Пояс астероидов

редактировать
Околозвездный диск (количество вещества) на орбите между Марсом и Юпитером

Астероиды внутренней Солнечной системы и Юпитер: пояс расположен между орбитами Юпитера и Марса.
Солнце. Трояны Юпитера. Орбиты планет Пояс астероидов . Астероиды Хильда (Хильда). Около Земли (выделено)
Относительные массы двенадцати верхних известных астероидов по сравнению с остаточной массой всех других астероидов в поясе. Безусловно, самым большим объектом в поясе является карликовая планета Церера. Общая масса пояса астероидов значительно меньше, чем у Плутона, и примерно вдвое больше, чем у спутника Плутона Харон.

пояс астероидов представляет собой тор-образный регион в Солнечной системе, расположенный примерно между орбитами планет Юпитер и Марс, который занят большим твердым телом, тела неправильной формы, многих размеров, но намного меньше планет, называемые астероидами или малыми планетами. Этот пояс астероидов также называют основным поясом астероидов или основным поясом, чтобы отличать его от других популяций астероидов в Солнечной системе, таких как околоземных астероидов и троянских астероидов.

Около половины массы пояса принадлежат четырем сторонам астероидах: Церера, Веста, Паллас и Гигия. Общая масса пояса астероидов составляет примерно 4% от массы Луны.

Цереры, единственного объекта в поясе астероидов, достаточно большого, чтобы быть карликовой планетой, имеет диаметр около 950 км., тогда как Веста, Паллада и Гигея имеют диаметр среднего менее 600 км. Остальные тела достигают размеров частицы пыли. Материал астероида настолько тонко распределен, что многочисленные беспилотные космические аппараты прошли его без происшествий. Между тем не менее, столкновения между крупными астероидами действительно существуют, и они могут привести к образованию семейства астероидов , члены которого имеют разные орбитальные характеристики и состав. Отдельные астероиды в поясе астероидов классифицируются по их спектрам, большинство из которых делятся на три основные группы: углеродистые (C-тип ), силикатные (S-тип ) и богатые металлами (M-тип ).

Пояс астероидов образовался из изначальной солнечной туманности как группа планетезималей. Планетезимали меньшими предшественниками протопланет. Между Марсом и Юпитером, однако, гравитационные возмущения Юпитера наделили протопланеты слишком большой орбитальной энергией, чтобы они аккретировали в планету. Столкновения стали слишком сильными, и вместо того, чтобы слиться вместе, планетезимали и большинство протопланет разлетелись на части. В результате 99,9% образования массы пояса астероидов было потеряно за первые 100 миллионов лет истории Солнечной системы. Некоторые фрагменты в конечном итоге попали во внутренние области Солнечной системы, что привело к ударам метеоритов на внутренней планете. Орбиты астероидов жестоко возмущаться всякий раз, когда их период обращения вокруг Солнца образует орбитальный резонанс с Юпитером. На этих орбитальных расстояниях возникает разрыв Кирквуда, когда они перемещаются на другие орбиты.

Классы малых тел Солнечной системы в других регионах являются близкими -Земляные объекты, кентавры, объекты пояса Койпера, объекты рассеянный диск, седноиды и Облако Оорта объектов.

22 января 2014 года ученые ЕКА впервые сообщили об обнаружении водяного пара на Церере, самом большом объекте в поясе астероидов. Обнаружение было выполнено с использованием дальнего инфракрасного диапазона космической обсерватории Гершеля. Открытие было неожиданным, потому что кометы, а не астероиды, как правило, считаются «источниками струй и шлейфов». По словам одного из ученых, «Границы между кометами и астероидами становятся все более и более размытыми».

