Centura de asteroizi

Centura de asteroizi  este o regiune a sistemului solar , situată între orbitele lui Marte și Jupiter , care este un loc de acumulare a multor obiecte de diferite dimensiuni, majoritatea de formă neregulată, numite asteroizi sau planete minore.

Această regiune este adesea denumită centura principală de asteroizi [1] sau pur și simplu centura principală [2] [3] , subliniind astfel diferența față de alte regiuni similare de clustere de planete mici, cum ar fi centura Kuiper dincolo de orbita lui. Neptun , precum și grupuri de obiecte pe disc împrăștiate și nori Oort .

Expresia „centura de asteroizi” a intrat în uz la începutul anilor 1850 [4] [5] . Prima utilizare a acestui termen este asociată cu numele lui Alexander von Humboldt și cu cartea sa „ Cosmos: un plan pentru descrierea lumii fizice ” („ Kosmos - Entwurf einer physischen Weltbeschreibung ", 1845) [6] .

Masa totală a centurii principale este de aproximativ 4% din masa Lunii, mai mult de jumătate din aceasta este concentrată în cele mai mari patru obiecte: Ceres , (4) Vesta , (2) Pallas și (10) Hygiea . Diametrul lor mediu este de peste 400 km, iar cel mai mare dintre ele, Ceres, are un diametru de peste 950 km, iar masa sa este de două ori mai mare decât masa totală a lui Pallas și Vesta [7] . Dar majoritatea asteroizilor, dintre care există câteva milioane, sunt mult mai mici, până la câteva zeci de metri . În același timp, asteroizii sunt atât de puternic împrăștiați în această regiune a spațiului cosmic încât nici o navă spațială care zboară prin această regiune nu a fost deteriorată de ei .

Conform ipotezei general acceptate, motivul acestei compoziții a centurii de asteroizi este că a început să se formeze direct în apropierea lui Jupiter , al cărui câmp gravitațional a introdus în mod constant perturbări grave pe orbitele planetezimale . Excesul de energie orbitală primită de la Jupiter a dus la ciocniri mai violente ale acestor corpuri între ele, ceea ce le-a împiedicat să se lipească într-o protoplanetă și să se extindă în continuare .

Ca urmare, cele mai multe planetezimale au fost fragmentate în numeroase fragmente mici, dintre care majoritatea au fost fie aruncate din sistemul solar, ceea ce explică densitatea scăzută a centurii de asteroizi, fie mutate pe orbite alungite, de-a lungul cărora ele, căzând în regiunea interioară. a sistemului solar, s-a ciocnit cu planetele grup terestru ; acest fenomen se numește bombardamentul greu târziu .

După această perioadă au avut loc și coliziuni între asteroizi , ceea ce a dus la apariția a numeroase familii de asteroizi  - grupuri de corpuri cu orbite și compoziție chimică similare , care includ un număr semnificativ de asteroizi care există astăzi, precum și la formarea de praf cosmic fin. care formează lumina zodiacală .

În plus, gravitația lui Jupiter creează și regiuni de orbite instabile, unde, din cauza rezonanțelor cu Jupiter, practic nu există asteroizi . Un asteroid care intră acolo va fi, într-un timp relativ scurt, ejectat de pe această orbită în afara sistemului solar sau va umple populația de asteroizi care traversează orbitele planetelor interioare. Acum practic nu există asteroizi în astfel de zone, dar orbitele multor asteroizi mici continuă să se schimbe încet sub influența altor factori .

Principala trăsătură distinctivă care caracterizează asteroizii individuali este spectrul lor, care poate fi folosit pentru a judeca compoziția chimică a unui anumit corp. În centura principală, în funcție de compoziția chimică, se disting 3 clase spectrale principale de asteroizi : carbon ( clasa C ), silicați ( clasa S ) și metal ( clasa M ) . Toate aceste clase de asteroizi, în special cei metalici, prezintă interes din punctul de vedere al industriei spațiale în general și al dezvoltării industriale a asteroizilor în special .

Istoria studiului asteroizilor

regula Titius-Bode

O preistorie deosebită a începutului studiului centurii de asteroizi poate fi considerată descoperirea unei dependențe care descrie aproximativ distanțele planetelor față de Soare, numită regula Titius-Bode. Esența regulii este că locația orbitelor planetelor sistemului solar poate fi descrisă aproximativ printr -o formulă empirică de forma

unde  este numărul ordinal al planetei (în același timp, pentru Mercur ar trebui să presupunem că , și nu corespunde nici unei planete cunoscute).

A fost formulată și publicată pentru prima dată de fizicianul și matematicianul german Johann Titius încă din 1766 [8] [9] [10] , dar în ciuda faptului că, cu rezervele indicate, toate cele șase planete cunoscute în acel moment (de la Mercur la Saturn ), regula nu a atras atenția mult timp. Acest lucru a continuat până când Uranus a fost descoperit în 1781, a cărei semi- axa majoră a orbitei corespundea exact cu cea prezisă de această formulă. După aceea, Johann Elert Bode a sugerat posibilitatea existenței unei a cincea planete de la Soare între orbitele lui Marte și Jupiter, care, conform acestei reguli, ar fi trebuit să se afle la o distanță de 2,8 UA. și nu a fost încă descoperit [10] . Descoperirea lui Ceres în ianuarie 1801, și tocmai la distanța specificată de Soare, a dus la creșterea încrederii în regula Titius-Bode în rândul astronomilor, care a persistat până la descoperirea lui Neptun .

Descoperirea lui Ceres

Baronul Franz Xaver a fost primul care a căutat o planetă între Marte și Jupiter încă din 1787 . Dar, după câțiva ani de observații nereușite, și-a dat seama că are nevoie de ajutorul altor astronomi, așa că în septembrie 1800 a adunat un grup de 24 de oameni de știință pentru a căuta împreună planeta, formând un fel de club informal numit Societatea Lilienthal . Cu toate acestea, acest grup era cel mai bine cunoscut sub numele de „Himmelspolizei”, sau „poliția cerească”. Membrii săi cei mai eminenți au fost William Herschel , Charles Messier și Heinrich Olbers [11] . Ei au împărțit partea zodiacală a cerului de lângă ecliptică în 24 de părți (în funcție de numărul de astronomi), oferind fiecărei regiuni zodiacale 15° lățime pentru a căuta planeta [12] . Sarcina a fost de a descrie coordonatele tuturor stelelor din zona constelațiilor zodiacale la un moment dat. În nopțile următoare au fost verificate coordonatele și au fost evidențiate obiectele care s-au deplasat la o distanță mai mare. Deplasarea estimată a planetei care este căutată ar fi trebuit să fie de aproximativ 30 de secunde de arc pe oră, ceea ce este ușor de văzut.

În ciuda eforturilor „poliției celeste”, planeta a fost descoperită accidental de o persoană care nu era membră a clubului - un astronom italian de la Universitatea din Palermo din Sicilia , Giuseppe Piazzi , care a observat-o în noaptea de 1 ianuarie. , 1801 . Compilând un catalog complet de stele din constelația Taurului , el a descoperit un mic punct de lumină care se mișcă pe fundalul stelelor. Observațiile ulterioare au confirmat că nu este o stea, ci un obiect nou în sistemul solar. Inițial, Piazzi a confundat-o cu o cometă, dar absența comei l-a determinat să creadă că acest obiect ar putea fi o planetă [11] . Ea se afla la o distanță de 2,77 UA. de la Soare, care corespundea aproape întocmai previziunilor domniei Titius-Bode. Piazzi a numit planeta Ceres , după zeița romană a recoltei și patrona Siciliei.

La scurt timp după descoperire, obiectul a fost pierdut. Dar datorită celor mai complexe calcule făcute în doar câteva ore de Carl Gauss , în vârstă de 24 de ani, folosind o nouă metodă pe care el însuși a descoperit-o ( metoda celor mai mici pătrate ), a reușit să indice locul în care să caute planeta, unde a fost descoperită curând.

Descoperirea lui Pallas și a altor asteroizi

Cincisprezece luni mai târziu, pe 28 martie 1802 , Heinrich Olbers a descoperit al doilea obiect major din aceeași regiune a sistemului solar, care a fost numit Pallas . Semi-axa sa majoră era aproximativ aceeași cu cea a lui Ceres, dar excentricitatea și înclinarea, dimpotrivă, erau foarte diferite de cele ale lui Ceres. Cel mai important lucru este că ambele corpuri deschise, spre deosebire de alte planete, chiar și în cele mai puternice telescoape ale acelei vremuri arătau ca puncte de lumină, adică nu era posibil să le vadă discurile și, dacă nu pentru mișcarea lor rapidă, ele ar fi imposibil de distins de stele. Prin urmare, la 6 mai 1802, după ce a studiat natura și dimensiunea acestor două noi obiecte, William Herschel își propune să le clasifice ca o clasă separată de obiecte, pe care le-a numit „asteroizi”, din limba greacă. Αστεροειδής , care înseamnă „ca stea” [13] [14] [15] . Definiția a fost aleasă în mod deliberat să fie oarecum ambiguă pentru a fi „suficient de largă pentru a acoperi toate descoperirile viitoare posibile”. Cu toate acestea, în ciuda eforturilor lui Herschel de a introduce acest nou termen, timp de câteva decenii astronomii au continuat să se refere la obiectele nou descoperite ca „planete” [8] . Așadar, Ceres a fost numită planetă până în anii 1860, când a fost totuși încadrată în clasa asteroizilor, în care a fost până în 2006 , până când, împreună cu Pluto și alte obiecte trans-neptuniene, a fost transferată în categoria piticilor. planete. Dar, pe măsură ce numărul asteroizilor descoperiți a crescut, sistemul de clasificare și desemnare a acestora a devenit din ce în ce mai greoaie, iar la începutul anilor 1850, la sugestia lui Alexander von Humboldt , aceștia au fost excluși din compoziția planetelor și au început treptat să fie numiți din ce în ce mai des asteroizi.

