stringtranslate.com

Пояс астероидов

Астероиды внутренней части Солнечной системы и Юпитер: пояс расположен между орбитами Юпитера и Марса.
Самый большой объект в поясе — карликовая планета Церера . Общая масса пояса астероидов значительно меньше массы Плутона и примерно вдвое больше массы его спутника Харона .

Пояс астероидов — это область в форме тора в Солнечной системе , центр которой находится на Солнце и которая примерно охватывает пространство между орбитами планет Юпитер и Марс . Он содержит большое количество твердых тел неправильной формы, называемых астероидами или малыми планетами . Выявленные объекты имеют разные размеры, но намного меньше планет и в среднем находятся на расстоянии около одного миллиона километров (или шестисот тысяч миль) друг от друга. Этот пояс астероидов также называют главным поясом астероидов или главным поясом, чтобы отличать его от других популяций астероидов в Солнечной системе. [1]

Пояс астероидов — это самый маленький и самый внутренний из известных околозвёздных дисков в Солнечной системе. Классы малых тел Солнечной системы в других регионах — это околоземные объекты , кентавры , объекты пояса Койпера , объекты рассеянного диска , седноиды и объекты облака Оорта . Около 60% массы основного пояса содержится в четырёх крупнейших астероидах: Церере , Весте , Палладе и Гигее . Общая масса пояса астероидов оценивается в 3% от 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 минералогически классифицированные тела имеют размеры до нескольких метров. [7] Астероидный материал настолько тонко распределен, что многочисленные беспилотные космические аппараты пересекали его без происшествий. [8] Тем не менее, столкновения между крупными астероидами происходят и могут образовывать семейство астероидов , члены которого имеют схожие орбитальные характеристики и состав. Отдельные астероиды в пределах пояса классифицируются по их спектрам , при этом большинство из них попадают в три основные группы: углеродистые ( тип C ), силикатные ( тип S ) и богатые металлами ( тип M ).

Пояс астероидов образовался из первичной солнечной туманности как группа планетезималей , [9] меньших предшественников протопланет . Однако между Марсом и Юпитером гравитационные возмущения от Юпитера нарушили их аккрецию в планету, [9] [10] передав избыточную кинетическую энергию, которая разбила сталкивающиеся планетезимали и большинство зарождающихся протопланет. В результате 99,9% первоначальной массы пояса астероидов было потеряно за первые 100 миллионов лет истории Солнечной системы. [11] Некоторые фрагменты в конечном итоге нашли свой путь во внутреннюю часть Солнечной системы, что привело к ударам метеоритов о внутренние планеты. Орбиты астероидов продолжают заметно возмущены всякий раз, когда их период обращения вокруг Солнца образует орбитальный резонанс с Юпитером. На этих орбитальных расстояниях возникает разрыв Кирквуда , когда они выметаются на другие орбиты. [12]

История наблюдения

В 1596 году чувство меры Иоганна Кеплера относительно планетарных орбит привело его к убеждению, что между орбитами Марса и Юпитера находится невидимая планета. [13]

В 1596 году Иоганн Кеплер написал в своем труде Mysterium Cosmographicum : «Между Марсом и Юпитером я помещаю планету» , изложив свое предсказание, что там будет обнаружена планета. [14] Анализируя данные Тихо Браге , Кеплер пришел к выводу, что между орбитами Марса и Юпитера существует слишком большой разрыв, чтобы соответствовать его собственной модели того, где должны находиться планетарные орбиты. [15]

В анонимной сноске к своему переводу 1766 года « Contemplation de la Nature » Шарля Бонне [ 16] астроном Иоганн Даниэль Тициус из Виттенберга [17] [18] отметил очевидную закономерность в расположении планет, теперь известную как закон Тициуса-Боде . Если начать числовую последовательность с 0, затем включить 3, 6, 12, 24, 48 и т. д., удваивая каждый раз, и добавить четыре к каждому числу и разделить на 10, это дало бы удивительно близкое приближение к радиусам орбит известных планет, измеренным в астрономических единицах , при условии, что была допущена «отсутствующая планета» (эквивалентная 24 в последовательности) между орбитами Марса (12) и Юпитера (48). В своей сноске Тициус заявил: «Но должен ли был Господь Архитектор оставить это пространство пустым? Вовсе нет». [17] Когда Уильям Гершель открыл Уран в 1781 году, орбита планеты точно соответствовала закону, что привело некоторых астрономов к выводу, что планета должна находиться между орбитами Марса и Юпитера. [19]

Джузеппе Пиацци , первооткрыватель Цереры, крупнейшего объекта в поясе астероидов: Церера была известна как планета, но позже переклассифицирована в астероид, а с 2006 года — в карликовую планету.

1 января 1801 года Джузеппе Пиацци , заведующий кафедрой астрономии в Университете Палермо , Сицилия, обнаружил крошечный движущийся объект на орбите с точно таким же радиусом, который предсказывался этой моделью. Он назвал его «Церерой» в честь римской богини урожая и покровительницы Сицилии. Первоначально Пиацци считал, что это комета, но отсутствие у нее комы предполагало , что это планета. [20] Таким образом, вышеупомянутая модель предсказывала 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 неформальная группа из 24 астрономов, получившая название « небесная полиция », с явной целью найти дополнительные планеты; Они сосредоточили свои поиски в области между Марсом и Юпитером, где, согласно закону Тициуса-Боде, должна быть планета. [21] [22]

Примерно 15 месяцев спустя Генрих Ольберс , член небесной полиции, обнаружил второй объект в том же регионе, Палладу. В отличие от других известных планет, Церера и Паллада оставались точками света даже при самых больших увеличениях телескопа, а не распадались на диски. Помимо их быстрого движения, они казались неотличимыми от звезд . [23]

Соответственно, в 1802 году Уильям Гершель предложил выделить их в отдельную категорию, назвав «астероиды», от греческого слова asteroeides , что означает «похожий на звезду». [24] [25] Завершив серию наблюдений Цереры и Паллады, он пришел к выводу, [26]

Ни название планет, ни название комет не может быть дано этим двум звездам с какой-либо языковой корректностью... Они напоминают маленькие звезды настолько, что их едва можно отличить от них. Отсюда их астероидный вид, если я возьму свое имя и назову их Астероидами; оставляя за собой, однако, свободу изменить это название, если появится другое, более выразительное по отношению к их природе.

К 1807 году дальнейшее исследование выявило два новых объекта в регионе: Юнону и Весту . [23] Сожжение Лилиенталя во время наполеоновских войн , где была проделана основная часть работы, [27] положило конец этому первому периоду открытий. [23]

Несмотря на чеканку Гершеля, в течение нескольких десятилетий общепринятой практикой оставалось называть эти объекты планетами [16] и ставить перед их именами префиксы с числами, представляющими последовательность их открытия: 1 Церера, 2 Паллада, 3 Юнона, 4 Веста. Однако в 1845 году астроном Карл Людвиг Хенке обнаружил пятый объект ( 5 Астрея ), и вскоре после этого новые объекты были обнаружены с ускоряющейся скоростью. Подсчет их среди планет становился все более обременительным. В конце концов, они были исключены из списка планет (как впервые предложил Александр фон Гумбольдт в начале 1850-х годов), и чеканка Гершеля «астероиды» постепенно вошла в обиход. [16]

Открытие Нептуна в 1846 году привело к дискредитации закона Тициуса-Боде в глазах ученых, поскольку его орбита была далека от предсказанного положения. На сегодняшний день не было дано научного объяснения этого закона, и астрономы единодушно считают его совпадением. [28]

951 Гаспра , первый астероид, сфотографированный космическим аппаратом, 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, относится к переводу 1850 года ( Элиз Отте ) «Космоса » Александра фон Гумбольдта : [29] «[...] и регулярное появление, около 13 ноября и 11 августа, падающих звезд, которые, вероятно, образуют часть пояса астероидов, пересекающих орбиту Земли и движущихся с планетарной скоростью». Другое раннее появление произошло в «Путеводителе по познанию небес » Роберта Джеймса Манна : [ 30] «Орбиты астероидов расположены в широком поясе пространства, простирающемся между крайностями [...]». Американский астроном Бенджамин Пирс, по-видимому, принял эту терминологию и был одним из ее пропагандистов. [31]

К середине 1868 года было обнаружено более 100 астероидов, а в 1891 году введение астрофотографии Максом Вольфом ускорило темпы открытий. [32] К 1921 году было обнаружено в общей сложности 1000 астероидов, [33] к 1981 году — 10 000, [34] и к 2000 году — 100 000. [35] Современные системы наблюдения за астероидами теперь используют автоматизированные средства для обнаружения новых малых планет во все большем количестве.