Содержание

  • 1 История наблюдений
  • 2 Происхождение
    • 2.1 Формирование
    • 2.2 Эволюция
  • 3 Характеристики
    • 3.1 Состав
    • 3.2 Кометы главного пояса
    • 3.3 Орбиты
      • 3.3.1 Разрывы Кирквуда
  • 4 Столкновения
    • 4.1 Метеориты
  • 5 Семейства и группы
    • 5.1 Периферия
    • 5.2 Новые семейства
  • 6 Исследование
  • 7 См.
  • 8 Ссылки
  • 9 Дополнительная литература
  • 10 Внешние ссылки

История наблюдений

Иоганн Кеплер заметил в 1596 году отклонения орбит Марса и Юпитера, которые позже были объяснены гравитацией астероидов.

В 1596 году Иоганн Кеплер предсказал: «Между Марсом и Юпитером я помещаю планету» в его Mysterium Cosmographicum. Анализируя данные Тихо Браге, Кеплер подумал, что существует слишком большой разрыв между орбитами Марса и Юпитера.

В анонимной сноске к его переводу 1766 года Чарльз «Созерцании природы» Бонне астроном Иоганн Даниэль Тициус из Виттенберга заметил очевидную закономерность в расположении планет, известную теперь как Тициус- Закон Боде. Если начать числовую последовательность с 0, затем включить 3, 6, 12, 24, 48 и т. Д., Удваивая каждый раз, добавить четыре к каждому и разделить на 10, это дает очень близкое приближение к радиусам орбиты известных планет, измеренные в астрономических единицах, при условии, что между орбитами Марса (12) и Юпитера (48) разрешающая «пропавшая планета» (эквивалентная 24 в последовательность). В своей сноске Тиций заявлено: «Но должен ли Лорд-Архитектор оставить это место пустым? Вовсе нет ».

Когда Уильям Гершель открыл Уран в 1781 году, орбита планеты почти полностью соответствовала закону, что привело астрономов к выводу, что между орбитами Марса и Юпитера должна быть планета.

Джузеппе Пиацци, первооткрыватель Цереры, самого большого объекта в поясе астероидов. Церера была известна как планета, но позже была классифицирована как астероид, а с 2006 года - как карликовая планета.

1 января 1801 года Джузеппе Пиацци, заведующий кафедрой астрономии в Университета Палермо, Сицилия, обнаружил крошечный движущийся объект на орбите с радиусом, точно предсказанным этой схемой. Он назвал ее «Церера» в честь римской богини урожая и покровительницы Сицилии. Пиацци полагал, что это комета, но отсутствие комы предполагало, что это была планета.

Таким образом, вышеупомянутый образец предсказал большие полуоси всех восьми планет того времени (Меркурий, Венера, Земля, Марс, Церера, Юпитер, Сатурн и Уран).

Пятнадцать месяцев спустя Генрих Ольберс обнаружил второй объект в том же регионе, Паллас. В отличие от других планет, вместо того, чтобы разделяться на диски, воспользуйтесь световыми точками даже при самом увеличении телескопа. Помимо быстрого движения, они казались неотличимыми от звезд.

. Соответственно, в 1802 году Уильям Гершель относится к своей отдельной категории, названной «астероиды», в греческих астероидов, что означает «звездный». Завершив серию наблюдений над Церерой и Палладой, он пришел к выводу:

Ни планеты, ни кометы нельзя назвать этими двумя звездами каким-либо уместным языком... Они настолько похожи на маленькие звезды, насколько и вряд ли отличаться от них. Отсюда их астероидный облик, если я возьму свое имя и назову их астероидами; Оставьте за собой право изменить это имя, если иное другое, более выразительное по их природе.

К 1807 году дальнейшее расследование выявило два новых объекта в этом регионе: Юнона и Веста. Сожжение Лилиенталя в наполеоновских войнах, где была проделана основная работа, положило конец этому первому периоду открытий.