Astronomul austriac Josef Litrov a propus o altă denumire, mult mai informativă - „zenareid”. Derivat de la numele grecești pentru Jupiter și Marte (Zeus și Ares), acest nume a indicat locația centurii de asteroizi între orbitele acestor două planete. Cu toate acestea, acest termen era prea târziu: noile corpuri fuseseră deja denumite printr-un alt cuvânt, în plus, termenul de „zenareid” era oarecum greoi și pretențios. Prin urmare, nu a intrat niciodată în știință, doar ocazional se găsește în vechea literatură astronomică germană [16] .

Până în 1807, au fost descoperite încă două obiecte, numite Juno și Vesta [17] . Dar aici s-au încheiat descoperirile. Începutul erei războaielor napoleoniene a servit ca un fel de încheiere a primei etape istorice din istoria căutării asteroizilor. Nu a fost posibil să se găsească noi asteroizi, iar majoritatea astronomilor au decis că nu mai există și au oprit cercetările. Cu toate acestea, Karl Ludwig Henke a perseverat, în 1830 a reluat căutarea de noi asteroizi, iar în 1845 a descoperit Astraea  - primul asteroid nou din 38 de ani. Și mai puțin de doi ani mai târziu, Hebe a fost descoperită . După aceea, alți astronomi din întreaga lume s-au alăturat căutării, iar descoperirea de noi asteroizi a mers într-un ritm accelerat - cel puțin unul pe an. Pe măsură ce telescoapele s-au îmbunătățit, rata de descoperire a asteroizilor a crescut neîncetat, iar până la mijlocul anului 1868 numărul lor a depășit o sută.

Când a devenit clar că, pe lângă Ceres, există multe alte corpuri mai mici la aproximativ aceeași distanță de Soare, pentru a explica cumva acest lucru din poziția regulii Titius-Bode, s-a formulat o ipoteză despre planetă. care obișnuia să fie pe această orbită , ipotetică planeta Phaeton , care în primele etape ale formării sistemului solar s-a prăbușit astfel încât asteroizii au devenit fragmentele sale, care au format Centura de asteroizi. Ulterior, această ipoteză a fost respinsă, deoarece s-a dovedit că, datorită influenței gravitaționale a lui Jupiter la o anumită distanță de Soare, orice corp mare pur și simplu nu se poate forma.

Odată cu descoperirea lui Neptun în 1846, regula Titius-Bode s-a dovedit a fi complet discreditată în ochii oamenilor de știință, deoarece semiaxa majoră a acestei planete era departe de cea prezisă de regulă [18] .

O nouă etapă în studiul asteroizilor a început cu utilizarea astrofotografiei de către Max Wolf în 1891 pentru a căuta noi asteroizi [19] . Ea a constat în faptul că în fotografiile cu o perioadă lungă de expunere , asteroizii au lăsat linii luminoase scurte, în timp ce stelele au rămas puncte datorită faptului că telescopul se rotește în urma rotației sferei cerești. Această metodă a accelerat foarte mult descoperirea de noi asteroizi în comparație cu metodele de observare vizuală utilizate anterior: Max Wolf a descoperit de unul singur 248 de asteroizi, începând cu asteroidul (323) Brucia , în timp ce puțin peste 300 fuseseră descoperiți cu câteva decenii înaintea lui.

Primii mii de asteroizi au fost descoperiți până în octombrie 1921, 10.000 până în 1981 [20] , până în 2000 numărul de asteroizi descoperiți a depășit 100.000, iar la 6 septembrie 2011, numărul de asteroizi numerotați este deja de 285.075 [21] .

În 1993, în apropierea asteroidului (243) Ida, primul satelit confirmat al asteroidului a fost descoperit de stația interplanetară automată Galileo [22] .

Se știe că centura de asteroizi conține un număr mult mai mare dintre aceștia decât se știe acum (totul depinde de cât de mici corpurile pot fi numite asteroizi). Cu toate acestea, deoarece sistemele moderne de căutare de noi asteroizi fac posibilă detectarea lor complet automat, cu o intervenție umană redusă sau deloc, majoritatea oamenilor de știință nu îi caută, numind asteroizii „deșeuri spațiale” rămase de la formarea sistemului solar. Acum se acordă mai multă atenție asteroizilor care sunt potențial periculoși pentru Pământ. Aceștia sunt numiți asteroizi din apropierea Pământului și fac parte dintr-un grup de obiecte din apropierea Pământului, care includ și unele comete și meteoroizi .

Cercetare

Prima navă spațială care a zburat prin centura de asteroizi a fost Pioneer 10 , care a ajuns în regiunea principală a centurii pe 16 iulie 1972 . La acel moment, încă exista îngrijorarea cu privire la posibilitatea unei coliziuni a dispozitivului cu unul dintre asteroizii mici, dar de atunci, în drum spre planetele exterioare, 9 nave spațiale au zburat deja prin centura de asteroizi fără niciun incident.

Pioneer 11 , Voyager 1 și Voyager 2 , precum și sonda Ulysses , au trecut prin centură fără întâlniri planificate sau accidentale cu asteroizi. Nava spațială Galileo a devenit prima navă spațială care a fotografiat asteroizi. Primele obiecte fotografiate au fost asteroidul (951) Gaspra în 1991 și asteroidul (243) Ida în 1993. După aceea, NASA a adoptat un program conform căruia orice dispozitiv care zboară prin centura de asteroizi ar trebui, dacă este posibil, să zboare pe lângă un asteroid. În anii următori, un număr de obiecte mici au fost fotografiate de sonde și vehicule spațiale, cum ar fi (253) Matilda în 1997 de la NEAR Shoemaker , (2685) Mazursky în 2000 de la Cassini , (5535) Annafranc în 2002 de la Stardust ”, ( 132524) APL în 2006 din sonda New Horizons , (2867) Steins în 2008 și (21) Lutetia în 2010 de la Rosetta [23 ] .

Cele mai multe imagini ale asteroizilor din centura principală transmise de nave spațiale au fost obținute ca urmare a unui zbor scurt de sonde lângă asteroizi în drumul către obiectivul principal al misiunii - doar două vehicule au fost trimise pentru a studia asteroizii în detaliu: NEAR Shoemaker , care a investigat (433) Eros și Matilda [24] , precum și „ Hayabusa ”, al cărui scop principal era studierea (25143) Itokawa . Aparatul a studiat suprafața asteroidului pentru o lungă perioadă de timp și chiar, pentru prima dată în istorie, a livrat particule de sol de pe suprafața sa [25] .

Pe 27 septembrie 2007, stația automată interplanetară Dawn a fost trimisă către cei mai mari asteroizi Vesta și Ceres . Dispozitivul a fost pe orbita Vestei din 16 iulie 2011 până în 12 septembrie 2012, după care a zburat către Ceres, care a intrat pe orbită pe 6 martie 2015. După finalizarea misiunii principale în 2016, au existat propuneri pentru un zbor către Pallas [26] . S-a decis însă continuarea studiului lui Ceres, care s-a încheiat în noiembrie 2018 din cauza epuizării combustibilului. Ambarcațiunea a rămas pe o orbită stabilă în jurul acestei planete pitice.

Origine

Formare

Cercetătorii spațiali au diverse sugestii cu privire la motivul concentrației mari de asteroizi în spațiul relativ îngust al mediului interplanetar dintre orbitele lui Marte și Jupiter.

Cea mai populară dintre ipotezele predominante în secolul al XIX-lea despre originea corpurilor centurii de asteroizi a fost ipoteza propusă în 1802 , la scurt timp după descoperirea lui Pallas, de omul de știință german Heinrich Olbers. El a sugerat că Ceres și Pallas ar putea fi fragmente ale planetei ipotetice Phaethon , care a existat cândva între orbitele lui Marte și Jupiter și a fost distrusă ca urmare a unei coliziuni cu o cometă cu multe milioane de ani în urmă [19] .

Cu toate acestea, studii mai recente resping această ipoteză. Argumentele împotriva sunt cantitatea foarte mare de energie necesară pentru a distruge o planetă întreagă, masa totală extrem de mică a tuturor asteroizilor centurii principale, care reprezintă doar 4% din masa Lunii și imposibilitatea practică de a forma o mare parte. obiect asemănător planetei într-o regiune a sistemului solar care suferă perturbări gravitaționale puternice de la Jupiter. Diferențele semnificative în compoziția chimică a asteroizilor exclud și posibilitatea originii lor dintr-un singur corp [27] . Cel mai probabil, centura de asteroizi nu este o planetă distrusă, ci o planetă care nu s-a putut forma niciodată datorită influenței gravitaționale a lui Jupiter și, într-o măsură mai mică, a altor planete gigantice.