22 января 2014 года ученые Европейского космического агентства (ЕКА) сообщили об обнаружении, впервые достоверно, водяного пара на Церере, крупнейшем объекте в поясе астероидов. [36] Обнаружение было сделано с использованием возможностей космической обсерватории Гершеля в дальнем инфракрасном диапазоне . [37] Открытие было неожиданным, поскольку кометы , а не астероиды, как правило, считаются «выбрасывающими струи и шлейфы». По словам одного из ученых, «границы между кометами и астероидами становятся все более размытыми». [37]

Источник

Пояс астероидов, показывающий наклон орбиты в зависимости от расстояния от Солнца, при этом астероиды в центральной области пояса астероидов показаны красным цветом, а другие астероиды — синим.

Формирование

В 1802 году, вскоре после открытия Паллады, Ольберс предположил Гершелю и Карлу Гауссу , что Церера и Паллада были фрагментами гораздо большей планеты , которая когда-то занимала регион Марса и Юпитера, причем эта планета претерпела внутренний взрыв или кометный удар много миллионов лет назад, [38] в то время как одесский астроном К. Н. Савченко предположил, что Церера, Паллада, Юнона и Веста были вырвавшимися лунами, а не фрагментами взорвавшейся планеты. [39] Большое количество энергии, необходимое для разрушения планеты, в сочетании с низкой совокупной массой пояса, которая составляет всего около 4% от массы Луны Земли, [3] не подтверждает эти гипотезы. Кроме того, значительные химические различия между астероидами становится трудно объяснить, если они происходят с одной и той же планеты. [40]

Современная гипотеза о создании пояса астероидов связана с тем, как, в целом для Солнечной системы, считается, что формирование планет произошло посредством процесса, сопоставимого с давней небулярной гипотезой ; облако межзвездной пыли и газа сжалось под действием гравитации, образовав вращающийся диск материала, который затем сгустился, образовав Солнце и планеты. [41] В течение первых нескольких миллионов лет истории Солнечной системы процесс аккреции липких столкновений вызвал скопление мелких частиц, которые постепенно увеличивались в размерах. Как только сгустки достигли достаточной массы, они смогли притянуть другие тела посредством гравитационного притяжения и стать планетезималями. Эта гравитационная аккреция привела к образованию планет. [42]

Планетезимали в области, которая впоследствии стала поясом астероидов, были сильно возмущены гравитацией Юпитера. [43] Орбитальные резонансы возникали там, где орбитальный период объекта в поясе составлял целую часть орбитального периода Юпитера, возмущение объекта на другую орбиту; область, лежащая между орбитами Марса и Юпитера, содержит много таких орбитальных резонансов. Поскольку Юпитер мигрировал внутрь после своего образования, эти резонансы проносились через пояс астероидов, динамически возбуждая население области и увеличивая их скорости относительно друг друга. [44] В областях, где средняя скорость столкновений была слишком высокой, разрушение планетезималей имело тенденцию доминировать над аккрецией, [45] предотвращая образование планеты. Вместо этого они продолжали вращаться вокруг Солнца, как и прежде, время от времени сталкиваясь. [43]

В ранней истории Солнечной системы астероиды расплавились до некоторой степени, что позволило элементам внутри них дифференцироваться по массе. Некоторые из тел-прародителей, возможно, даже претерпели периоды взрывного вулканизма и образовали магматические океаны. Однако из-за относительно небольшого размера тел период плавления был неизбежно коротким по сравнению с гораздо более крупными планетами и, как правило, закончился около 4,5 миллиардов лет назад, в первые десятки миллионов лет формирования. [46] В августе 2007 года исследование кристаллов циркона в антарктическом метеорите, который, как полагают, произошел от Весты, показало, что он, и, как следствие, остальная часть пояса астероидов, образовались довольно быстро, в течение 10 миллионов лет после возникновения Солнечной системы. [47]

Эволюция

Большой астероид главного пояса 4 Веста

Астероиды не являются первоначальными образцами изначальной Солнечной системы. Они претерпели значительную эволюцию с момента своего образования, включая внутренний нагрев (в первые несколько десятков миллионов лет), плавление поверхности от ударов, космическое выветривание от радиации и бомбардировку микрометеоритами . [48] [49] [50] [51] Хотя некоторые ученые называют астероиды остаточными планетезималями, [52] другие ученые считают их отдельными. [53]

Считается, что современный пояс астероидов содержит лишь малую часть массы изначального пояса. Компьютерное моделирование показывает, что первоначальный пояс астероидов мог содержать массу, эквивалентную массе Земли. [54] В первую очередь из-за гравитационных возмущений большая часть материала была выброшена из пояса в течение примерно 1 миллиона лет с момента формирования, оставив после себя менее 0,1% первоначальной массы. [43] С момента его формирования распределение размеров пояса астероидов оставалось относительно стабильным; существенного увеличения или уменьшения типичных размеров астероидов главного пояса не произошло. [55]

Орбитальный резонанс 4:1 с Юпитером, в радиусе 2,06  астрономических единиц (а.е.), можно считать внутренней границей пояса астероидов. Возмущения Юпитера отправляют тела, блуждающие там, на нестабильные орбиты. Большинство тел, образовавшихся в радиусе этого зазора, были захвачены Марсом (который имеет афелий в 1,67 а.е.) или выброшены его гравитационными возмущениями в ранней истории Солнечной системы. [56] Астероиды Hungaria лежат ближе к Солнцу, чем резонанс 4:1, но защищены от разрушения своим высоким наклоном. [57]

Когда пояс астероидов был впервые сформирован, температуры на расстоянии 2,7 а.е. от Солнца образовали « снеговую линию » ниже точки замерзания воды. Планетезимали, образовавшиеся за пределами этого радиуса, смогли накапливать лед. [58] [59] В 2006 году в поясе астероидов за пределами снеговой линии была обнаружена популяция комет , которые могли стать источником воды для океанов Земли. Согласно некоторым моделям, выделение воды в период формирования Земли было недостаточным для формирования океанов, и требовался внешний источник, такой как кометная бомбардировка. [60]

Внешний пояс астероидов, по-видимому, включает несколько объектов, которые могли прибыть туда в течение последних нескольких сотен лет; в список входит (457175) 2008 GO 98, также известный как 362P. [61]

Характеристики

Распределение размеров астероидов в главном поясе [62]

Вопреки распространенным представлениям, пояс астероидов в основном 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 общее число колеблется в пределах миллионов и более, в зависимости от нижнего предела размера. Известно, что более 200 астероидов больше 100 км, [63] а исследование в инфракрасном диапазоне длин волн показало, что в поясе астероидов находится от 700 000 до 1,7 миллиона астероидов диаметром 1 км и более. [64]