Несмотря на чеканку Гершеля, в течение нескольких десятилетий существующей обычной практикой называть объекты планетами и добавками к их именам числа, обозначающие последовательность их открытия: 1 Церера, 2 Паллада, 3 Юнона, 4 Веста. В 1845 году астрономы открыли пятый объект (5 Astraea ), и вскоре после этого новые объекты были обнаружены с возрастающей скоростью. Считать их среди планет становилось все труднее. В конце концов, они были исключены из списка планет (как впервые было предложено Александром фон Гумбольдтом в начале 1850-х годов), и выбор Гершеля номенклатуры, «астероиды», постепенно вошел в обиход.

Открытие Нептуна в 1846 году привело к дискредитации закона Тициуса - Боде в глазах ученых, поскольку его орбита была далека от предсказанной. На сегодняшний день нет научного объяснения этого закона, и по мнению астрономов, это совпадение.

Выражение «пояс астероидов» вошло в употреблении в начале 1850-х годов, хотя трудно определить, кто ввел термин. Первое английское употребление, по-видимому, находится в переводе 1850 года (Элис Отте ) Александра фон Гумбольдта Cosmos : «[...] и регулярное появление, примерно 13 ноября и 11 августа - падающие звезды, которые являются вероятными частями пояса астероидов, пересекающих орбиту Земли и движущихся с планетарной скоростью ». Другое раннее появление произошло в Роберте Джеймсе Мане «Путеводитель по познанию небес»: «Орбиты астероидов расположены в широком поясе пространства, простирающемся между крайностями [...]». Американская астроном Бенджамин Пирс

В середине 1868 года было обнаружено сто астероидов, а в 1891 году было обнаружено астрофотография автора Макса Вольфа В общей сложности к 1921 году было обнаружено 1000 астероидов, к 1981 году - 10 000, а к 2000 году - 100 000. Современные системы исследования астероидов теперь используют автоматизированные средства для обнаружения новых малых планет во всех возрастающих количествах.

Происхождение

Пояс астероидов, показывающий наклоны орбит в зависимости от расстояний от Солнца, с астероидами в центральной области пояса астероидов красным цветом и другими астероидами синим

Формация

В 1802 году, вскоре после открытия Паллада, Ольберс предположил Гершелю, что Церера и Паллада были фрагментами гораздо большей планеты, которая когда-то занимала регион Марс-Юпитер, и эта планета пострадала от внутреннего взрыва или столкновение с кометой. миллионов лет назад (одесский астроном К.Н. Савченко предположил, что Церера, Паллада, Юнона и Веста были сбежавшими лунами, а не фрагментами взорвавшейся планеты). Количество энергии, необходимое для разрушения планеты, в сочетании с большим совокупным массой пояса, составляющее всего около 4% от массы Луны Земли, не подтверждают эту гипотезу. Кроме того, становится ясно основные химические различия между астероидами. В 2018 году исследование, проведенное учеными из Университета Флориды, показало, что пояс астероидов был создан из остатков нескольких древних планет, а не одной планеты.

Гипотеза создания пояса астероидов состоит в том, что в целом В Солнечной системе планетарное образование, как полагают, произошло в результате процесса, сравнимого с давней небулярной гипотезой: межзвездной пыли и газа схлопнулось под создаваемый вращающийся диск из материала. которые затем уплотнились, образуя Солнце и планеты. В течение нескольких миллионов лет истории Солнечной системы процесс аккреции липких столкновений вызывал слипание мелких частиц, которые постепенно увеличивались в размерах. Когда сгустки достигли достаточной массы, они могли притягивать тела за счет гравитационного притяжения и становиться планетезималией. Эта аккреция привела к образованию планет.

Планетезимали в области, которая должна была стать поясом астероидов, были слишком возмущены Юпитера, чтобы образовать планету. Вместо этого они продолжали вращаться вокруг Солнца, как и раньше, время от времени сталкиваясь. В регионах, где средняя скорость столкновения была высокой, разрушение планетезималей имело тенденцию преобладать над аккрецией, предотвращает образование тел размером с планету. Орбитальные резонансы включеныли, когда период объекта в поясе составлял целую часть периода обращения Юпитера, переводя объект на другой орбиту; область, лежащая между орбитами Марса и Юпитера, создает множество таких орбитальных резонансов. Юпитер мигал внутрь после его формирования, эти резонансы охватили пояс астероидов, динамически возбуждая население региона и увеличивая их скорость относительно друг друга.