În general, formarea planetelor și asteroizilor din Sistemul Solar este aproape de descrierea acestui proces în ipoteza nebulară , conform căreia, în urmă cu 4,5 miliarde de ani, norii de gaz interstelar și praf formau un disc rotativ de gaz și praf sub influența gravitației , în care a avut loc compactarea și condensarea materiei discului. În primele câteva milioane de ani din istoria sistemului solar, din cauza fenomenelor turbulente și a altor fenomene nestaționare, ca urmare a lipirii împreună în timpul ciocnirilor reciproce de particule mici de gaz și praf înghețat, au apărut cheaguri de materie. Acest proces se numește acumulare . Ciocnirile reciproce inelastice, împreună cu interacțiunea gravitațională care crește odată cu creșterea dimensiunii și a masei, au determinat o creștere a ratei de creștere a aglomerărilor. Apoi aglomerările de materie au atras praful și gazul din jur, precum și alte aglomerări, unindu-se în planetezimale , din care planetele s-au format ulterior [28] [29] .

Odată cu creșterea distanței de la Soare, temperatura medie a substanței de gaz și praf a scăzut și, în consecință, compoziția sa chimică generală s-a schimbat. Zona inelară a discului protoplanetar, din care s-a format ulterior centura principală de asteroizi, s-a dovedit a fi aproape de limita de condensare a compușilor volatili, în special a vaporilor de apă. Acesta este tocmai motivul formării unei centuri de asteroizi în acest loc, în locul unei planete cu drepturi depline. Apropierea acestei granițe a dus la creșterea depășită a embrionului Jupiter , care era în apropiere și a devenit centrul acumulării de hidrogen , azot , carbon și compușii acestora, lăsând partea centrală mai încălzită a sistemului solar.

Perturbațiile gravitaționale puternice de la embrionul cu creștere rapidă a lui Jupiter au împiedicat formarea unui corp protoplanetar destul de mare în centura de asteroizi [30] . Procesul de acumulare a materiei acolo s-a oprit în momentul în care doar câteva zeci de planetezimale de dimensiuni preplanetare (aproximativ 500–1000 km) au avut timp să se formeze, care apoi au început să se despartă în timpul coliziunilor [31] datorită unei creșteri rapide. în vitezele lor relative (de la 0,1 la 5 km/c) [32] . Motivul creșterii lor constă în rezonanțe orbitale , și anume, în așa-numitele goluri Kirkwood corespunzătoare orbitelor, perioadele de revoluție pe care corespund perioadei revoluției lui Jupiter ca numere întregi (4:1, 3:1, 5:2). .

Pe astfel de orbite, apropierea de Jupiter are loc cel mai des și influența sa gravitațională este maximă, așa că practic nu există asteroizi acolo. Între orbitele lui Marte și Jupiter există mai multe zone de astfel de rezonanțe, mai mult sau mai puțin puternice. La o anumită etapă a formării sale, Jupiter a început să migreze în partea interioară a sistemului solar [33] , drept urmare, aceste rezonanțe au străbătut întreaga centură, introducând perturbări în orbitele asteroizilor și crescând viteza acestora [34] . În același timp, protoasteroizii au experimentat numeroase ciocniri, nu numai între ei, ci și cu corpuri care au invadat centura de asteroizi din zonele lui Jupiter, Saturn și periferia mai îndepărtată a sistemului solar. Înainte de aceasta, creșterea treptată a corpurilor părinte ale asteroizilor a fost posibilă datorită vitezelor lor relative scăzute (până la 0,5 km / s), când ciocnirile obiectelor s-au încheiat prin unificarea lor și nu prin zdrobire. Creșterea fluxului de corpuri aruncate în centura de asteroizi de Jupiter și Saturn a dus la faptul că vitezele relative ale corpurilor părinte ale asteroizilor au crescut semnificativ (până la 3–5 km/s) și au devenit mai haotice, ceea ce a făcut ca procesul de extindere în continuare a corpurilor imposibil. Procesul de acumulare a corpurilor părinte ale asteroizilor a fost înlocuit cu procesul de fragmentare a acestora în timpul coliziunilor reciproce, iar posibilitatea formării unei planete mari la o anumită distanță de Soare a dispărut pentru totdeauna [35] .

Se presupune că, ca urmare a perturbațiilor gravitaționale, cea mai mare parte a materialului centurii principale a fost dispersat în primele două milioane de ani din momentul formării sale, lăsând mai puțin de 0,1% din materialul masei inițiale, care, conform la simulări pe computer, ar putea fi suficient pentru a forma o planetă cu o masă Pământ [31] . Este posibil ca unii dintre acești asteroizi să fi supraviețuit în centura Kuiper sau printre corpurile de gheață ale norului Oort , dar o parte semnificativă a fost probabil pur și simplu aruncată din sistemul solar.

Evoluție

Din momentul formării din nebuloasa primară, majoritatea asteroizilor au suferit modificări semnificative, care au fost cauzate de încălzirea semnificativă în primele câteva milioane de ani după formarea lor, diferențierea interioarelor în planetezimale mari și fragmentarea acestora din urmă în fragmente mai mici separate, topirea acestora. a suprafeței ca urmare a impactului micrometeoriților , și influența proceselor cosmice.intemperii care au avut loc sub influența radiației solare de -a lungul istoriei sistemului solar [36] [37] [38] [39] . În ciuda acestui fapt, mulți oameni de știință continuă să le considere rămășițele planetezimale și speră să găsească în ele substanța primară care a alcătuit norul de gaz și praf și care ar putea fi păstrată în adâncurile asteroizilor [40] , alții cred că asteroizii au suferit modificări prea serioase de la formarea lor [41] .

În același timp, regiunea norului de gaz și praf din care s-au format asteroizii, datorită locației sale destul de specifice, s-a dovedit a fi foarte eterogenă ca compoziție, în funcție de distanța până la Soare: cu distanța de la Soare ( în regiunea de la 2,0 la 3,5 UA) conținutul relativ al celor mai simpli compuși silicați din ea a scăzut brusc, în timp ce conținutul de compuși volatili ușori, în special apă, dimpotrivă, a crescut. În același timp, multe corpuri părinte ale asteroizilor moderni se aflau într-o stare parțială sau complet topită. Cel puțin cei care conțineau o proporție mare de compuși silicați și erau mai aproape de Soare fuseseră deja încălziți și experimentaseră diferențierea gravitațională a interiorului (stratificarea materiei în mai mult și mai puțin dens), iar unii dintre ei puteau chiar supraviețui perioadelor de activitate. vulcanism și formează oceane de magmă la suprafață, ca mările de pe Lună. Sursa de încălzire ar putea fi fie dezintegrarea izotopilor radioactivi, fie acțiunea curenților de inducție induși în substanța acestor corpuri de fluxuri puternice de particule încărcate de la Soarele tânăr și activ.

Corpurile părinte ale asteroizilor (protoasteroizi), din anumite motive păstrate până astăzi, sunt asteroizi cei mai mari precum Ceres și (4) Vesta . În procesul de diferențiere gravitațională a protoasteroizilor, care au experimentat o încălzire suficientă pentru a-și topi substanța de silicat, în ele au fost separate miezuri metalice și învelișuri de silicat mai ușoare și, în unele cazuri (de exemplu, lângă Vesta) chiar și o crustă de bazalt, ca în planetele terestre. . Cu toate acestea, deoarece materialul din zona de asteroizi conținea o cantitate semnificativă de compuși volatili, punctul său mediu de topire a fost relativ scăzut. După cum arată modelarea matematică și calculele numerice, pentru o astfel de substanță silicatică, aceasta ar putea fi în intervalul 500-1000 °C. O temperatură atât de scăzută, combinată cu dimensiunea mică a asteroizilor, a asigurat răcirea rapidă a protoasteroizilor; ca urmare, conform calculelor, perioada de topire a acestor corpuri nu putea dura mai mult de câteva milioane de ani [42] . Studiul cristalelor de zirconiu găsite în august 2007 în meteoriții antarctici, se presupune că provin de la Vesta, confirmă că substanța sa a fost în stare topită pentru o perioadă foarte scurtă de timp conform standardelor geologice [43] .

Migrarea lui Jupiter în partea interioară a Sistemului Solar, care a început aproape simultan cu aceste procese și, ca urmare, rezonanțe orbitale care au străbătut centura de asteroizi, au dus la faptul că protoasteroizii care tocmai se formaseră și suferiseră. diferențierea intestinelor a început să deorbiteze și să se ciocnească între ele. La viteze relative de aproximativ câțiva kilometri pe secundă, ciocnirile corpurilor constând din mai multe învelișuri de silicat cu rezistențe mecanice diferite (cu cât sunt mai multe metale conținute într-un solid, cu atât este mai durabil), au dus la „desprinderea” și zdrobirea în fragmente mici. , în primul rând, cele mai puțin rezistente învelișuri exterioare de silicat, care au dus la apariția unui număr mare de noi asteroizi, dar mult mai mici.