Число астероидов в главном поясе неуклонно увеличивается с уменьшением размера. Хотя распределение размеров обычно следует степенному закону , на кривой есть «выступы» примерно в5 км и100 км , где обнаружено больше астероидов, чем ожидалось по такой кривой. Большинство астероидов больше, чем примерно120 км в диаметре являются первичными, сохранившимися с эпохи аккреции, тогда как большинство меньших астероидов являются продуктами фрагментации первичных астероидов. Первичная популяция главного пояса была, вероятно, в 200 раз больше, чем сегодня. [65] [66]

Абсолютные величины большинства известных астероидов находятся в диапазоне от 11 до 19, а медиана составляет около 16. [67] В среднем расстояние между астероидами составляет около 965 600 км (600 000 миль), [68] [69] хотя это варьируется в зависимости от семейства астероидов, и более мелкие необнаруженные астероиды могут быть еще ближе. Общая масса пояса астероидов оценивается в2,39 × 10 21 кг, что составляет 3% массы Луны. [2] Четыре крупнейших объекта, Церера, Веста, Паллада и Гигея, содержат приблизительно 62% общей массы пояса, причем 39% приходится только на Цереру. [70] [5]

Состав

Распределение спектральных типов астероидов по расстоянию от Солнца [71]

Современный пояс состоит в основном из трех категорий астероидов: углеродистые астероиды C-типа, силикатные астероиды S-типа и гибридная группа астероидов X-типа. Гибридная группа имеет невыразительные спектры, но их можно разделить на три группы на основе отражательной способности, что дает 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 состава типов астероидов по увеличению расстояния от Солнца в порядке S, C, P и спектрально невыразительные D-типы . [72]

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 областях пояса астероидов, [73] и редки во внутреннем поясе. [72] Вместе они составляют более 75% видимых астероидов. Они более красные по оттенку, чем другие астероиды, и имеют низкое альбедо . Их поверхностный состав похож на углеродистые хондритовые метеориты . Химически их спектры соответствуют изначальному составу ранней Солнечной системы, за исключением водорода, гелия и летучих веществ . [74]

Астероиды S-типа ( богатые силикатами ) чаще встречаются во внутренней области пояса, в пределах 2,5 а.е. от Солнца. [73] [75] Спектры их поверхностей показывают наличие силикатов и некоторого количества металла, но не значительных углеродистых соединений. Это указывает на то, что их материалы были значительно изменены по сравнению с их первичным составом, вероятно, посредством плавления и реформации. Они имеют относительно высокое альбедо и составляют около 17% от общей популяции астероидов. [74]

Астероиды типа М (богатые металлами) обычно находятся в середине главного пояса и составляют большую часть оставшейся части общей популяции. [74] Их спектры напоминают спектры железо-никелевых. Считается, что некоторые из них образовались из металлических ядер дифференцированных тел-предшественников, которые были разрушены в результате столкновения. Однако некоторые силикатные соединения также могут давать похожий вид. Например, крупный астероид типа М 22 Каллиопа, по-видимому, не состоит в основном из металла. [76] Внутри пояса астероидов распределение числа астероидов типа М достигает пика на большой полуоси около 2,7 а.е. [77] Все ли типы М схожи по составу или это метка для нескольких разновидностей, которые не вписываются четко в основные классы C и S, пока не ясно. [78]

Одной из загадок является относительная редкость астероидов V-типа (вестоидов) или базальтовых астероидов в поясе астероидов. [79] Теории образования астероидов предсказывают, что объекты размером с Весту или больше должны образовывать корки и мантии, которые будут состоять в основном из базальтовых пород, в результате чего более половины всех астероидов состоят либо из базальта, либо из оливина . Однако наблюдения показывают, что 99% предсказанного базальтового материала отсутствует. [80] До 2001 года считалось, что большинство базальтовых тел, обнаруженных в поясе астероидов, произошли от астероида Веста (отсюда их название V-тип), но открытие астероида 1459 Магния выявило несколько иной химический состав по сравнению с другими базальтовыми астероидами, обнаруженными до этого, что предполагает иное происхождение. [80] 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 произойти от Весты. Эти два являются единственными астероидами V-типа, обнаруженными во внешнем поясе на сегодняшний день. [79]

Хаббл рассматривает многохвостый кометовидный астероид P/2013 P5 . [81]

Температура пояса астероидов меняется в зависимости от расстояния от Солнца. Для пылевых частиц внутри пояса типичные температуры колеблются от 200 К (−73 °C) на расстоянии 2,2 а.е. до 165 К (−108 °C) на расстоянии 3,2 а.е. [82] Однако из-за вращения температура поверхности астероида может значительно меняться, поскольку стороны попеременно подвергаются воздействию солнечного излучения, а затем звездного фона.

Кометы главного пояса

Несколько ничем не примечательных тел во внешнем поясе демонстрируют кометную активность. Поскольку их орбиты нельзя объяснить захватом классических комет, многие из внешних астероидов считаются ледяными, причем лед иногда подвергается сублимации из-за небольших ударов. Кометы главного пояса могли быть основным источником океанов Земли, поскольку соотношение дейтерия и водорода слишком низкое для того, чтобы классические кометы были основным источником. [83]

Орбиты

Пояс астероидов (показаны эксцентриситеты), пояс астероидов показан красным и синим цветом (область «ядра» показана красным)

Большинство астероидов в поясе астероидов имеют орбитальные эксцентриситеты менее 0,4 и наклон менее 30°. Орбитальное распределение астероидов достигает максимума при эксцентриситете около 0,07 и наклоне менее 4°. [67] Таким образом, хотя типичный астероид имеет относительно круговую орбиту и лежит вблизи плоскости эклиптики , некоторые астероидные орбиты могут быть сильно эксцентричными или выходить далеко за пределы плоскости эклиптики.

Иногда термин «главный пояс» используется для обозначения только более компактной области «ядра», где находится наибольшая концентрация тел. Она находится между сильными разрывами Кирквуда 4:1 и 2:1 на расстоянии 2,06 и 3,27 а.е. и при орбитальных эксцентриситетах менее примерно 0,33, а также при орбитальных наклонениях менее примерно 20°. По состоянию на 2006 год эта область «ядра» содержала 93% всех открытых и пронумерованных малых планет в пределах Солнечной системы. [84] База данных малых тел JPL содержит более 1 миллиона известных астероидов главного пояса. [85]

Пробелы Кирквуда

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

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 были расположены в положениях, где их период обращения вокруг Солнца был целой частью орбитального периода Юпитера. Кирквуд предположил, что гравитационные возмущения планеты привели к удалению астероидов с этих орбит. [86]

Когда средний орбитальный период астероида составляет целую часть орбитального периода Юпитера, создается резонанс среднего движения с газовым гигантом, достаточный для возмущения астероида до новых орбитальных элементов . Первичные астероиды вошли в эти зазоры из-за миграции орбиты Юпитера. [87] Впоследствии астероиды в основном мигрируют в эти зазорные орбиты из-за эффекта Ярковского , [72] но могут также войти из-за возмущений или столкновений. После входа астероид постепенно подталкивается 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 активную среду, в которой столкновения между астероидами происходят часто (в глубоких временных масштабах). Ожидается, что столкновения между телами главного пояса со средним радиусом 10 км будут происходить примерно раз в 10 миллионов лет. [88] Столкновение может раздробить астероид на множество более мелких частей (что приведет к образованию нового семейства астероидов ). [89] И наоборот, столкновения, которые происходят на низких относительных скоростях, также могут объединить два астероида. После более чем 4 миллиардов лет таких процессов члены пояса астероидов теперь мало похожи на первоначальную популяцию.