На ранней стадии существования Земли в Солнечной системе астероиды до некоторой степени расплавились, что происходит внутри элемента частично или полностью дифференцироваться по массе. Некоторые из тел-прародителей могли даже испытать периоды взрывного вулканизма и сформировать магму океанов. Однако из-за относительно небольшого размера период плавления обязательно был коротким (по сравнению с гораздо более крупными планетами) и обычно заканчивался около 4,5 миллиардов лет назад, в первые десятки миллионов лет образования. В августе 2007 года исследование кристаллов циркона в антарктическом метеорите, предположительно происходившем из Весты, показало, что он и, как следствие, остальная часть пояса, сформировались довольно быстро, в течение 10 миллионов лет после Происхождения Солнечной системы.

Эволюция

Астероиды не являются образцами изначальной Солнечной системы. Первые претерпели значительную эволюцию, включая внутреннее нагревание (в несколько десятков миллионов лет), плавление поверхности от ударов, космическое выветривание из-за радиации и бомбардировку микрометеоритами. Хотя некоторые ученые называют астероиды остаточными планетезималами, другие считают их разными.

Считается, что нынешний пояс астероидов содержит лишь небольшую часть массы первоначального пояса. Компьютерное моделирование предполагает, что первичный пояс астероидов мог иметь массу, эквивалентную Землю. В первую очередь из-за гравитационных возмущений большая часть материала была выброшена из пояса в течение примерно 1 миллиона лет образования, оставив менее 0,1% от первоначальной массы. С момента их образования размеров пояса астероидов оставалось относительно стабильным: не было значительного увеличения или уменьшения размеров астероидов главного пояса.

Орбитальный резонанс 4: 1 с Юпитером в радиусе 2,06 а.е. можно рассматривать как внутреннюю границу пояса астероидов. Возмущения Юпитера отправляют отклоняющиеся там тела на нестабильные орбиты. Большинство тел, образовавшихся в радиусе этого промежутка, были захвачены Марсом (который имеет афелий на уровне 1,67 а.е.) или выброшены его гравитационными возмущениями в ранней истории Солнечной системы. Астероиды Венгрии расположены ближе к Солнцу, чем резонанс 4: 1, но они защищены от разрушения большим наклоном.

Когда пояс астероидов был впервые сформирован, температура на расстоянии 2,7 а.е. от Солнца образовала «линия снега » ниже точки замерзания воды. Планетезимали, образовавшиеся за пределами этого радиуса, были способны накапливать лед. В 2006 году было объявлено, что популяция комет была обнаружена в поясе астероидов за линией снега, которая могла стать источником воды для океанов Земли. Согласно некоторым моделям, дегазации воды в период формирования Земли для образования океанов было недостаточно, что требовало внешнего источника, такого как бомбардировка комет.

Характеристики

951 Гаспра, первый астероид, полученный космический кораблем во время пролета Галилео в 1991 году; цвета преувеличены Фрагмент метеорита Альенде, углеродистого хондрита, упавшего на Землю в Мексике в 1969 году.

Вопреки распространенным изображениям, пояс астероидов в основном пуст. Астероиды разбросаны по такому большому объему, что было бы маловероятно достичь астероида без тщательного прицеливания. Тем не менее, в настоящее время известно количество тысяч астероидов, и их общее количество колеблется в миллионах или более, в зависимости от нижнего предела размера. Известно, что более 200 астероидов имеют размер более 100 км, и исследование в инфракрасном диапазоне длин волн показало, что пояс астероидов насчитывает от 700 000 до 1,7 миллиона астероидов диаметром от 1 км и более. кажущаяся звездная величина известных астероидов составляет от 11 до 19 со средним значением около 16.