Cu toate acestea, aceste fragmente, precum și corpurile mai mari, nu au rămas mult timp în centura principală, ci au fost dispersate și, în cea mai mare parte, aruncate din centura principală. Principalul mecanism al unei astfel de împrăștieri ar putea fi rezonanța orbitală cu Jupiter. Rezonanțe 4:1 și 2:1 la 2.06 și 3.27 AU. pot fi considerate, respectiv, limitele interioare și exterioare ale centurii principale, dincolo de care numărul de asteroizi scade brusc. Orbitele asteroizilor care cad în regiunea de rezonanță devin extrem de instabile, astfel încât asteroizii sunt ejectați de pe aceste orbite într-un timp destul de scurt și se mută pe altele mai stabile sau părăsesc sistemul solar cu totul. Majoritatea asteroizilor care au căzut pe aceste orbite au fost împrăștiați fie de Marte, fie de Jupiter [44] . Asteroizii din familia maghiară , localizați în interiorul rezonanței 4:1, și familia Cybele de pe marginea exterioară a centurii sunt protejați de împrăștiere prin înclinație orbitală mare [45] .

Totuși, așa cum arată simularea numerică a coliziunilor corpurilor de silicați de mărimea unui asteroizi, mulți dintre asteroizii care există acum după ciocniri reciproce s-ar putea reacumula, adică se pot uni din fragmentele rămase și, astfel, reprezintă nu corpuri monolitice, ci „ grămădii ” în mișcare. din pietriș ”.

Astfel de ciocniri ar putea duce, de asemenea, la formarea de mici sateliți legați gravitațional de ei printr-un număr de asteroizi. Această ipoteză, deși a provocat discuții aprinse între oamenii de știință în trecut, a fost confirmată, în special, de observațiile unei schimbări specifice a luminozității asteroizilor și apoi direct, folosind exemplul asteroidului (243) Ida . Pe 28 august 1993, sonda spațială Galileo a reușit să obțină imagini ale acestui asteroid împreună cu satelitul său (care a fost numit ulterior Dactyl ). Dimensiunea lui Ida este de 58 × 23 km, Daktyl este de 1,5 km, distanța dintre ele este de 85 km.

Când migrația lui Jupiter a încetat și orbitele asteroizilor s-au stabilizat, numărul de ciocniri între asteroizi a scăzut brusc, rezultând o distribuție relativ stabilă a dimensiunilor asteroizilor de-a lungul celei mai mari a istoriei centurii principale [46] .

Interesant este că atunci când centura de asteroizi tocmai începea să se formeze, la o distanță de 2,7 UA. de la Soare s-a format așa-numita „linie de zăpadă”, unde temperatura maximă de pe suprafața asteroidului nu a depășit temperatura de topire a gheții. Drept urmare, apa sub formă de gheață a putut să se condenseze pe asteroizii care s-au format în afara acestei linii, ceea ce a dus la apariția asteroizilor cu o cantitate mare de gheață la suprafață [47] [48] .

Una dintre varietățile de astfel de asteroizi sunt cometele principale din centura , a căror descoperire a fost anunțată în 2006. Ele sunt situate în partea exterioară a centurii principale în afara liniei de zăpadă. Este foarte posibil ca acești asteroizi să fie sursele de apă din oceanele Pământului, care au lovit Pământul în timpul unui bombardament cometar, deoarece compoziția izotopică a materiei cometelor din norul Oort nu corespunde distribuției izotopilor în apa din hidrosfera Pământului [49] .

Orbite și rotație

Asteroizii se deplasează pe orbite în jurul Soarelui în aceeași direcție cu planetele, în funcție de magnitudinea semiaxei majore, perioada lor de revoluție variază de la 3,5 la 6 ani. Majoritatea asteroizilor, după cum se poate observa din diagrama din dreapta, se mișcă pe orbite cu o excentricitate de cel mult 0,4, dar există destul de mulți asteroizi care se mișcă pe orbite foarte alungite cu o excentricitate de până la 0,6, de exemplu, cum ar fi asteroidul (944) Hidalgo și mai sus. Înclinația orbitală a unui asteroid tipic nu depășește 30 °, deși aici există și deținători de recorduri: asteroidul (945) Barcelona , ​​a cărui înclinație orbitală este de 32,8 °. Pentru cea mai mare parte a asteroizilor, înclinația medie a orbitalei nu este mai mare de 4°, iar excentricitatea este de aproximativ 0,07 [50] .

Regiunea spațiului situată între două rezonanțe orbitale 4:1 și 2:1, care corespunde distanțelor orbitale de 2,06 și 3,27 UA, este uneori numită nucleul centurii de asteroizi și conține până la 93,4% din toți asteroizii numerotați. Include asteroizi cu o excentricitate de cel mult 0,33 și o înclinare mai mică de 20°, ale căror semiaxe majore se află în limitele de mai sus [51] .

Suprafața majorității asteroizilor cu un diametru mai mare de 100 m este probabil acoperită cu un strat gros de rocă zdrobită și praf, format în timpul căderii meteoriților sau colectat în timpul mișcării orbitale [52] . Măsurătorile perioadelor de rotație ale asteroizilor în jurul axei lor au arătat că există o limită superioară a ratelor de rotație pentru asteroizii relativ mari cu un diametru mai mare de 100 m, adică 2,2 ore. La asteroizii cu rotire mai rapidă, forțele inerțiale rezultate din rotație încep să depășească forța gravitațională , din cauza căreia nimic nu se poate odihni pe suprafața unui astfel de asteroid. Tot praful și molozurile care apar pe suprafața sa în timpul căderii meteoriților sunt imediat aruncate în spațiul înconjurător. Cu toate acestea, asteroidul, care este un corp solid solid, și nu doar o grămadă de moloz , datorită forțelor de coeziune care acționează în interiorul său, în principiu, se poate roti cu o viteză mai mare.

Influența efectului Iarkovsky

Deși rezonanța orbitală cu Jupiter este cea mai puternică și eficientă modalitate de a schimba orbitele asteroizilor, există și alte mecanisme de deplasare a asteroizilor de pe orbitele lor originale. Un astfel de mecanism este efectul Yarkovsky .

A fost prezis de omul de știință rus din secolul al XIX-lea I. O. Yarkovsky și constă în posibilitatea schimbării orbitei unui corp în spațiul cosmic sub influența presiunii luminii solare. El a sugerat că lumina soarelui este capabilă să transporte un impuls mic , care este transmis unui corp cosmic atunci când absoarbe lumina. Iar neuniformitatea radiației termice a părților de încălzire și răcire ale corpului cosmic în sine duce la crearea unui impuls reactiv slab, a cărui valoare este suficientă pentru o schimbare lentă a semi-axei ​​majore a orbitelor mici. asteroizi de masă mică [53] .

În același timp, lumina directă a soarelui nu este capabilă să schimbe orbita asteroidului, deoarece acţionează de-a lungul aceleiaşi axe ca şi atracţia gravitaţională a Soarelui. Ideea cheie este că asteroidul are o distribuție diferită a temperaturilor la suprafață și, prin urmare, o intensitate diferită a radiației infraroșii. Cu cât corpul este mai încălzit (partea de seară a corpului), cu atât suprafața radiază mai multă căldură și cu atât impulsul reactiv generat este mai puternic, pe de altă parte, cu atât suprafața este mai rece (partea de dimineață a corpului), cu atât intensitatea infraroșului este mai mică. radiații și cu atât impulsul reactiv generat este mai slab. Acesta este tocmai mecanismul de schimbare a orbitei: un impuls reactiv mare acționează asupra corpului din partea încălzită, iar impulsul din partea rece este prea mic pentru a-l compensa, din această cauză, în funcție de sensul de rotație al asteroid, mișcarea sa pe orbită încetinește sau accelerează, iar schimbarea vitezei determină îndepărtarea sau apropierea corpului de Soare [54] .

Cu toate acestea, impactul acestui efect nu se limitează la o singură schimbare a orbitei. Luând în considerare influența unor parametri noi, cum ar fi albedo și forma asteroidului, acest efect poate provoca, de asemenea, o schimbare a vitezei de rotație a asteroidului nu numai de-a lungul orbitei, ci și în jurul axei sale, precum și afectează unghiul de înclinare și precesiune a acestuia. Această versiune rafinată a efectului Yarkovsky se numește efectul YORP , care este o abreviere a primelor litere ale numelor oamenilor de știință care au adus cea mai mare contribuție la studiul acestui fenomen. Condiția principală pentru manifestarea acestui efect este forma greșită a corpului. Din această cauză, cu radiația infraroșie din acea parte a asteroidului care este cea mai îndepărtată de centrul său de masă, sub acțiunea unui impuls reactiv, apare un cuplu care provoacă o modificare a vitezei unghiulare a rotației asteroidului [55] .

Crăpăturile lui Kirkwood

Semi -axa majoră a unui asteroid este folosită pentru a descrie mărimea orbitei sale în jurul Soarelui și, împreună cu excentricitatea, determină perioada orbitală a asteroidului. În 1866, astronomul american Daniel Kirkwood a sugerat existența unor regiuni goale în centura de asteroizi, unde acestea sunt aproape complet absente. Perioada de revoluție a asteroizilor din aceste zone, numită „golurile Kirkwood” , este într-un raport simplu întreg cu perioada orbitală a lui Jupiter, ceea ce duce la apropieri regulate ale asteroizilor de planeta gigantică, provocând fenomenul de rezonanță orbitală . În același timp, influența gravitațională a lui Jupiter determină destabilizarea orbitelor asteroizilor, care se exprimă printr-o creștere a excentricității și, ca urmare, pierderea stabilității orbitei și, în cele din urmă, duce la ejectarea asteroizilor din regiunea de rezonanță [56] . Aceiași asteroizi care încă se rotesc în aceste zone, fie au fost inițial acolo ("troieni") [57] , fie au fost aruncați acolo ca urmare a ciocnirilor reciproce.