Данные свидетельствуют о том, что большинство астероидов главного пояса диаметром от 200 м до 10 км представляют собой груды щебня, образованные столкновениями. Эти тела состоят из множества нерегулярных объектов, которые в основном связаны вместе собственной гравитацией, что приводит к значительному количеству внутренней пористости . [90] Наряду с астероидными телами пояс астероидов также содержит полосы пыли с радиусами частиц до нескольких сотен микрометров . Этот мелкий материал образуется, по крайней мере частично, в результате столкновений между астероидами и в результате удара микрометеоритов по астероидам. Из-за эффекта Пойнтинга-Робертсона давление солнечной радиации заставляет эту пыль медленно закручиваться по спирали внутрь к Солнцу. [91]

Сочетание этой мелкой астероидной пыли, а также выброшенного кометного материала, производит зодиакальный свет . Это слабое полярное сияние можно наблюдать ночью, простираясь от направления Солнца вдоль плоскости эклиптики . Астероидные частицы, которые производят видимый зодиакальный свет, имеют средний радиус около 40 мкм. Типичное время жизни частиц зодиакального облака главного пояса составляет около 700 000 лет. Таким образом, для поддержания полос пыли новые частицы должны постоянно производиться внутри пояса астероидов. [91] Когда-то считалось, что столкновения астероидов образуют основной компонент зодиакального света. Однако компьютерное моделирование Несворни и его коллег приписало 85 процентов пыли зодиакального света фрагментации комет семейства Юпитера, а не кометам и столкновениям между астероидами в поясе астероидов. Не более 10 процентов пыли приписывается поясу астероидов. [92]

Метеориты

Некоторые обломки от столкновений могут образовывать метеороиды , которые попадают в атмосферу Земли. [93] Из 50 000 метеоритов, найденных на Земле на сегодняшний день, 99,8 процента, как полагают, возникли в поясе астероидов. [94]

Семьи и группы

На этом графике зависимости наклона орбиты ( i p ) от эксцентриситета ( e p ) для пронумерованных астероидов главного пояса четко видны скопления, представляющие семейства астероидов.
Обзор астероидов внутренней Солнечной системы вплоть 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. [95]

Примерно треть астероидов в поясе астероидов являются членами семейства астероидов. Они имеют схожие элементы орбиты , такие как большая полуось , эксцентриситет и наклон орбиты , а также схожие спектральные характеристики, которые указывают на общее происхождение при распаде более крупного тела. Графические отображения этих пар элементов для членов пояса астероидов показывают концентрации, указывающие на присутствие семейства астероидов. Существует около 20-30 ассоциаций, которые, вероятно, являются семействами астероидов. Были обнаружены дополнительные группировки, которые менее определенны. Семейства астероидов могут быть подтверждены, когда члены демонстрируют схожие спектральные характеристики. [96] Меньшие ассоциации астероидов называются группами или скоплениями.

Некоторые из самых известных семейств в поясе астероидов (в порядке увеличения больших полуосей) - это семейства Флора , Эвномия , Коронис , Эос и Фемида . [77] Семейство Флора, одно из крупнейших с более чем 800 известными членами, могло образоваться в результате столкновения менее 1 миллиарда лет назад. [97] Самый большой астероид, который является истинным членом семейства, - это 4 Веста. (Это контрастирует с нарушителем, в случае Цереры с семейством Гефион .) Считается, что семейство Веста образовалось в результате кратерообразующего удара по Весте. Аналогично, метеориты HED также могли возникнуть на Весте в результате этого столкновения. [98]

В поясе астероидов были обнаружены три заметные полосы пыли. Они имеют схожие наклоны орбит, как и семейства астероидов Эос, Коронис и Фемида, и поэтому, возможно, связаны с этими группами. [99]

Эволюция главного пояса после поздней тяжелой бомбардировки, вероятно, была затронута проходами крупных кентавров и транснептуновых объектов (ТНО). Кентавры и ТНО, которые достигают внутренней части Солнечной системы, могут изменять орбиты астероидов главного пояса, хотя только если их масса порядка10 −9  M ☉ для единичных столкновений или на порядок меньше в случае множественных близких сближений. Однако кентавры и транснептуновые объекты вряд ли значительно рассеяли молодые семейства астероидов в главном поясе, хотя они могли возмущены некоторыми старыми семействами астероидов. Текущие астероиды главного пояса, которые произошли как кентавры или транснептуновые объекты, могут находиться во внешнем поясе с коротким сроком жизни менее 4 миллионов лет, скорее всего, вращаясь между 2,8 и 3,2 а.е. с большими эксцентриситетами, чем типичные для астероидов главного пояса. [100]

Периферия

Вдоль внутреннего края пояса (в диапазоне от 1,78 до 2,0 а.е. со средней полуосью 1,9 а.е.) располагается семейство малых планет Венгрия . Они названы в честь главного члена, 434 Венгрия ; группа содержит по меньшей мере 52 названных астероида. Группа Венгрия отделена от основного тела зазором Кирквуда 4:1, а их орбиты имеют высокий наклон. Некоторые члены принадлежат к категории астероидов, пересекающих Марс, и гравитационные возмущения Марса, вероятно, являются фактором сокращения общей популяции этой группы. [57]

Другая группа с высоким наклоном во внутренней части пояса астероидов — это семейство Phocaea . Они состоят в основном из астероидов S-типа, тогда как соседнее семейство Hungaria включает в себя некоторые астероиды E-типа . [101] Орбита семейства Phocaea находится на расстоянии от 2,25 до 2,5 а.е. от Солнца. [102]

Огибая внешний край пояса астероидов, находится группа Кибелы , вращающаяся между 3,3 и 3,5 а.е. Они имеют орбитальный резонанс 7:4 с Юпитером. Семейство Хильды вращается между 3,5 и 4,2 а.е. с относительно круговыми орбитами и стабильным орбитальным резонансом 3:2 с Юпитером. За пределами 4,2 а.е., вплоть до орбиты Юпитера, астероидов немного. На последней можно найти два семейства троянских астероидов , которые, по крайней мере для объектов размером более 1 км, примерно так же многочисленны, как астероиды пояса астероидов. [103]

Новые семьи

Некоторые семейства астероидов образовались недавно, по астрономическим меркам. Семейство Карин , по-видимому, образовалось около 5,7 миллионов лет назад в результате столкновения с астероидом-прародителем радиусом 33 км. [104] Семейство Веритас образовалось около 8,3 миллионов лет назад; доказательства включают межпланетную пыль, извлеченную из океанических осадков . [105]

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 имеют свои текущие орбиты, а не на каких-либо физических доказательствах. Однако это скопление могло быть источником некоторого количества зодиакального пылевого материала. [106] [107] Другие недавние кластерные образования, такие как скопление Ианнини ( около  1–5  миллионов лет назад), могли предоставить дополнительные источники этой астероидной пыли. [108]

Исследование

Художественное представление космического корабля «Dawn» с Вестой и Церерой.

