сегодня . Проверено 20 января 2023 г.
  69. ^ "Подробно | Церера" . Исследование Солнечной системы НАСА . Проверено 11 февраля 2023 г.
  70. ^ Грейди, Дж.; Тедеско, Э. (июнь 1982 г.). «Композиционная структура пояса астероидов». Наука . 216 (4553): 1405–1407. Бибкод : 1982Sci...216.1405G. дои : 10.1126/science.216.4553.1405. PMID  17798362. S2CID  32447726.
  71. ^ abc ДеМео, FE; Александр, CM O'D.; Уолш, К.Дж.; Чепмен, ЧР; Бинзель, Р.П. (2015). «Композиционная структура пояса астероидов». Мишель, Патрик; ДеМео, Франческа Э.; Боттке, Уильям Ф. (ред.). Астероиды IV . Тусон: Издательство Университета Аризоны. стр. 13–41. arXiv : 1506.04805 . Бибкод : 2015aste.book...13D. дои : 10.2458/azu_uapress_9780816532131-ch002. ISBN 978-0-816-53213-1. S2CID  4648806.
  72. ^ аб Вигерт, П.; Балам, Д.; Мосс, А.; Вейе, К.; Коннорс, М.; Шелтон, И. (2007). «Доказательства цветовой зависимости в распределении размеров астероидов главного пояса» (PDF) . Астрономический журнал . 133 (4): 1609–1614. arXiv : astro-ph/0611310 . Бибкод : 2007AJ....133.1609W. дои : 10.1086/512128. S2CID  54937918. Архивировано (PDF) из оригинала 6 июля 2011 г. . Проверено 6 сентября 2008 г.
  73. ^ abc Блэр, Эдвард С., изд. (2002). Астероиды: обзор, рефераты и библиография. Издательство Nova Science. п. 2. ISBN 978-1-59033-482-9.
  74. ^ Кларк, Б.Э. (1996). «Новые новости и конкурирующие взгляды на геологию пояса астероидов». Лунная и планетарная наука . 27 : 225–226. Бибкод : 1996LPI....27..225C.
  75. ^ Марго, JL; Браун, Мэн (2003). «Астероид М-типа низкой плотности в Главном поясе» (PDF) . Наука . 300 (5627): 1939–1942. Бибкод : 2003Sci...300.1939M. дои : 10.1126/science.1085844. PMID  12817147. S2CID  5479442. Архивировано из оригинала (PDF) 26 февраля 2020 г.
  76. ^ Аб Ланг, Кеннет Р. (2003). «Астероиды и метеориты». Космос НАСА. Архивировано из оригинала 24 марта 2012 года . Проверено 2 апреля 2007 г.
  77. ^ Мюллер, М.; Харрис, AW; Дельбо, М. (2005). Команда МИРСИ. «21 Лютеция и другие M-типы: их размеры, альбедо и тепловые свойства на основе новых измерений IRTF». Бюллетень Американского астрономического общества . 37 : 627. Бибкод : 2005DPS....37.0702M.
  78. ^ аб Даффард, РД; Ройг, Ф. (14–18 июля 2008 г.). «Два новых базальтовых астероида в Главном поясе?». Астероиды, Кометы, Метеоры 2008 . Балтимор, Мэриленд. arXiv : 0704.0230 . Бибкод : 2008LPICo1405.8154D.
  79. ^ аб Тан, Кер (2007). «Странные астероиды сбивают с толку ученых». space.com . Проверено 14 октября 2007 г.
  80. ^ «Когда комета не комета?». Пресс-релиз ЕКА/Хаббла . Проверено 12 ноября 2013 г.
  81. ^ Лоу, Ф.Дж.; Бейнтема, Д.А.; Готье, Теннесси; Джиллетт, ФК; Бейхман, Калифорния; Нойгебауэр, Г.; Янг, Э.; Ауманн, Х.Х.; Боггесс, Н. ; Эмерсон, JP; Хабинг, Х.Дж.; Хаузер, МГ; Хоук, младший; Роуэн-Робинсон, М.; Сойфер, Британская Колумбия; Уокер, Р.Г.; Весселиус, PR (1984). «Инфракрасные перистые облака – Новые компоненты расширенного инфракрасного излучения». Письма астрофизического журнала . 278 : L19–L22. Бибкод : 1984ApJ...278L..19L. дои : 10.1086/184213.
  82. ^ "Интервью с Дэвидом Джуиттом". YouTube.com. 5 января 2007 г. Архивировано из оригинала 30 октября 2021 г. Проверено 21 мая 2011 г.
  83. ^ Это значение было получено путем простого подсчета всех тел в этом регионе с использованием данных для 120 437 пронумерованных малых планет из базы данных орбит Центра малых планет от 8 февраля 2006 года.
  84. ^ «Поисковая система базы данных малых тел JPL: орбитальный класс (MBA)» . JPL Динамика Солнечной системы . Проверено 26 февраля 2018 г.
  85. ^ Ферни, Дж. Дональд (1999). «Американский Кеплер». Американский учёный . 87 (5): 398. дои : 10.1511/1999.5.398. Архивировано из оригинала 21 июня 2017 года . Проверено 4 февраля 2007 г.