Rezonanța orbitală este slabă (9:2, 10:3, 11:6 și altele), atunci când apropierile de Jupiter, deși regulate, nu apar prea des - în astfel de zone de asteroizi, deși vizibil mai puține, ele încă apar [ 58] - și puternic (4:1, 3:1, 5:2, 2:1), când întâlnirile cu Jupiter au loc foarte des, o dată la câțiva ani - practic nu există asteroizi acolo. Întreaga centură de asteroizi este uneori împărțită în mod convențional în trei zone.

• „Zona I” (internă) - situată la o distanță de la 2,06 la 2,5 UA. și limitată de rezonanțe orbitale 4:1 și 3:1
• „Zona II” (mijloc) - situată la o distanță de 2,5 până la 2,82 UA. și limitată de rezonanțe orbitale 3:1 și 5:2
• „Zona III” (exterior) - situată la o distanță de la 2,82 la 3,27 UA. și este limitată de rezonanțe orbitale 5:2 și 2:1 [59] .

Centura principală este adesea împărțită în două părți: interioară și exterioară . Partea interioară a centurii include asteroizi care sunt localizați mai aproape de orbita lui Marte înainte de rezonanța orbitală 3:1 la o distanță de 2,5 UA, iar partea exterioară include asteroizi localizați mai aproape de Jupiter , deja după această limită (unii autori, totuși, conduceți-l la o distanță de 3,3 UA, ceea ce corespunde unei rezonanțe orbitale 2:1).

Spre deosebire de golurile din inelele lui Saturn , golurile din centura de asteroizi nu pot fi văzute vizual atunci când fotografiați regiunea de rezonanță, deoarece toți asteroizii se mișcă pe orbite eliptice și traversează orbite rezonante din când în când. Prin urmare, de fapt, densitatea spațială a asteroizilor din aceste regiuni în orice moment nu diferă mult de regiunile învecinate [60] .

Deoarece, în timpul formării Sistemului Solar, orbita lui Jupiter, ca și orbitele altor planete, a suferit modificări semnificative, iar regiunile rezonanțelor orbitale însele (sloturile Kirkwood) s-au deplasat împreună cu planeta [33] , acest lucru poate explica de ce. unii asteroizi mari sunt încă în regiunea rezonanţelor .

Familii și grupuri de asteroizi

Familiile de asteroizi au fost descoperite în 1918 de astronomul japonez Kiyotsugu Hirayama , care a făcut o analiză comparativă a orbitelor unui număr destul de mare de asteroizi și a fost primul care a observat că acești parametri sunt similari pentru unii dintre ei [61] .

Până în prezent, se știe că aproape fiecare al treilea asteroid face parte dintr-o familie. Un semn că asteroizii aparțin aceleiași familii sunt aproximativ aceiași parametri orbitali, cum ar fi semi-axa majoră, excentricitatea și înclinarea orbitei, precum și caracteristici spectrale similare, acestea din urmă indicând originea comună a asteroizilor din familia formată. ca urmare a degradarii unui corp mai mare. Construcția unei diagrame a dependenței înclinațiilor orbitelor asteroizilor de excentricitatea lor face posibilă distingerea vizuală a grupurilor de asteroizi care indică existența unei familii.

Au fost deja descoperite câteva zeci de familii de asteroizi, majoritatea sunt mici atât ca dimensiune, cât și ca număr de asteroizi, dar există și familii foarte mari. Recent, au mai fost descoperite câteva zeci de grupuri de asteroizi, dar starea lor nu a fost încă determinată cu precizie. Ea poate fi în final confirmată numai dacă caracteristicile spectrale ale asteroizilor sunt comune [62] . Asociațiile mai mici de asteroizi sunt numite grupuri sau clustere.

Iată câteva dintre cele mai mari familii de asteroizi, enumerate în ordinea crescătoare a semi-axelor lor: familia Flora , familia Eunomia , familia Koronida , familia Eos și familia Themis [63] . Familia Flora este una dintre cele mai numeroase, include peste 800 de asteroizi, s-ar fi putut forma ca urmare a ciocnirii a doi asteroizi mari în urmă cu aproximativ un miliard de ani [64] . Cea mai mare parte a familiilor sunt asteroizi mici, dar există și foarte mari printre aceștia. Cel mai mare asteroid care face parte din familie este asteroidul (4) Vesta , care conduce familia cu același nume . Se crede că s-a format atunci când un meteorit mare a căzut pe Vesta în apropierea polului său sudic, care a eliminat un număr mare de fragmente din acesta, care a devenit o familie. Unii dintre ei au căzut pe Pământ sub formă de meteoriți HED.[65] .

În plus, în centura principală au fost găsite trei benzi de praf care, judecând după parametrii orbitali, pot fi asociate cu trei familii de asteroizi: Eos, Koronids și Themis [66] .

Familii la granițele centurii principale

O altă familie interesantă de asteroizi este familia maghiară , care este situată lângă limita interioară a centurii principale (între 1,78 și 2,0 UA, cu semi-axele medii de 1,9 UA). Această mică familie de 52 de asteroizi poartă numele celui mai mare membru, asteroidul (434) Ungaria . Asteroizii din familia maghiară sunt separați de masa principală a asteroizilor din centura principală printr-un interval Kirkwood corespunzător uneia dintre cele patru rezonanțe orbitale puternice 4:1 și au o înclinație orbitală semnificativă. Mai mult decât atât, datorită excentricității relativ ridicate, unii dintre membrii săi în procesul de deplasare în jurul Soarelui traversează orbita lui Marte și, ca urmare, experimentează un puternic efect gravitațional din partea sa, care este probabil un factor care reduce numărul a acestei familii [67] .

Un alt grup de asteroizi din centura principală interioară care are cea mai mare înclinație orbitală dintre membrii săi este familia Phocea . Marea majoritate a reprezentanților săi aparțin clasei spectrale de lumină S, în timp ce majoritatea asteroizilor din familia maghiară aparțin clasei E [68] . Orbitele asteroizilor din familia Phocaea sunt situate între 2,25 și 2,5 UA. de la soare.

Mai multe familii de asteroizi aparțin, de asemenea, la limita exterioară a centurii principale. Dintre acestea se distinge familia Cybele , care se află în intervalul cuprins între 3,3 și 3,5 a.u. de la Soare și în rezonanță orbitală slabă 7:4 cu Jupiter, precum și familia Hilda pe orbite între 3,5 și 4,2 UA, în rezonanță orbitală 3:2 cu Jupiter. Dincolo de o distanță de 4,2 UA iar până pe orbita lui Jupiter se găsesc și asteroizi, dar mult mai rar decât în ​​centura în sine. Dar chiar pe orbita lui Jupiter există două grupuri foarte mari de asteroizi, numite troieni , care sunt limitate la două puncte Lagrange L4 și L5 . Cu toate acestea, asteroizii troieni există nu numai în jurul lui Jupiter, ci și în jurul majorității celorlalte planete exterioare [69] .

Familii tinere

Unele dintre familiile care există astăzi s-au format la scară astronomică foarte recent. Un exemplu izbitor este familia Carina , care s-a format relativ recent, acum 5,7 milioane de ani, ca urmare a unei coliziuni catastrofale a două corpuri cu diametrul de 30 și 5 km [70] . Un alt grup tânăr de asteroizi, familia Veritas , a format 8,3 Ma, tot într-o coliziune; include 62 de asteroizi precum și un penaj de praf în orbita [71] [72] [73] .

Și mai tânăr este clusterul Datura , care s-a format ca urmare a ciocnirii a doi asteroizi mici în urmă cu aproximativ 450 de mii de ani, conform datelor orbitelor membrilor clusterului. Un alt cluster tânăr, ceva mai vechi decât cel precedent, este clusterul de asteroid (4652) Iannini , care s-a format probabil cu 1 până la 5 milioane de ani în urmă [72] [73] .

Coliziuni

Concentrația relativ mare de corpuri din centura principală creează un mediu în care coliziunile între asteroizi apar foarte des, conform standardelor astronomice. Astfel, ciocnirile între asteroizi mari cu raze de aproximativ 10 km au loc o dată la 10 milioane de ani [74] . Când asteroizii mari se ciocnesc, ei se rup în fragmente separate, ceea ce poate duce la formarea unei noi familii sau a unui grup de asteroizi. Cu toate acestea, dacă asteroizii se apropie unul de celălalt la viteze relativ scăzute, acest lucru poate duce nu la fragmentarea asteroizilor, ci, dimpotrivă, la unificarea lor într-un singur corp mai mare. Acest proces a dus la formarea planetelor acum 4 miliarde de ani. De atunci, influența acestor două procese a schimbat complet centura de asteroizi, iar acum este radical diferită de ceea ce era în trecut.

Posibilele consecințe ale unei coliziuni în centura de asteroizi au fost detectate cu ajutorul telescopului Hubble , ale cărui date au arătat prezența activității cometare în apropierea asteroidului (596) Sheila în perioada 11 noiembrie - 3 decembrie 2010. Oamenii de știință sugerează că acest asteroid s-a ciocnit cu un obiect necunoscut cu un diametru de aproximativ 35 m, cu o viteză de aproximativ 5 km/s [75] .