Общая масса пояса астероидов оценивается в 2,39 × 10 кг, что составляет всего 3% от массы Луны. Четыре самых больших объекта: Церера, 4 Веста, 2 Паллада и 10 Гигиея, составляют примерно 40% от общего количества пояса. масса, 25% приходится на одну Цереру.

Состав

Текущий пояс состоит в основном из трех категорий астероидов: астероидов С-типа или углистых астероидов, астероидов S-типа или силикатных, и Астероиды типа M или металлические.

Углеродистые астероиды, как следует из названия, богаты углеродом. Они доминируют над внешними областями пояса астероидов. Вместе они составляют более 75% видимых астероидов. Они имеют более красный оттенок, чем другие астероиды, и имеют очень низкое альбедо. Их поверхностный состав аналогичен углеродистому хондриту метеоритам. По химическому составу их спектры соответствуют изначальному составу ранней Солнечной системы, с удалением только более легких элементов и летучих.

Астероиды S-типа (силикатные -богатые) чаще встречаются во внутренней области пояса, в пределах 2,5 а.е. от Солнца. Спектры их поверхностей показывают присутствие силикатов и некоторых металлов, но не содержат значительных углеродистых соединений. Это указывает на то, что их материалы были значительно изменены по сравнению с их первоначальным составом, вероятно, в результате плавления и преобразования. Они имеют относительно высокое альбедо и составляют около 17% всего населения астероидов.

Астероиды M-типа (богатые металлами) составляют около 10% всего населения; их спектры напоминают железо-никелевые. Считается, что некоторые из них образовались из металлических ядер дифференцированных тел-предшественников, разрушенных в результате столкновения. Однако существуют также силикатные соединения, которые могут иметь похожий вид. Например, большой астероид M-типа 22 Каллиопа, похоже, не состоит в основном из металла. В пределах пояса астероидов распределение астероидов M-типа достигает максимума на большой полуоси около 2,7 а.е. Пока не ясно, все ли M-типы подобны по составу, или это метка для нескольких разновидностей, которые не вписываются в основные классы C и S.

Хаббл рассматривает необычный многохвостый астероид P / 2013 P5.

Одной из загадок пояса астероидов является относительная редкость астероидов V-типа или базальтовых. 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 будут состоять либо из базальта, либо из оливина. Однако наблюдения показывают, что 99 процентов предсказанного базальтового материала отсутствует. До 2001 года считалось, что большинство базальтовых тел, обнаруженных в поясе астероидов, произошли от астероида Веста (отсюда и название V-типа). Однако открытие астероида 1459 Magnya показало, что химический состав несколько отличается от других базальтовыхастероидов, открытого до того момента, что включает в себя происхождение. Эта гипотеза была подтверждена дальнейшим открытием в 2007 году двух астеро во внешнем поясе, 7472 Кумакири и (10537) 1991 RY16, с различными базальтовым составом, который не мог возникнуть из Веста. Эти два последних являются единственными астероидами V-типа, обнаруженными во внешнем поясе на сегодняшний день.

Температура пояса астероидов зависит от расстояния от Солнца. Для частиц пыли внутри пояса типичные температуры изменяются от 200 К (-73 ° C) при 2,2 а.е. до 165 К (-108 ° C) при 3,2 а.е. Однако из-за вращения температуры поверхности астероида может изменяться. посредством поперечного солнечного излучения, а затем - звездному фону.

Кометы главного пояса

Несколько ничем не примечательных тел во внешнем поясе показывают кометную активность. Как их орбиты нельзя объяснить захватом классических комет, считается, что многие из внешних астероидов могут быть ледяными, причем иногда подвергается сублимации из-за небольших ударов. Кометы главного пояса могут быть основным мировым рынком.