Первым космическим аппаратом, пересекшим пояс астероидов, был Pioneer 10 , который вошел в этот регион 16 июля 1972 года. В то время существовали некоторые опасения, что мусор в поясе может представлять опасность для космического аппарата, но с тех пор его благополучно пересекали несколько космических аппаратов без происшествий. Pioneer 11 , Voyagers 1 и 2 и Ulysses прошли через пояс, не сделав снимков астероидов. Cassini измерил плазму и мелкие частицы пыли во время пересечения пояса в 2000 году. [109] На своем пути к Юпитеру Juno пересек пояс астероидов, не собрав научных данных. [110] Из-за низкой плотности материалов внутри пояса вероятность столкновения зонда с астероидом оценивается менее чем в 1 к миллиарду. [111]

Большинство астероидов главного пояса, полученных на сегодняшний день, были получены в результате кратковременных пролетов зондов, направлявшихся к другим целям. Только миссия Dawn изучала астероиды главного пояса в течение длительного периода на орбите. Космический аппарат Galileo сфотографировал 951 Гаспра в 1991 году и 243 Ида в 1993 году, затем NEAR сфотографировал 253 Матильда в 1997 году и приземлился на околоземном астероиде 433 Эрос в феврале 2001 года. Cassini сфотографировал 2685 Мазурский в 2000 году, Stardust сфотографировал 5535 Аннефранк в 2002 году, New Horizons сфотографировал 132524 APL в 2006 году, а Rosetta сфотографировала 2867 Штейнса в сентябре 2008 года и 21 Лютеция в июле 2010 года. Dawn вращался вокруг Весты с июля 2011 года по сентябрь 2012 года и вращается вокруг Цереры с марта 2015 года. [112]

Космический зонд Lucy совершил пролет мимо 152830 Dinkinesh в 2023 году по пути к троянцам Юпитера. [113] Миссия ESA JUICE дважды пройдет через пояс астероидов, а в 2029 году планируется пролет мимо астероида 223 Rosa . [114] Космический аппарат Psyche — это миссия NASA к крупному астероиду M-типа 16 Psyche . [115]