Praf

Alături de asteroizi, în centură există și penajele de praf, formate din microparticule cu o rază de câteva sute de micrometri, care s-au format ca urmare a ciocnirilor dintre asteroizi și a bombardării acestora de către micrometeoriți. Totuși, datorită influenței efectului Poynting-Robertson , acest praf se îndreaptă treptat în spirală spre Soare sub acțiunea radiației solare [76] .

Combinația dintre praful de asteroizi și praful ejectat de comete dă fenomenul luminii zodiacale . Această strălucire slabă se extinde în planul eclipticii sub forma unui triunghi și poate fi văzută în regiunile ecuatoriale la scurt timp după apus sau cu puțin timp înainte de răsărit. Dimensiunea particulelor care o cauzează, în medie, fluctuează în jurul a 40 de microni, iar durata lor de viață nu depășește 700 de mii de ani. Astfel, prezența acestor particule indică faptul că procesul de formare a acestora are loc continuu [76] .

Meteoriți

Resturile de la ciocnirile de asteroizi pot fi împrăștiate în întreg sistemul solar, iar unele dintre ele se întâlnesc uneori cu planeta noastră și cad la suprafața acesteia sub formă de meteoriți [77] . Aproape toți meteoriții găsiți pe suprafața Pământului (99,8%), dintre care astăzi sunt aproximativ 30.000, au apărut la un moment dat în centura de asteroizi [78] . În septembrie 2007, au fost publicate rezultatele unui studiu ceho-american, conform căruia, în urma unei coliziuni cu asteroidul (298) Baptistina, un alt corp mare, un număr mare de fragmente mari au fost aruncate în partea interioară a sistemul solar, dintre care unele ar putea avea un impact grav asupra sistemului Pământului - Luna. În special, se crede că aceștia ar putea fi responsabili pentru formarea craterului Tycho pe suprafața Lunii și a craterului Chicxulub din Mexic , format în timpul căderii unui meteorit, care, conform unor versiuni, a ucis dinozaurii 65. acum milioane de ani [79] . Cu toate acestea, în comunitatea științifică nu există o unitate în această problemă - pe lângă Baptistina, există și alți asteroizi, ale căror fragmente ar putea fi vinovații acestui dezastru.

Caracteristici fizice

Contrar credinței populare, distanța dintre obiectele din centura de asteroizi este mare. În ciuda faptului că numărul de asteroizi descoperiți în 2011 a depășit 300.000 și, în total, există câteva milioane sau mai multe obiecte în centură (în funcție de unde se trasează limita inferioară a dimensiunii) obiecte, cantitatea de spațiu ocupată de centura de asteroizi este uriașă și, în consecință, densitatea obiectelor din centură este foarte scăzută. Prin urmare, probabilitatea nu doar a unei coliziuni, ci pur și simplu a unei abordări accidentale neplanificate, de exemplu, a unei nave spațiale cu un asteroid, este acum estimată la mai puțin de unu la un miliard [80] .

Dimensiuni și greutate

Asteroizii sunt corpuri cu un diametru mai mare de 30 m, corpurile mai mici se numesc meteoroizi [81] . Există foarte puține corpuri mari în centura de asteroizi, de exemplu, există aproximativ 200 de asteroizi cu un diametru mai mare de 100 km [82] , aproximativ 1000 de asteroizi cu un diametru mai mare de 15 km sunt încă cunoscute, iar datele de cercetare în gama infraroșu a spectrului sugerează că, în plus față de ei, în centura principală, există încă de la 700 mii la 1,7 milioane de asteroizi cu un diametru de 1 km sau mai mult [83] . Mărimea asteroizilor variază de la 11 m până la 19 m și pentru cei mai mulți dintre ei este de aproximativ 16 m [50] .

Masa totală a tuturor asteroizilor din centura principală este aproximativ egală cu 3,0⋅10 21 până la 3,6⋅10 21 kg, ceea ce reprezintă doar 4% din masa Lunii sau 0,06% din masa Pământului [84] [85] . Jumătate din această masă cade pe cei mai mari 4 asteroizi din primii zece: Ceres , Vesta , Pallas și Hygiea , iar aproape o treime din ea cade pe Ceres [7] .

Compoziție

Marea majoritate a obiectelor din centura principală sunt asteroizi din trei clase principale: asteroizi de carbon întunecat din clasa C, asteroizi de silicat ușor de clasa S și asteroizi metalici din clasa M. Există asteroizi din alte clase, mai specifice, dar conținutul lor în centură este extrem de mic.

Asteroizii carboni din clasa C , numiți astfel datorită procentului mare de compuși de carbon cei mai simpli din compoziția lor, sunt cele mai comune obiecte din centura principală, reprezintă 75% din toți asteroizii, concentrația lor este deosebit de mare în regiunile exterioare ale cureaua [86] . Acești asteroizi au o nuanță ușor roșiatică și un albedo foarte scăzut (între 0,03 și 0,0938). Deoarece reflectă foarte puțină lumina soarelui, sunt greu de observat. Este probabil că în centura de asteroizi există încă mulți asteroizi relativ mari care aparțin acestei clase, dar nu au fost încă găsiți din cauza luminozității lor scăzute. Dar acești asteroizi radiază destul de puternic în intervalul infraroșu datorită prezenței apei în compoziția lor. În general, spectrele lor corespund spectrului substanței din care s-a format sistemul solar, cu excepția elementelor volatile. Din punct de vedere al compoziției, sunt foarte aproape de meteoriții condriți carbonați, care se găsesc adesea pe Pământ. Cel mai mare reprezentant al acestei clase este asteroidul (10) Hygiea .

A doua cea mai comună clasă spectrală printre asteroizii din centura principală este clasa S , care combină asteroizii silicați din partea interioară a centurii, localizați până la o distanță de 2,5 UA. de la Soare [86] [87] . Analiza spectrală a acestor asteroizi a relevat prezența diferiților silicați și a unor metale (fier și magneziu) pe suprafața lor, dar absența aproape completă a oricăror compuși de carbon. Acest lucru indică faptul că rocile au suferit modificări semnificative în timpul existenței acestor asteroizi, posibil din cauza topirii și diferențierii parțiale. Au un albedo destul de mare (între 0,10 și 0,2238) și reprezintă 17% din toți asteroizii. Asteroidul (3) Juno este cel mai mare reprezentant al acestei clase.

Asteroizii metalici de clasa M , bogați în nichel și fier, reprezintă 10% din toți asteroizii din centură și au un albedo moderat ridicat (între 0,1 și 0,1838). Ele sunt situate în principal în regiunile centrale ale centurii la o distanță de 2,7 UA. de la Soare [63] și pot fi fragmente din nucleele metalice ale planetezimale mari , precum Ceres, care au existat în zorii formării sistemului solar și au fost distruse în timpul ciocnirilor reciproce. Cu toate acestea, în cazul asteroizilor metalici, lucrurile nu sunt atât de simple. În cursul cercetărilor au fost descoperite mai multe corpuri, precum asteroidul (22) Calliope , al cărui spectru este apropiat de spectrul asteroizilor din clasa M, dar în același timp au o densitate extrem de scăzută pentru asteroizii metalici [88] . Compoziția chimică a unor astfel de asteroizi este practic necunoscută astăzi și este foarte posibil ca aceștia să fie apropiati ca compoziție de asteroizii din clasa C sau S [89] .

Unul dintre misterele centurii de asteroizi este relativ rari asteroizi bazaltici din clasa V [90] . Teoria formării centurii de asteroizi a prezis că într-un stadiu incipient în centura de asteroizi ar fi trebuit să existe multe obiecte mari de dimensiunea Vestei, în care ar fi trebuit să înceapă diferențierea subsolului. Astfel de obiecte trebuie să fi avut o crustă și o manta compusă predominant din roci de bazalt. În distrugerea ulterioară a acestor planetezimale, mai mult de jumătate dintre asteroizi trebuie să fi fost compuși din bazalt și olivină . De fapt, s-a dovedit că 99% din materialul bazaltic lipsește din centura de asteroizi [91] . Până în 2001, se credea că majoritatea obiectelor de bazalt din centura de asteroizi erau fragmente din scoarța Vesta (de unde și denumirea clasa V), dar un studiu detaliat al asteroidului (1459) Magneziu a relevat anumite diferențe în compoziția chimică a anterioare. au descoperit asteroizi bazaltici, ceea ce sugerează originea lor separată [91] . Acest fapt a fost confirmat în legătură cu un studiu mai detaliat în 2007 în partea exterioară a centurii a doi asteroizi cu compoziție bazaltică diferită: (7472) Kumakiri și (10537) 1991 RY 16 , care nu au nicio legătură cu Vesta. Aceste două corpuri sunt singurii asteroizi din această clasă găsiți în partea exterioară a centurii principale [90] .