Орбиты

Пояс астероидов (показывает эксцентриситет), с поясом астероидов красным и синим (область "ядра" красным)

Большинство астероидов в поясе астероидов имеют эксцентриситет орбиты менее 0,4 и наклонение менее 30 °. Орбитальное распределение астероидов достигает максимума при эксцентриситете около 0,07 и наклонении ниже 4 °. Таким образом, хотя типичный астероид относительно круговой орбиту и находится в плоскости плоскости эклиптики, некоторые орбиты астероидов могут быть сильно эксцентричными или выходить далеко за пределы плоскости эклиптики.

Иногда термин основной пояс используется только для обозначения более компактной «центральной» области, где наибольшая сила используется тел. Это находится между сильными 4: 1 и 2: 1 зазорами Кирквуда на 2,06 и 3,27 а.е. и при эксцентриситетах орбиты менее примерно 0,33, а также орбитальных наклоны ниже примерно 20 °. По состоянию на 2006 год эта «основная» область 93% обнаруженных и пронумерованных малых планет Солнечной системы. База данных малых тел JPL перечисляет более 700000 известных астероидов главного пояса.

промежутки Кирквуда

Количество астероидов в поясе астероидов в зависимости от их большой полуоси. Пунктирными линиями обозначены промежутки Кирквуда, где орбитальные резонансы с Юпитером дестабилизируют орбиты. Цвет дает возможное разделение на три зоны:. Зона I: внутренний основной пояс (a < 2.5 AU ). Зона II: средний основной пояс (2,5 AU < a < 2.82 AU). Зона III: внешний основной пояс (a>) 2,82 а.е.)

Большая полуось астероида используется для описания периодов размеров его орбиты вокруг Солнца, а ее значение определяет обращение малой планеты. В 1866 году Дэниел Кирквуд объявил об открытии промежутков в расстояниях орбитального тел от Солнца. Они были размещены в местах, где был период их обращения вокруг Солнца, целая часть орбитального периода Юпитера.

Когда средний орбитальный период астероида является целым частным орбитальным периодом Юпитер, создается резонанс среднего движения с газовым гигантом, которого достаточно, чтобы вывести астероид на новые элементы орбиты. ых орбитах (либо изначально из-за перемещения орбиты Юпитера, либо из-за предварительных возмущений или столкновений) постепенно перемещаются на разные случайные орбиты с большей или меньшей полуосью.

Столкновения

зодиакальный свет, незначительная часть которого создается пылью от столкновений в поясе астероидов

Высокая заселенность пояса астероидов вызывает очень активную окружающую среду, где часто происходят столкновения астероидов (в астрономических масштабах времени). Ожидается, что столкновение между телами основного пояса со средним радиусом 10 км происходит примерно раз в 10 миллионов лет. Столкновение может раздробить астероид на множество более мелких частей (что приведет к образованию нового семейства астероидов ). И наоборот, столкновения, происходящие на малых относительных скоростях, также могут соединить два астероида. Более чем 4 миллиардов лет таких членов сообщества пояса астероидов теперь мало похожи на предварительную популяцию.

Наряду с телами астероидов пояс астероидов также содержит полосы пыли с размером частиц до нескольких сотен микрометров. Этот материал образует, по крайней мере частично, в результате столкновения между астероидами и столкновениями микрометеоритов с астероидами. Из-за эффект Пойнтинга-Робертсона давление солнечного излучения заставляет эту пыль медленно двигаться по спирали внутрь к Солнцу.

Комбинация этой мелкой астероидной пыли, а также выброшенный кометный материал, производит зодиакальный свет . Это слабое сияние полярных сияний можно наблюдать, простирающееся от Солнца вдоль плоскости эклиптики. Частицы астероидов, излучающие видимый зодиакальный свет, имеют средний радиус около 40 мкм. Типичное время жизни частиц зодиакальных облаков главного пояса составляет около 700 000 лет. Таким образом, чтобы поддерживать пыль, новые частицы должны производиться внутри пояса постоянно астероидов. Когда-то считалось, что столкновения астероидов составляют основной компонент зодиакального света. Однако компьютерное моделирование Несворны и его коллеги отнесло 85 процентов зодиакальной световой пыли к фрагментам комет семейства Юпитера, а не к кометам и столкновениям между астероидами в поясе астероидов. Не более 10 процентов пыли связано с поясом астероидов.