  86. ^ Лиу, Джер-Чи; Малхотра, Рену (1997). «Истощение внешнего пояса астероидов». Наука . 275 (5298): 375–377. Бибкод : 1997Sci...275..375L. дои : 10.1126/science.275.5298.375. hdl : 2060/19970022113 . PMID  8994031. S2CID  33032137.
  87. ↑ Бэкман, Делавэр (6 марта 1998 г.). «Колебания общей плотности зодиакальных облаков». Отчет Бэкмана . Исследовательский центр Эймса НАСА. Архивировано из оригинала 3 марта 2012 года . Проверено 4 апреля 2007 г.
  88. ^ Несворный, Давид; Боттке-младший, Уильям Ф.; Готово, Люк; Левисон, Гарольд Ф. (июнь 2002 г.). «Недавний распад астероида в районе главного пояса» (PDF) . Природа . 417 (6890): 720–722. Бибкод : 2002Natur.417..720N. дои : 10.1038/nature00789. PMID  12066178. S2CID  4367081. Архивировано (PDF) из оригинала 7 августа 2004 г.
  89. ^ Уолш, Кевин Дж. (сентябрь 2018 г.). «Астероиды с грудой обломков». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 56 : 593–624. arXiv : 1810.01815 . Бибкод : 2018ARA&A..56..593W. doi : 10.1146/annurev-astro-081817-052013. S2CID  119530506.
  90. ^ ab Reach, Уильям Т. (1992). «Зодиакальное излучение. III – Пыль возле пояса астероидов». Астрофизический журнал . 392 (1): 289–299. Бибкод : 1992ApJ...392..289R. дои : 10.1086/171428 .
  91. ^ Несворный, Давид; Дженнискенс, Питер; Левисон, Гарольд Ф.; Боттке, Уильям Ф.; Вокруглицкий, Давид; Гунель, Матье (2010). «Кометное происхождение зодиакального облака и углеродистых микрометеоритов. Значение для дисков горячего мусора». Астрофизический журнал . 713 (2): 816–836. arXiv : 0909.4322 . Бибкод : 2010ApJ...713..816N. дои : 10.1088/0004-637X/713/2/816. S2CID  18865066.
  92. ↑ Кингсли, Дэнни (1 мая 2003 г.). «Таинственное несоответствие метеоритной пыли решено». Азбука науки . Проверено 4 апреля 2007 г.
  93. ^ «Метеоры и метеориты» (PDF) . НАСА. Архивировано из оригинала (PDF) 15 октября 2006 г. Проверено 12 января 2012 г.
  94. ^ Хьюз, Дэвид В. (2007). «Нахождение астероидов в космосе». Би-би-си. Архивировано из оригинала 10 марта 2012 года . Проверено 20 апреля 2007 г.
  95. ↑ Леметр, Энн (31 августа – 4 сентября 2004 г.). «Классификация семейств астероидов из очень больших каталогов». Труды Динамика популяций планетных систем . Белград, Сербия и Черногория: Издательство Кембриджского университета. стр. 135–144. Бибкод : 2005dpps.conf..135L. дои : 10.1017/S1743921304008592 .
  96. ↑ Мартель, Линда М.В. (9 марта 2004 г.). «Маленькие следы распада большого астероида». Открытия планетарных исследований. Архивировано из оригинала 1 апреля 2007 года . Проверено 2 апреля 2007 г.
  97. ^ Дрейк, Майкл Дж. (2001). «История Евкрита / Весты». Метеоритика и планетология . 36 (4): 501–513. Бибкод : 2001M&PS...36..501D. дои : 10.1111/j.1945-5100.2001.tb01892.x .
  98. ^ Любовь, СГ; Браунли, Делавэр (1992). «Вклад пылевой полосы IRAS в межпланетный пылевой комплекс - данные, наблюдаемые на длинах волн 60 и 100 микрон». Астрономический журнал . 104 (6): 2236–2242. Бибкод : 1992AJ....104.2236L. дои : 10.1086/116399 .
  99. ^ Галиаццо, Массачусетс; Вигерт, П.; Альжбаае, С. (2016). «Влияние кентавров и ТНО на главный пояс и его семьи». Астрофизика и космическая наука . 361 (12): 361–371. arXiv : 1611.05731 . Бибкод : 2016Ap&SS.361..371G. doi : 10.1007/s10509-016-2957-z. S2CID  118898917.
  100. ^ Карвано, Дж. М.; Лаззаро, Д.; Мотэ-Динис, Т.; Анджели, Калифорния; Флорчак, М. (2001). «Спектроскопический обзор динамических групп Венгрии и Фокеи». Икар . 149 (1): 173–189. Бибкод : 2001Icar..149..173C. дои : 10.1006/icar.2000.6512.