Există o relație destul de clară între compoziția asteroidului și distanța acestuia de la Soare. De regulă, asteroizii pietroși, alcătuiți din silicați anhidri, sunt localizați mai aproape de Soare decât asteroizii de argilă carbonoasă, în care se găsesc adesea urme de apă, mai ales în stare legată, dar posibil și sub formă de gheață de apă obișnuită. În același timp, asteroizii aproape de Soare au un albedo semnificativ mai mare decât asteroizii din centru și de la periferie. Se crede că acest lucru se datorează proprietăților acelei părți a discului protoplanetar din care s-au format asteroizii. În regiunile interioare ale centurii, influența radiației solare a fost mai semnificativă, ceea ce a dus la suflarea elementelor ușoare, în special a apei, către periferie. Ca urmare, apa s-a condensat pe asteroizii din partea exterioară a centurii, iar în regiunile interioare, unde asteroizii se încălzesc destul de bine, practic nu a mai rămas apă.

Temperatura de pe suprafața unui asteroid depinde de distanța până la Soare și de albedo-ul acestuia. Pentru particule de praf la o distanță de 2,2 a.u. intervalul de temperatură începe de la 200 K (−73 °C) și mai jos și la o distanță de 3,2 UA. deja de la 165 K (−108 °C) [92] . Cu toate acestea, acest lucru nu este în întregime adevărat pentru asteroizi, deoarece din cauza rotației, temperaturile pe părțile sale de zi și de noapte pot diferi semnificativ.

Cometele centurii principale

Printre asteroizii centurii principale se regasesc si cei in care, la o anumita distanta de Soare, s-a remarcat o manifestare a activitatii cometare , exprimata prin aparitia unei cozi de gaz sau praf in ei, care apar pentru scurt timp. când corpul trece lângă periheliu ( Ceres , (596) Sheila , (62412 ) 2000 SY178 și alții). Deoarece orbitele de-a lungul cărora se deplasează aceste comete exclud posibilitatea apariției lor în centura principală ca urmare a captării cometelor clasice, se crede că acestea s-au format chiar în centură, în partea sa exterioară. Acest lucru sugerează că multe obiecte din centura exterioară pot conține gheață, care se evaporă atunci când suprafața asteroidului este încălzită de Soare. Este posibil ca cometele centurii principale să fi fost sursa oceanelor de pe Pământ, deoarece raportul dintre deuteriu și hidrogen din ele este prea scăzut pentru cometele clasice [93] .

Cele mai mari obiecte din centura de asteroizi

Cele mai mari obiecte din centura de asteroizi sunt Ceres , (4) Vesta , (2) Pallas și (10) Hygiea . Deși au multe caracteristici, doar una dintre ele, Ceres, s-a dovedit a fi suficient de rotundă pentru a se califica drept planetă pitică [94] . Cu toate acestea, și celorlalți trei în viitor li se poate atribui acest statut [95] [96] .

Ceres

Ceres are o formă aproape sferică și are un diametru de aproximativ 950 km, adică aproape o treime din diametrul lunar, cu o masă egală cu 9,43⋅10 20 kg, ceea ce reprezintă deja doar 1,3% din masa Lunii, dar egal cu o treime din masa tuturor asteroizilor din centura principală. Se află la o distanță de 2,766 UA, care este foarte aproape de centrul de masă al centurii principale, situat la o distanță de 2,8 UA. [60] Mărimea absolută a lui Ceres este de 3,32 m , ceea ce este mult mai mare decât orice asteroid [102] și poate fi explicată printr-un strat de gheață pe suprafața sa [103] , dar, în ciuda acestui fapt, este încă un corp foarte întunecat, care reflectă doar 5% lumina în cădere.

Ca și planetele terestre , pe Ceres a existat o diferențiere a materiei într-un miez de silicat înconjurat de o manta de gheață și o crustă subțire de carbon [103] . O mică parte din gheața de la suprafață se evaporă periodic pentru o perioadă scurtă de timp, formând în jurul ei o aparență de atmosferă foarte rarefiată.

Vesta

Asteroidul (4) Vesta , descoperit de Olbers în 1807, printre principalii asteroizi din centură, ocupă primul loc ca luminozitate, al doilea ca masă și al treilea ca dimensiune. De asemenea, este singurul asteroid care a avut un satelit artificial . Suprafața sa reflectă 42% din lumina care cade pe ea, ceea ce este chiar mai mult decât cea a Pământului (37%). Cu un diametru mediu de 530 km, reprezintă 9% din masa centurii de asteroizi și se învârte în jurul Soarelui la aproximativ aceeași distanță cu Ceres. Deoarece Vesta s-a format în afara liniei de zăpadă, este practic lipsită de apă [104] [105] și constă dintr-un miez metalic dens de amestec fier-nichel, o manta bazaltică (în principal olivină ) [91] și un foarte subțire, de doar câțiva kilometri. gros, scoarță.

Aproape de polul sud al Vestei se află un crater mare de la căderea unui asteroid mare. Ca urmare a acestei coliziuni, un număr mare de fragmente au fost aruncate din Vesta, care apoi a format o familie de asteroizi în jurul său , a cărei masă totală (fără a număra masa Vestei în sine) este de aproximativ 1% din masa tuturor asteroizilor. a centurii principale; precum și o clasă spectrală specială V din fragmente de rocă eliminate de la suprafață și clasa J din roca situată mai aproape de centrul asteroidului. Majoritatea membrilor acestei familii sunt împrăștiați din cauza apropierii sale de o rezonanță orbitală 3:1 cu Jupiter, iar unii dintre ei au căzut pe Pământ sub formă de meteoriți.

Pallas

Asteroidul (2) Pallas  este al doilea obiect ca mărime din centura de asteroizi, dar dacă Ceres este considerat doar o planetă pitică, atunci Pallas este cel mai mare asteroid. Este mai puțin masiv decât Vesta, dar reprezintă 7% din masa centurii principale. Pallas este interesant prin faptul că, ca și Uranus, are o înclinare destul de puternică a axei de rotație, egală cu 34° [106] , în timp ce pentru ceilalți trei asteroizi mai mari acest unghi nu depășește 10°. La fel ca și Ceres, aparține clasei C , bogată în carbon și siliciu, motiv pentru care are un albedo scăzut de 12% [107] . Asteroidul se deplasează pe orbită cu o excentricitate mare de 0,32, motiv pentru care distanța sa față de Soare variază foarte mult: de la 2,1 UA la 2,1 UA. până la 3,4 u.a.

Hygeia

Cel mai mare asteroid carbon (75% din toți asteroizii sunt carbon), de formă neregulată, cu un diametru mediu de 431 km. (10) Hygiea este a patra ca mărime și reprezintă 3% din masa centurii principale. Aparține asteroizilor de carbon cu un albedo de 7%, prin urmare, în ciuda dimensiunilor sale mari, este destul de slab vizibil de pe Pământ. Conduce familia cu același nume și, spre deosebire de ceilalți trei asteroizi, este situat în apropierea planului ecliptic [108] [109] și se învârte în jurul Soarelui în 5,5 ani.

Asteroizii ca surse de resurse

Creșterea constantă a consumului de resurse de către industrie duce la epuizarea rezervelor acestora de pe Pământ, conform unor estimări, rezervele unor elemente cheie pentru industrie precum antimoniul , zincul , staniul , argintul , plumbul , indiul , aurul și cuprul pot . să fie epuizate până în 2060-2070 [110] , iar nevoia de a căuta noi surse de materii prime va deveni deosebit de evidentă.

În ceea ce privește dezvoltarea industrială, asteroizii sunt printre cele mai accesibile corpuri din sistemul solar. Datorită gravitației scăzute, aterizarea și decolarea de pe suprafața lor necesită un consum minim de combustibil, iar dacă asteroizii din apropierea Pământului sunt utilizați pentru dezvoltare, atunci costul livrării resurselor de la aceștia pe Pământ va fi scăzut. Asteroizii pot fi surse de resurse valoroase precum apa (sub formă de gheață) din care se poate obține oxigen pentru respirație și hidrogen pentru combustibil spațial, precum și diverse metale și minerale rare precum fierul , nichelul , titanul , cobaltul și platina . și, într-o măsură mai mică, alte elemente precum manganul , molibdenul , rodiul etc. bombardament puternic [111 ] [112] . Asteroizii sunt practic surse inepuizabile de resurse, de exemplu, un asteroid mic din clasa M cu diametrul de 1 km poate conține până la 2 miliarde de tone de minereu de fier-nichel, ceea ce este de 2-3 ori mai mare decât producția de minereu din 2004 . 113] . Dezvoltarea industrială a asteroizilor va duce la scăderea prețurilor la aceste resurse, va permite dezvoltarea activă a infrastructurii spațiale necesare explorării ulterioare a spațiului și, de asemenea, va contribui la evitarea epuizării resurselor Pământului.