Метеориты

Некоторые обломки столкновений могут образовывать метеороиды, которые входят в атмосферу Земли. Считается, что из 50 000 метеоритов, обнаруженных на Земле на сегодняшний день, возникли 99,8% в поясе астероидов.

Семьи и группы

Этот график наклонения орбиты (i p) по сравнению с эксцентриситетом (e p) для пронумерованных астероидов главного пояса ясно показывает представления, представляющие семейства астероидов.

В 1918 году японский астроном Киёцугу Хираяма заметил, что орбиты некоторых астероидов имели другие параметры, образуя семейства или группы.

Примерно одна часть членов семьи астероидов. У них есть элементы орбиты, такие как большие полуось, эксцентриситет и наклонные орбиты, а также сходные спектральные особенности, все из которых указывают на общее происхождение при распаде более крупного тела. Графические изображения этих элементов для членов семьи астероидов показывают, демонстрируют на присутствие семейства астероидов. Существует от 20 до 30 ассоциаций, которые почти наверняка являются семействами астероидов. Были обнаружены дополнительные группы, которые менее достоверны. Семейства астероидов могут быть подтверждены, когда члены демонстрируют общие спектральные характеристики. Более мелкие ассоциации астероидов называются группы или скопления.

Некоторые из наиболее известных семейств в поясе астероидов (в порядке возрастания больших полуосей) - это Флора, Юнома, Коронис, Эос и Фемида. Одна из крупнейших организаций, насчитывающая более 800 знакомых, могла образоваться в результате столкновения менее 1 миллиарда лет назад. Самый большой астероид, который является истинным членом семьи (в отличие от незваного гостя в случае Цереры с семейством Гефион ) - это 4 Веста. Семья Веста, как полагается, образовалась в результате кратерообразующего удара по Весте. Аналогичным образом, метеориты HED, возможно, также произошли из Весты в результате этого столкновения.

Три заметные полосы пыли были обнаружены в поясе астероидов. Они имеют такие же орбитальные наклонения, как и семейство астероидов Эос, Коронис и Фемида, и поэтому, возможно, связаны с этими группировками.

На эволюцию основного пояса после поздней тяжелой бомбардировки, скорее всего, повлияли проходы крупных кентавров. и транснептуновые объекты (ТНО). Кентавры и TNO, достигающие внутренней части Солнечной системы, могут улучшить орбиты астероидов главного пояса, но только если их масса порядка 10 M☉ для единичных столкновений или на порядок меньше в случае множественных сближений. Маловероятно, что кентавры и TNO значительно рассредоточили старые семейства астероидов в главном поясе, но они нарушили работу некоторых старых семейств астероидов. Текущие астероиды главного пояса, возникшие как кентавры или транснептуновые объекты, могут находиться во внешнем поясе с коротким сроком жизни менее 4 миллионов лет, скорее всего между 2,8 и 3,2 а.е. при больших эксцентриситетах, чем типичные для астероидов главного пояса.

Периферия

, огибающая внутренний край пояса (в диапазоне от 1,78 до 2,0 а.е., со средней большой полуосью 1,9 а.е.) - это семейство малых планет Венгрии. Они названы в честь главного члена, 434 Венгрия ; группа содержит не менее 52 названных астероидов. Группа Hungaria отделена от основной части промежутка Кирквуда 4: 1, и их орбиты имеют большой наклон. Некоторые члены принадлежат к категории астероидов, пересекающих Марс, и гравитационные возмущения Марса, вероятно, являются факторами общей численности населения этой группы.