  101. ↑ Боян Новакович, Георгиос Цирвулис, Микаэль Гранвик и Ана Тодович (25 мая 2017 г.). «Семейство темных астероидов в регионе Фокеи». Астрономический журнал . 153 (6): 266. arXiv : 1704.06088 . Бибкод : 2017AJ....153..266N. дои : 10.3847/1538-3881/aa6ea8 . S2CID  96428710.{{cite journal}}: CS1 maint: несколько имен: список авторов ( ссылка )
  102. ^ Даймок, Роджер (2010). Астероиды и карликовые планеты и как их наблюдать. Путеводители для астрономов-наблюдателей. Спрингер. п. 24. ISBN 978-1-4419-6438-0. Проверено 4 апреля 2011 г.
  103. ^ Несворный, Давид; Энке, Брайан Л.; Боттке, Уильям Ф.; Дурда, Дэниел Д.; Асфауг, Эрик; Ричардсон, Дерек К. (август 2006 г.). «Образование скопления Карин в результате удара астероида». Икар . 183 (2): 296–311. Бибкод : 2006Icar..183..296N. дои : 10.1016/j.icarus.2006.03.008.
  104. ↑ Макки, Мэгги (18 января 2006 г.). «Эна пыльных бурь связана с падением астероида». Новое научное пространство . Проверено 15 апреля 2007 г.
  105. ^ Несворный, Д.; Вокруглицкий, Д.; Боттке, ВФ (2006). «Распад астероида главного пояса 450 тысяч лет назад» (PDF) . Наука . 312 (5779): 1490. Бибкод : 2006Sci...312.1490N. дои : 10.1126/science.1126175. PMID  16763141. S2CID  38364772. Архивировано (PDF) из оригинала 9 мая 2008 г.
  106. ^ Вокруглицкий, Д.; Дурек, Дж.; Михаловский, Т.; Круглый, Ю. Н.; Гафтонюк, Н.М.; Крищинская, А.; Колас, Ф.; Лекашо, Ж.; Молотов И.; Слюсарев И.; Полиньска, М.; Несворный, Д.; Бешор, Э. (2009). «Семейство дурмана: обновление 2009 года». Астрономия и астрофизика . 507 (1): 495–504. Бибкод : 2009A&A...507..495В. дои : 10.1051/0004-6361/200912696 .
  107. ^ Несворный, Д.; Боттке, ВФ; Левисон, ХФ; Доунс, Л. (2003). «Недавнее происхождение пылевых полос Солнечной системы» (PDF) . Астрофизический журнал . 591 (1): 486–497. Бибкод : 2003ApJ...591..486N. дои : 10.1086/374807. S2CID  1747264. Архивировано из оригинала (PDF) 12 апреля 2020 г.
  108. ^ Шипперс, П.; Мейер-Верне, Н.; Лекашо, А.; Бельеуан, С.; Монкуке, М.; Курт, WS; Манн, И.; Митчелл, генеральный директор; Андре, Н. (июнь 2015 г.). «Обнаружение нанопыли на расстоянии от 1 до 5 а.е. с использованием измерений волн Кассини». Астрофизический журнал . 806 (1): 77. arXiv : 1504.02345 . Бибкод : 2015ApJ...806...77S. дои : 10.1088/0004-637X/806/1/77. S2CID  118554353. 77.
  109. ↑ Грейсиус, Тони (31 июля 2015 г.). «Юнона НАСА дает вид на пролет Земли, как на звездолете» . НАСА.gov . НАСА . Проверено 4 сентября 2015 г.
  110. ↑ Стерн, Алан (2 июня 2006 г.). «Новые горизонты пересекают пояс астероидов». Космическая газета . Проверено 14 апреля 2007 г.
  111. ^ Баруччи, Массачусетс; Фульшиньони, М.; Росси, А. (2007). «Цели астероида Розетта: 2867 Штейнов и 21 Лютеция». Обзоры космической науки . 128 (1–4): 67–78. Бибкод :2007ССРв..128...67Б. дои : 10.1007/s11214-006-9029-6. S2CID  123088075.
  112. ^ «Команда Люси НАСА объявляет о новой цели на астероиде» . НАСА. 25 января 2023 г. . Проверено 14 февраля 2023 г.
  113. ^ Авделлиду, К.; Пайола, М.; Луккетти, А.; Агостини, Л.; Дельбо, М.; Маццотта Эпифани, Э.; Бурдель Де Микас, Дж.; Девогель, М.; Форназье, С.; Ван Белль, Г.; Брюо, Н.; Дотто, Э.; Иева, С.; Кремонезе, Г.; Палумбо, П. (2021). «Характеристика астероида главного пояса (223) Роза». Астрономия и астрофизика . 656 : Л18. Бибкод : 2021A&A...656L..18A. дои : 10.1051/0004-6361/202142600 . S2CID  244753425.
  114. ^ «НАСА продолжает миссию по астероиду Психика» . НАСА. 28 октября 2022 г. . Проверено 14 февраля 2023 г.

Внешние ссылки

Послушайте эту статью ( 35 минут )
Разговорная иконка Википедии
Этот аудиофайл был создан на основе редакции этой статьи от 30 марта 2012 года и не отражает последующие изменения. ( 30 марта 2012 г. )
( Аудио помощь  · Больше устных статей )
Викискладе есть медиафайлы по теме астероидов Главного пояса .