Смотрите также

Ссылки

  1. ^ Уильямс, Мэтт (23 августа 2015 г.). «Что такое пояс астероидов?». Universe Today . Получено 30 января 2016 г.
  2. ^ ab Pitjeva, EV (2018). «Массы Главного пояса астероидов и пояса Койпера по движениям планет и космических аппаратов». Solar System Research . 44 (8–9): 554–566. arXiv : 1811.05191 . Bibcode : 2018AstL...44..554P. doi : 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, EV (2005). "Высокоточные эфемериды планет — EPM и определение некоторых астрономических констант" (PDF) . Solar System Research . 39 (3): 176–186. Bibcode :2005SoSyR..39..176P. doi :10.1007/s11208-005-0033-2. S2CID  120467483. Архивировано из оригинала (PDF) 3 июля 2014 г.
  5. ^ ab Последние оценки масс Цереры, Весты, Паллады и Гигеи см. в ссылках в информационных полях соответствующих статей.
  6. ^ Yeomans, Donald K. (13 июля 2006 г.). "JPL Small-Body Database Browser". NASA JPL. Архивировано из оригинала 29 сентября 2010 г. Получено 27 сентября 2010 г.
  7. ^ «Наименьший известный астероид, охарактеризованный с помощью наземных телескопов». Университет Аризоны. 30 ноября 2016 г. Получено 3 мая 2024 г.
  8. ^ Коберлейн, Брайан (12 марта 2014 г.). «Почему пояс астероидов не угрожает космическим кораблям». Universe Today . Получено 30 января 2016 г.
  9. ^ ab «Как образовался пояс астероидов? Была ли там планета?». CosmosUp. 17 января 2016 г. Архивировано из оригинала 6 декабря 2018 г. Получено 30 января 2016 г.
  10. ^ Redd, Nola Taylor (11 июня 2012 г.). "Asteroid Belt: Facts & Information". Space.com . Получено 30 января 2016 г. .
  11. ↑ Битти, Келли (10 марта 2009 г.). «Скульптура пояса астероидов». Sky & Telescope . Получено 30 апреля 2014 г. .
  12. ^ Дельгранде, Джей Джей; Соунс, С.В. (1943). «Разрыв Кирквуда на орбитах астероидов». Журнал Королевского астрономического общества Канады . 37 : 187. Бибкод : 1943JRASC..37..187D.
  13. ^ Каннингем, Клиффорд Дж. (сентябрь 2022 г.). «Истоки и наследие «пробелов Кеплера»". Журнал астрономической истории и наследия . 25 (3): 439–456. Bibcode : 2022JAHH...25..439C. doi : 10.3724/SP.J.1440-2807.2022.03.02. S2CID  256570746.
  14. ^ Дэвис, Фил; Данфорд, Билл; Бек, Мур. «Рассвет: между Юпитером и Марсом [sic], я размещаю планету» (PDF) . Лаборатория реактивного движения . NASA . Архивировано (PDF) из оригинала 21 ноября 2005 г.
  15. ^ Рассел, Кристофер; Рэймонд, Кэрол, ред. (2012). Миссия Dawn к малым планетам 4 Веста и 1 Церера. Springer Science+Business Media . стр. 5. ISBN 978-1-4614-4902-7.
  16. ^ abc Hilton, J. (2001). «Когда астероиды стали малыми планетами?». Военно-морская обсерватория США (USNO) . Архивировано из оригинала 6 апреля 2012 г. Получено 1 октября 2007 г.
  17. ^ ab "Dawn: A Journey to the Beginning of the Solar System". Space Physics Center: UCLA . 2005. Архивировано из оригинала 24 мая 2012 г. Получено 3 ноября 2007 г.
  18. ^ Хоскин, Майкл. «Закон Боде и открытие Цереры». Черчилль-колледж, Кембридж . Архивировано из оригинала 10 мая 2008 г. Получено 12 июля 2010 г.{{cite web}}: CS1 maint: бот: исходный статус URL неизвестен ( ссылка )
  19. ^ Ньето, Майкл Мартин (2014). Закон Тициуса-Боде о планетарных расстояниях, его история и теория. Elsevier Science. стр. 17. ISBN 978-1-4831-5936-2.
  20. ^ «Вызовите полицию! История открытия астероидов». Astronomy Now (июнь 2007 г.): 60–61.
  21. ^ Уинтерберн, Эмили (10 марта 2021 г.). «Открытие астероида Веста: история Небесной полиции». Sky at Night Magazine . BBC . Получено 18 октября 2022 г.
  22. ^ Мак-Вильямс, Брендан (31 июля 2001 г.). «Бесплодные поиски Небесной полиции». Irish Times . Получено 18 октября 2022 г.
  23. ^ abc Staff (2002). "Astronomical Serendipity". NASA JPL. Архивировано из оригинала 6 февраля 2012 года . Получено 20 апреля 2007 года .
  24. ^ Харпер, Дуглас (2010). "Астероид". Онлайн-словарь этимологии . Этимология онлайн . Получено 15 апреля 2011 г.
  25. ^ ДеФорест, Джессика (2000). «Греческие и латинские корни». Университет штата Мичиган. Архивировано из оригинала 12 августа 2007 г. Получено 25 июля 2007 г.
  26. ^ Каннингем, Клиффорд (1984). «Уильям Гершель и первые два астероида». Бюллетень малых планет . 11. Обсерватория Дэнс-Холл, Онтарио: 3. Bibcode : 1984MPBu...11....3C.
  27. ^ Элкинс-Тантон, Линда Т. (2011). Астероиды, метеориты и кометы (пересмотренное издание). Нью-Йорк: Факты в деле. ISBN 978-0-8160-7696-3. OCLC  1054369860.[ нужна страница ]
  28. ^ «Совпадение ли, что большинство планет попадают в границы закона Тициуса-Боде?». astronomy.com . Получено 22 января 2014 г.
  29. ^ фон Гумбольдт, Александр (1850). Космос: набросок физического описания Вселенной . Том 1. Нью-Йорк: Harper & Brothers. стр. 44. ISBN 978-0-8018-5503-0.
  30. ^ Манн, Роберт Джеймс (1852). Руководство по познанию небес . Джарролд. стр. 171.и 1853, стр. 216
  31. ^ «Дальнейшее исследование относительно формы, величины, массы и орбиты астероидных планет». The Edinburgh New Philosophical Journal . 5 : 191. Январь–апрель 1857 г.: «[Профессор Пирс] затем заметил, что аналогия между кольцом Сатурна и поясом астероидов заслуживает внимания».
  32. ^ Хьюз, Дэвид У. (2007). «Краткая история обнаружения астероидов». BBC. Архивировано из оригинала 11 июня 2011 г. Получено 20 апреля 2007 г.
  33. ^ Мур, Патрик; Риз, Робин (2011). Справочник по астрономии Патрика Мура (2-е изд.). Cambridge University Press. стр. 156. ISBN 978-0-521-89935-2.
  34. ↑ Мэнли, Скотт (25 августа 2010 г.). Asteroid Discovery from 1980 to 2010. YouTube . Архивировано из оригинала 30 октября 2021 г. Получено 15 апреля 2011 г.
  35. ^ "MPC Archive Statistics". IAU Minor Planet Center . Получено 4 апреля 2011 г.
  36. ^ 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.
  37. ^ ab Harrington, JD (22 января 2014 г.). «Телескоп Herschel обнаружил воду на карликовой планете – выпуск 14-021». NASA . Получено 22 января 2014 г. .
  38. ^ Каннингем, Клиффорд Дж. (2017). Исследование происхождения астероидов и ранних находок на Весте . Исторические исследования в области исследований астероидов. Springer International Publishing. стр. 1. doi : 10.1007/978-3-319-58118-7. ISBN 978-3-319-58117-0.
  39. ^ Бронштен, В. А. (1972). «Происхождение астероидов». НАСА.
  40. ^ Масетти, М.; Мукаи, К. (1 декабря 2005 г.). «Происхождение пояса астероидов». Центр космических полетов имени Годдарда НАСА . Проверено 25 апреля 2007 г.
  41. ↑ Ватанабэ, Сьюзан (20 июля 2001 г.). «Тайны солнечной туманности». NASA. Архивировано из оригинала 17 января 2012 г. Получено 2 апреля 2007 г.
  42. ^ Чемберс, Джон Э. (июль 2004 г.). «Планетарная аккреция во внутренней Солнечной системе». Earth and Planetary Science Letters . 233 (3–4): 241–252. Bibcode : 2004E&PSL.223..241C. doi : 10.1016/j.epsl.2004.04.031.
  43. ^ abc Petit, J.-M.; Morbidelli, A.; Chambers, J. (2001). "The Primordial Excitation and Clearing of the Asteroid Belt" (PDF) . Icarus . 153 (2): 338–347. Bibcode :2001Icar..153..338P. doi :10.1006/icar.2001.6702. Архивировано (PDF) из оригинала 21 февраля 2007 г. . Получено 22 марта 2007 г. .
  44. ^ Скотт, ERD (13–17 марта 2006 г.). «Ограничения на возраст и механизм формирования Юпитера и время жизни туманности по хондритам и астероидам». Труды 37-й ежегодной конференции по науке о Луне и планетах . Лиг-Сити, Техас: Лунное и планетарное общество. Bibcode : 2006LPI....37.2367S.
  45. ^ Эдгар, Р.; Артимович, П. (2004). «Накачка планетезимального диска быстро мигрирующей планетой». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 354 (3): 769–772. arXiv : astro-ph/0409017 . Bibcode : 2004MNRAS.354..769E. doi : 10.1111/j.1365-2966.2004.08238.x . S2CID  18355985.