Другая группа с высоким наклонением во внутренней части пояса астероидов - это семейство Phocaea. Они состоят в основном из астероидов S-типа, тогда как соседнее семейство Hungaria включает несколько E-типов. Семейство фокей находится на орбите между 2,25 и 2,5 а.е. от Солнца.

По внешнему краю пояса астероидов находится группа кибел, вращающаяся между 3,3 и 3,5 а.е. Они имеют орбитальный резонанс 7: 4 с Юпитером. Семейство Хильда вращается между 3,5 и 4,2 а.е., имеет относительно круговые орбиты и стабильный орбитальный резонанс 3: 2 с Юпитером. Есть несколько астероидов за пределами 4,2 а.е. до орбиты Юпитера. Здесь можно найти два семейства троянских астероидов, которых, по крайней мере, для объектов размером более 1 км, примерно столько же, сколько астероидов в поясе астероидов.

Новые семейства

Некоторые семейства астероидов образовались недавно, с точки зрения астрономии. Скопление Карин, по-видимому, образовалось около 5,7 миллиона лет назад в результате столкновения с астероидом-прародителем в радиусе 33 км. Семья Веритас образовалась около 8,3 миллиона лет назад; Доказательства включают межпланетную пыль, извлеченную из океанических отложений.

Совсем недавно скопление Datura, похоже, 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 материала зодиакальной пыли. Другие недавние скопления, такие как скопление Яннини (c.1–5 миллионов лет назад), возможно, предоставили дополнительные источники этой астероидной пыли.

Исследование

Художественная концепция Dawn космический корабль с Vesta и Ceres

Первым космическим кораблем, пересекшим пояс астероидов, был Pioneer 10, который вошел в регион 16 июля 1972 года. В то время были некоторые опасения, что обломки в поясе могут представлять опасность для космического корабля, но с тех пор 12 космических кораблей прошли через него без происшествий. «Пионер-11», «Вояджеры 1 и 2» и Улисс прошли через пояс, не получив изображений астероидов. Галилео сфотографировал 951 Гаспру в 1991 году и 243 Ида в 1993 году, NEAR сфотографировал 253 Матильду в 1997 году и приземлился на 433 Эросе в феврале 2001 года Кассини запечатлел 2685 Масурского в 2000 году, Звездную пыль сфотографировал 5535 Аннефрэнк в 2002 году, New Horizons отображено 132524 APL в 2006 г., Rosetta отображено 2867 Šteins в сентябре 2008 г. и 21 Lutetia в июле 2010 г. и Dawn вращалась вокруг Весты с июля 2011 года по сентябрь 2012 года и вращалась вокруг Цереры с марта 2015 года. На пути к Юпитеру Juno пересекла пояс астероидов, не собрав научных данных. Из-за низкой плотности материалов внутри пояса вероятность столкновения зонда с астероидом сейчас оценивается менее чем в 1 к 1 миллиарду.

Большинство астероидов пояса, отображаемых на сегодняшний день, были получены из краткого обзора Облет зондами, направленными к другим целям. Только миссии Dawn, NEAR Shoemaker и Hayabusa изучали астероиды в течение длительного периода на орбите и на поверхности.

См. Также

  • изображение История науки портал
  • значок Физический портал
  • Астрономический портал
  • Портал Солнечной системы
  • Космический портал

Ссылки

Дополнительная литература

  • Элкинс-Тантон, Линда Т. (2006). Астероиды, метеориты и кометы (Первое изд.). Нью-Йорк: Дом Челси. ISBN 978-0-8160-5195-3.

Внешние ссылки

Слушайте эту статью Разговорный значок Википедии Этот аудиофайл был создан на основе редакции этой статьи от 2012 года -03-30 и не отражает последующие правки. ()
На Викискладе есть средства массовой информации, связанные с астероидами Главного пояса.
Последняя правка сделана 2021-06-12 01:56:15
Содержание доступно по лицензии CC BY-SA 3.0 (если не указано иное).
Обратная связь: support@alphapedia.ru
Соглашение
О проекте