  46. ^ Тейлор, Г. Дж.; Кейл, К.; Маккой, Т.; Хаак, Х.; Скотт, Э. Р. Д. (1993). «Дифференциация астероидов – Пирокластический вулканизм в магматических океанах». Метеоритика . 28 (1): 34–52. Bibcode : 1993Metic..28...34T. doi : 10.1111/j.1945-5100.1993.tb00247.x.
  47. ^ Келли, Карен (2007). «Исследователи из Университета Торонто обнаружили ключи к ранней солнечной системе». Университет Торонто . Архивировано из оригинала 29 февраля 2012 г. Получено 12 июля 2010 г.
  48. ^ 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. ISBN 978-0-8165-2281-1.{{cite book}}: CS1 maint: отсутствует местоположение издателя ( ссылка )
  49. ^ Gaffey, Michael J. (1996). «Спектральные и физические свойства металла в метеоритных скоплениях: последствия для материалов поверхности астероидов». Icarus . 66 (3): 468–486. Bibcode :1986Icar...66..468G. doi :10.1016/0019-1035(86)90086-2. ISSN  0019-1035.
  50. ^ Кейл, К. (2000). «Термическое изменение астероидов: доказательства из метеоритов». Планетарная и космическая наука . Получено 8 ноября 2007 г.
  51. ^ Baragiola, RA; Duke, CA; Loeffler, M.; McFadden, LA; Sheffield, J. (2003). «Воздействие ионов и микрометеоритов на минеральные поверхности: изменения отражательной способности и образование атмосферных частиц в безвоздушных телах солнечной системы». Совместная ассамблея EGS – AGU – EUG : 7709. Bibcode : 2003EAEJA.....7709B.
  52. ^ Chapman, CR; Williams, JG; Hartmann, WK (1978). «Астероиды». Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 16 : 33–75. Bibcode : 1978ARA&A..16...33C. doi : 10.1146/annurev.aa.16.090178.000341.
  53. ^ Kracher, A. (2005). "Астероид 433 Эрос и частично дифференцированные планетезимали: объемное истощение против поверхностного истощения серы" (PDF) . Лаборатория Эймса . Архивировано (PDF) из оригинала 28 ноября 2007 г. . Получено 8 ноября 2007 г. .
  54. ^ Пиччони, Роберт (19 ноября 2012 г.). «Сделали ли падения астероидов Землю пригодной для жизни?». Guidetothecosmos.com . Получено 3 мая 2013 г. .
  55. ^ Стайлз, Лори (15 сентября 2005 г.). «Астероиды стали причиной раннего внутреннего катаклизма Солнечной системы». UANews . Получено 18 октября 2018 г.
  56. ^ Альфвен, Х.; Аррениус, Г. (1976). «Малые тела». SP-345 Эволюция Солнечной системы . NASA. Архивировано из оригинала 13 мая 2007 г. Получено 12 апреля 2007 г.
  57. ^ ab Spratt, Christopher E. (апрель 1990 г.). «Венгерская группа малых планет». Журнал Королевского астрономического общества Канады . 84 : 123–131. Bibcode : 1990JRASC..84..123S.
  58. ^ Lecar, M.; Podolak, M.; Sasselov, D.; Chiang, E. (2006). «Инфракрасные перистые облака – Новые компоненты расширенного инфракрасного излучения». The Astrophysical Journal . 640 (2): 1115–1118. arXiv : astro-ph/0602217 . Bibcode : 2006ApJ...640.1115L. doi : 10.1086/500287. S2CID  18778001.
  59. ^ Берарделли, Фил (23 марта 2006 г.). «Кометы Главного пояса могли быть источником воды на Земле». Space Daily . Получено 27 октября 2007 г.
  60. ^ Lakdawalla, Emily (28 апреля 2006 г.). «Открытие совершенно нового типа кометы». Планетарное общество. Архивировано из оригинала 1 мая 2007 г. Получено 20 апреля 2007 г.
  61. ^ de la Fuente Marcos, Carlos; de la Fuente Marcos, Raúl (1 октября 2022 г.). «Недавние прибытия в главный пояс астероидов». Небесная механика и динамическая астрономия . 134 (5): 38. arXiv : 2207.07013 . Bibcode : 2022CeMDA.134...38D. doi : 10.1007/s10569-022-10094-4 .
  62. ^ Davis, DR; Durda, DD; Marzari, F.; Campo Bagatin, A.; Gil-Hutton, R. (март 2002 г.). "Столкновительная эволюция популяций малых тел" (PDF) . В Bottke Jr., WF; Cellino, A.; Paolicchi, P.; Binzel, RP (ред.). Астероиды III . Tucson: University of Arizona Press. стр. 545–558. Bibcode : 2002aste.book..545D. doi : 10.2307/j.ctv1v7zdn4.41. ISBN 978-0-8165-2281-1. Получено 11 февраля 2023 г. .
  63. ^ Yeomans, Donald K. (26 апреля 2007 г.). "JPL Small-Body Database Search Engine". NASA JPL . Получено 26 апреля 2007 г. – поиск астероидов в областях главного пояса диаметром >100.
  64. ^ Тедеско, Э. Ф.; Дезерт, Ф.-Х. (2002). «Глубокий поиск астероидов инфракрасной космической обсерваторией». The Astronomical Journal . 123 (4): 2070–2082. Bibcode : 2002AJ....123.2070T. doi : 10.1086/339482 .
  65. ^ Bottkejr, W.; Durda, D.; Nesvorny, D.; Jedicke, R.; Morbidelli, A.; Vokrouhlicky, D.; Levison, H. (май 2005 г.). «Распределение окаменелых размеров главного пояса астероидов». Icarus . 175 (1): 111–140. Bibcode :2005Icar..175..111B. doi :10.1016/j.icarus.2004.10.026.
  66. ^ О'Брайен, Дэвид П.; Сайкс, Марк В. (декабрь 2011 г.). «Происхождение и эволюция пояса астероидов — последствия для Весты и Цереры». Space Science Reviews . 163 (1–4): 41–61. Bibcode :2011SSRv..163...41O. doi :10.1007/s11214-011-9808-6. ISSN  0038-6308. S2CID  121856071.
  67. ^ ab Williams, Gareth (25 сентября 2010 г.). "Распределение малых планет". Minor Planets Center . Получено 27 октября 2010 г.
  68. ^ «Пояс астероидов содержит остатки солнечной системы». EarthSky | Обновления о вашем космосе и мире . 3 ноября 2021 г. Получено 20 января 2023 г.
  69. ^ Уильямс, Мэтт (10 августа 2016 г.). «Насколько далеко от Земли находится пояс астероидов?». Universe Today . Получено 20 января 2023 г.
  70. ^ "In Depth | Ceres". NASA Solar System Exploration . Получено 11 февраля 2023 г.
  71. ^ Gradie, J.; Tedesco, E. (июнь 1982 г.). «Композиционная структура пояса астероидов». Science . 216 (4553): 1405–1407. Bibcode :1982Sci...216.1405G. doi :10.1126/science.216.4553.1405. PMID  17798362. S2CID  32447726.
  72. ^ abc DeMeo, FE; Alexander, CM O'D.; Walsh, KJ; Chapman, CR; Binzel, RP (2015). «Композиционная структура пояса астероидов». В Michel, Patrick; DeMeo, Francesca E.; Bottke, William F. (ред.). Астероиды IV . Тусон: Издательство Университета Аризоны. стр. 13–41. arXiv : 1506.04805 . Bibcode : 2015aste.book...13D. doi : 10.2458/azu_uapress_9780816532131-ch002. ISBN 978-0-816-53213-1. S2CID  4648806.
  73. ^ ab Wiegert, P.; Balam, D.; Moss, A.; Veillet, C.; Connors, M.; Shelton, I. (2007). "Доказательства зависимости цвета от распределения размеров астероидов главного пояса" (PDF) . The Astronomical Journal . 133 (4): 1609–1614. arXiv : astro-ph/0611310 . Bibcode :2007AJ....133.1609W. doi :10.1086/512128. S2CID  54937918. Архивировано (PDF) из оригинала 6 июля 2011 г. . Получено 6 сентября 2008 г. .
  74. ^ abc Blair, Edward C., ed. (2002). Астероиды: обзор, аннотации и библиография. Nova Science Publishers. стр. 2. ISBN 978-1-59033-482-9.
  75. ^ Кларк, BE (1996). «Новые новости и конкурирующие взгляды на геологию пояса астероидов». Лунная и планетарная наука . 27 : 225–226. Bibcode : 1996LPI....27..225C.
  76. ^ Margot, JL; Brown, ME (2003). "A Low-Density M-type Asteroid in the Main Belt" (PDF) . Science . 300 (5627): 1939–1942. Bibcode :2003Sci...300.1939M. doi :10.1126/science.1085844. PMID  12817147. S2CID  5479442. Архивировано из оригинала (PDF) 26 февраля 2020 г.
  77. ^ ab Lang, Kenneth R. (2003). "Астероиды и метеориты". NASA's Cosmos. Архивировано из оригинала 24 марта 2012 г. Получено 2 апреля 2007 г.
  78. ^ Мюллер, М.; Харрис, AW; Дельбо, М. (2005). "21 Лютеция и другие M-типы: их размеры, альбедо и тепловые свойства по новым измерениям IRTF". Бюллетень Американского астрономического общества . 37. Команда MIRSI: 627. Bibcode : 2005DPS....37.0702M.
  79. ^ ab Duffard, RD; Roig, F. (14–18 июля 2008 г.). «Два новых базальтовых астероида в Главном поясе?». Астероиды, кометы, метеоры 2008. Балтимор, Мэриленд. arXiv : 0704.0230 . Bibcode : 2008LPICo1405.8154D.
  80. ^ ab Than, Ker (2007). «Странные астероиды сбивают с толку ученых». space.com . Получено 14 октября 2007 г.
  81. ^ «Когда комета не является кометой?». Пресс-релиз ESA/Hubble . Получено 12 ноября 2013 г.
  82. ^ Low, FJ; Beintema, DA; Gautier, TN; Gillett, FC; Beichman, CA; Neugebauer, G.; Young, E.; Aumann, HH; Boggess, N .; Emerson, JP; Habing, HJ; Hauser, MG; Houck, JR; Rowan-Robinson, M.; Soifer, BT; Walker, RG; Wesselius, PR (1984). "Инфракрасные перистые облака – Новые компоненты расширенного инфракрасного излучения". Astrophysical Journal Letters . 278 : L19–L22. Bibcode : 1984ApJ...278L..19L. doi : 10.1086/184213.
  83. ^ «Интервью с Дэвидом Джуиттом». YouTube.com. 5 января 2007 г. Архивировано из оригинала 30 октября 2021 г. Получено 21 мая 2011 г.
  84. ^ Это значение было получено путем простого подсчета всех тел в этом регионе с использованием данных по 120 437 пронумерованным малым планетам из базы данных орбит Центра малых планет от 8 февраля 2006 года.
  85. ^ "JPL Small-Body Database Search Engine: orbital class (MBA)". JPL Solar System Dynamics . Получено 26 февраля 2018 г.
  86. ^ Ферни, Дж. Дональд (1999). "Американский Кеплер". American Scientist . 87 (5): 398. doi :10.1511/1999.5.398. Архивировано из оригинала 21 июня 2017 г. Получено 4 февраля 2007 г.
  87. ^ Лиу, Джер-Чи; Малхотра, Рену (1997). «Истощение внешнего пояса астероидов». Science . 275 (5298): 375–377. Bibcode :1997Sci...275..375L. doi :10.1126/science.275.5298.375. hdl : 2060/19970022113 . PMID  8994031. S2CID  33032137.
  88. ^ Backman, DE (6 марта 1998 г.). «Флуктуации общей плотности зодиакальных облаков». Отчет Backman . Исследовательский центр Эймса NASA. Архивировано из оригинала 3 марта 2012 г. Получено 4 апреля 2007 г.
  89. ^ Nesvorný, David; Bottke Jr, William F.; Dones, Luke; Levison, Harold F. (июнь 2002 г.). "The recently breakup of an asteroid in the main-belt region" (PDF) . Nature . 417 (6890): 720–722. Bibcode :2002Natur.417..720N. doi :10.1038/nature00789. PMID  12066178. S2CID  4367081. Архивировано (PDF) из оригинала 7 августа 2004 г.
  90. ^ Уолш, Кевин Дж. (сентябрь 2018 г.). «Астероиды-груды обломков». Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 56 : 593–624. arXiv : 1810.01815 . Bibcode : 2018ARA&A..56..593W. doi : 10.1146/annurev-astro-081817-052013. S2CID  119530506.
  91. ^ ab Reach, William T. (1992). "Зодиакальная эмиссия. III – Пыль вблизи пояса астероидов". Astrophysical Journal . 392 (1): 289–299. Bibcode :1992ApJ...392..289R. doi : 10.1086/171428 .
  92. ^ Nesvorný, David; Jenniskens, Peter; Levison, Harold F.; Bottke, William F.; Vokrouhlický, David; Gounelle, Matthieu (2010). «Кометное происхождение зодиакального облака и углеродистых микрометеоритов. Последствия для горячих дебрис-дисков». The Astrophysical Journal . 713 (2): 816–836. arXiv : 0909.4322 . Bibcode :2010ApJ...713..816N. doi :10.1088/0004-637X/713/2/816. S2CID  18865066.
  93. ↑ Кингсли, Дэнни (1 мая 2003 г.). «Загадочное несоответствие метеоритной пыли решено». ABC Science . Получено 4 апреля 2007 г.
  94. ^ "Метеоры и метеориты" (PDF) . NASA. Архивировано из оригинала (PDF) 15 октября 2006 г. Получено 12 января 2012 г.
  95. ^ Хьюз, Дэвид У. (2007). «Поиск астероидов в космосе». BBC. Архивировано из оригинала 10 марта 2012 г. Получено 20 апреля 2007 г.
  96. ^ Лемэтр, Энн (31 августа – 4 сентября 2004 г.). «Классификация семейств астероидов из больших каталогов». Труды Dynamics of Populations of Planetary Systems . Белград, Сербия и Черногория: Cambridge University Press. стр. 135–144. Bibcode :2005dpps.conf..135L. doi : 10.1017/S1743921304008592 .
  97. ^ Мартел, Линда МВ (9 марта 2004 г.). «Крошечные следы распада большого астероида». Planetary Science Research Discoveries. Архивировано из оригинала 1 апреля 2007 г. Получено 2 апреля 2007 г.
  98. ^ Дрейк, Майкл Дж. (2001). «История эвкрита/Весты». Метеоритика и планетарная наука . 36 (4): 501–513. Bibcode :2001M&PS...36..501D. doi : 10.1111/j.1945-5100.2001.tb01892.x .
  99. ^ Лав, С.Г.; Браунли, Д.Э. (1992). «Вклад пылевой полосы IRAS в межпланетный пылевой комплекс – доказательства, наблюдаемые на 60 и 100 микронах». Astronomical Journal . 104 (6): 2236–2242. Bibcode : 1992AJ....104.2236L. doi : 10.1086/116399 .
  100. ^ Галиаццо, MA; Вигерт, П.; Альбаае, С. (2016). «Влияние кентавров и транснептуновых объектов на главный пояс и его семейства». Астрофизика и космическая наука . 361 (12): 361–371. arXiv : 1611.05731 . Bibcode : 2016Ap&SS.361..371G. doi : 10.1007/s10509-016-2957-z. S2CID  118898917.
  101. ^ 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.
  102. ^ Новакович, Боян; Цирвулис, Георгиос; Гранвик, Микаэль; Тодович, Ана (июнь 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 . ISSN  0004-6256. S2CID  96428710.
  103. ^ Даймок, Роджер (2010). Астероиды и карликовые планеты и как их наблюдать. Astronomers' Observing Guides. Springer. стр. 24. ISBN 978-1-4419-6438-0. Получено 4 апреля 2011 г. .
  104. ^ Nesvorný, David; Enke, Brian L.; Bottke, William F.; Durda, Daniel D.; Asphaug, Erik; Richardson, Derek C. (август 2006 г.). «Образование скопления Карин в результате удара астероида». Icarus . 183 (2): 296–311. Bibcode :2006Icar..183..296N. doi :10.1016/j.icarus.2006.03.008.
  105. ^ Макки, Мэгги (18 января 2006 г.). «Эпоха пылевых бурь, отслеженная до столкновения с астероидом». New Scientist Space . Получено 15 апреля 2007 г.
  106. ^ Nesvorný, D.; Vokrouhlický, D.; Bottke, WF (2006). "The Breakup of a Main-Belt Asteroid 450 Thousand Years Ago" (PDF) . Science . 312 (5779): 1490. Bibcode :2006Sci...312.1490N. doi :10.1126/science.1126175. PMID  16763141. S2CID  38364772. Архивировано (PDF) из оригинала 9 мая 2008 г.
  107. ^ 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 .
  108. ^ Nesvorný, D.; Bottke, WF; Levison, HF; Dones, L. (2003). "Recent Origin of the Solar System Dust Bands" (PDF) . The Astrophysical Journal . 591 (1): 486–497. Bibcode :2003ApJ...591..486N. doi :10.1086/374807. S2CID  1747264. Архивировано из оригинала (PDF) 12 апреля 2020 г.
  109. ^ Шипперс, П.; Мейер-Верне, Н.; Лекашё, А.; Бельеуан, С.; Монкюке, М.; Курт, В. С.; Манн, И.; Митчелл, Д. Г.; Андре, Н. (июнь 2015 г.). «Обнаружение нанопыли на расстоянии от 1 до 5 а. е. с использованием измерений волн Кассини». The Astrophysical Journal . 806 (1): 77. arXiv : 1504.02345 . Bibcode :2015ApJ...806...77S. doi :10.1088/0004-637X/806/1/77. S2CID  118554353. 77.
  110. ↑ Грейсиус, Тони (31 июля 2015 г.). «NASA's Juno дает вид на пролет Земли, похожий на вид космического корабля». nasa.gov . NASA . Получено 4 сентября 2015 г. .
  111. ↑ Стерн, Алан (2 июня 2006 г.). «New Horizons пересекает пояс астероидов». Space Daily . Получено 14 апреля 2007 г.
  112. ^ Barucci, MA; Fulchignoni, M.; Rossi, A. (2007). "Цели астероидов Rosetta: 2867 Steins и 21 Lutetia". Space Science Reviews . 128 (1–4): 67–78. Bibcode : 2007SSRv..128...67B. doi : 10.1007/s11214-006-9029-6. S2CID  123088075.
  113. ^ "Команда NASA's Lucy объявляет о новой цели для астероида". NASA. 25 января 2023 г. Получено 14 февраля 2023 г.
  114. ^ 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.
  115. ^ "NASA Continues Psyche Asteroid Mission". NASA. 28 октября 2022 г. Получено 14 февраля 2023 г.

Внешние ссылки

Послушайте эту статью ( 35 минут )
Разговорный значок Википедии
Этот аудиофайл был создан на основе редакции этой статьи от 30 марта 2012 года и не отражает последующие правки. ( 2012-03-30 )
( Аудиопомощь  · Больше устных статей )
На Викискладе есть медиафайлы по теме «Астероиды Главного пояса» .