Note

1. ↑ Gianluca Ranzini. Spaţiu. Atlasul de supernove al universului / Tradus din italiană. G. I. Semenova. - M . : Eksmo, 2007. - ISBN 978-5-699-11424-5 .
2. ↑ E. V. Kononovici, V. I. Moroz. Curs general de astronomie. Manual pentru secțiile de astronomie ale instituțiilor de învățământ superior / Ed. V. V. Ivanova. - Ed. a II-a, corectată. - M . : Editorial URSS, 2003. - ISBN 5-354-00866-2 .
3. ↑ P. G. Kulikovski. Carte de referință pentru astronomie amatoare / Ed. V. G. Surdina . - Ed. a 5-a, revizuită și complet actualizată. - M . : Editorial URSS, 2002. - ISBN 5-8360-0303-3 .
4. ↑ Mann, Robert James. Un ghid pentru cunoașterea cerurilor. - Jarrold, 1852. - S. 171, 216.
5. ↑ Investigații suplimentare referitoare la forma, magnitudinea, masa și orbita planetelor de asteroizi  //  The Edinburgh New Philosophical Journal : Journal. - Edinburgh, 1857. - Vol. V. _ — P. 191 .
6. ↑ von Humboldt, Alexander. Cosmos: O schiță a unei descrieri fizice a universului  (engleză) . - Harper & Brothers, New York (NY), 1850. - Vol. 1. - P. 44. - ISBN 0-8018-5503-9 .
7. ↑ 1 2 NASA JPL Solar System Small Body Database (1  ) .
8. ↑ 1 2 Hilton, J. Când au devenit asteroizii planete minore?  (engleză) . Observatorul Naval al SUA (USNO) (2001). Consultat la 1 octombrie 2007. Arhivat din original pe 22 august 2011.
9. ↑ Dawn: O călătorie la începutul sistemului  solar . Centrul de fizică spațială: UCLA (2005). Consultat la 3 noiembrie 2007. Arhivat din original pe 22 august 2011.
10. ↑ 1 2 Hoskin, Michael. Legea lui Bode și descoperirea lui  Ceres . Colegiul Churchill, Cambridge . Consultat la 12 iulie 2010. Arhivat din original la 24 ianuarie 2012.
11. ↑ 1 2 Sună la poliție! Povestea din spatele descoperirii asteroizilor  //  Astronomy Now : jurnal. — Nu. iunie 2007 . - P. 60-61 .
12. ↑ Pogge, Richard. O introducere în astronomia sistemului solar: Cursul 45: Este Pluto o planetă? . O introducere în astronomia sistemului solar . Universitatea de Stat din Ohio (2006). Consultat la 11 noiembrie 2007. Arhivat din original pe 24 ianuarie 2012. (nedefinit)
13. ↑ etymonline: asteroid . Consultat la 5 noiembrie 2007. Arhivat din original pe 24 ianuarie 2012. (nedefinit)
14. ↑ DeForest, Jessica. Rădăcini grecești și latine . Universitatea de Stat din Michigan (2000). Consultat la 25 iulie 2007. Arhivat din original la 24 ianuarie 2012. (nedefinit)
15. ↑ Cunningham, Clifford. William Hershel și primii doi asteroizi . Dance Hall Observatory, Ontario (1984). Consultat la 5 noiembrie 2007. Arhivat din original pe 24 ianuarie 2012. (nedefinit)
16. ↑ Karpenko Yu. A. Capitolul VII Asteroizii // Numele cerului înstelat / A. V. Superanskaya. - M. : Nauka, 1981. - S. 97. - 184 p.
17. ↑ Personal. Astronomical Serendipity (link indisponibil) . NASA JPL (2002). Consultat la 20 aprilie 2007. Arhivat din original pe 24 ianuarie 2012. (nedefinit) 
18. ↑ Este o coincidență faptul că majoritatea planetelor se încadrează în limitele legii Titius-Bode? . astronomy.com . Data accesului: 16 octombrie 2007. Arhivat din original la 24 ianuarie 2012. (nedefinit)
19. ↑ 1 2 Hughes, David W. A Brief History of Asteroid Spotting . BBC. Consultat la 20 aprilie 2007. Arhivat din original pe 24 ianuarie 2012. (nedefinit)
20. ↑ Animație: istoria descoperirii asteroizilor 1980-2010 . Consultat la 30 septembrie 2017. Arhivat din original la 8 noiembrie 2019. (nedefinit)
21. ↑ Statistici MPC Archive . Centrul IAU Minor Planet. Data accesului: 29 decembrie 2010. Arhivat din original la 24 ianuarie 2012. (nedefinit)
22. ↑ 243 Ida și Dactyl. Nineplanets.org . Consultat la 4 octombrie 2008. Arhivat din original la 19 martie 2012.  (nedefinit)  (Engleză)
23. ↑ Barucci, M.A.; Fulchignoni, M.; și Rossi, A. Rosetta Asteroid Targets: 2867 Steins and 21 Lutetia  // Space Science Reviews  : journal  . - Springer , 2007. - Vol. 128 , nr. 1-4 . - P. 67-78 . - doi : 10.1007/s11214-006-9029-6 .
24. ↑ Site-ul oficial Aproape de Pământ Asteroid Rendezvous. Întrebări frecvente. . Consultat la 17 noiembrie 2008. Arhivat din original pe 2 februarie 2012.  (nedefinit)  (Engleză)
25. ↑ Sonda japoneză se întoarce pe Pământ după o misiune pe asteroid . Lenta.ru (13 iunie 2010). Preluat la 14 august 2010. Arhivat din original la 8 august 2011. (nedefinit)
26. ↑ Misiunea zorilor  . jpl.nasa.gov . Consultat la 20 octombrie 2007. Arhivat din original pe 24 ianuarie 2012.
27. ↑ Masetti, M.; și Mukai, K. Originea centurii de asteroizi . NASA Goddard Spaceflight Center (1 decembrie 2005). Consultat la 25 aprilie 2007. Arhivat din original pe 24 ianuarie 2012. (nedefinit)
28. ↑ Watanabe, Susan Misterele nebuloasei solare . NASA (20 iulie 2001). Consultat la 2 aprilie 2007. Arhivat din original pe 24 ianuarie 2012. (nedefinit)
29. ↑ Lin, Douglas Originea planetelor . „În lumea științei” nr. 8, 2008. Consultat la 2 aprilie 2007. Arhivat la 24 ianuarie 2012. (nedefinit)
30. ↑ Edgar, R.; și Artymowicz, P. Pumping of a Planetezimal Disc by a Rapidly Migrating Planet  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : journal  . - Oxford University Press , 2004. - Vol. 354 , nr. 3 . - P. 769-772 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2004.08238.x . - Cod . — arXiv : astro-ph/0409017 . Arhivat din original pe 21 iunie 2007.
31. ↑ 1 2 Petit, J.-M.; Morbidelli, A.; și Chambers, J. The Primordial Excitation and Clearing of the Asteroid Belt  (engleză)  // Icarus  : journal. - Elsevier , 2001. - Vol. 153 , nr. 2 . - P. 338-347 . - doi : 10.1006/icar.2001.6702 . - Cod .
32. ↑ Asteroid (link inaccesibil) . Consultat la 25 octombrie 2011. Arhivat din original pe 18 octombrie 2011. (Rusă) 
33. ↑ 1 2 Saturn și Jupiter au făcut „găuri” în centura de asteroizi - cercetare . Preluat la 28 iulie 2011. Arhivat din original la 5 martie 2016. (nedefinit)
34. ↑ Scott, ERD (13-17 martie 2006). „Constrângeri privind vârsta lui Jupiter și mecanismul de formare și durata de viață a nebuloasei de la condriți și asteroizi” . Proceedings 37th Annual Lunar and Planetary Science Conference . League City, Texas: Societatea Lunară și Planetară. Arhivat din original pe 19.03.2015 . Consultat 2007-04-16 . Parametru depreciat folosit |deadlink=( ajutor );Verificați data la |date=( ajutor în engleză )
35. ↑ V.V.Busarev. Asteroizi (SolarSystem/asteroizi) (23 martie 2010). Consultat la 25 octombrie 2011. Arhivat din original la 12 ianuarie 2012. (Rusă)
36. ↑ Clark, BE; Hapke, B.; Pieters, C.; și Britt, D. Asteroid Space Weathering and Regolith Evolution . Universitatea din Arizona (2002). Consultat la 8 noiembrie 2007. Arhivat din original pe 24 ianuarie 2012. (nedefinit)
37. ↑ Gaffey, Michael J. Proprietățile spectrale și fizice ale metalului în ansambluri de meteorit: Implicații pentru materialele de suprafață a asteroidului (1996). Consultat la 8 noiembrie 2007. Arhivat din original pe 24 ianuarie 2012. (nedefinit)
38. ^ Keil, K. Alterarea termică a asteroizilor: dovezi de la meteoriți . Știința Planetară și Spațială (2000). Consultat la 8 noiembrie 2007. Arhivat din original pe 24 ianuarie 2012. (nedefinit)
39. ↑ Baragiola, R.A.; Duke, CA; Loeffler, M.; McFadden, L.A.; și Sheffield, J. Impactul ionilor și micrometeoriților asupra suprafețelor minerale: schimbări de reflectare și producție de specii atmosferice în corpurile sistemului solar fără aer (2003). Consultat la 8 noiembrie 2007. Arhivat din original pe 24 ianuarie 2012. (nedefinit)
40. ↑ From Dust to Planetezimals: Workshop at Ringberg Castle Germany (link inaccesibil) (2006). Consultat la 8 noiembrie 2007. Arhivat din original pe 24 ianuarie 2012. (nedefinit) 
41. ↑ Kracher, A. Asteroid 433 Eros și planetezimale parțial diferențiate: epuizarea în vrac versus epuizarea suprafeței de sulf (PDF). Laboratorul Ames (2005). Consultat la 8 noiembrie 2007. Arhivat din original pe 24 ianuarie 2012. (nedefinit)
42. ↑ Taylor, GJ; Keil, K.; McCoy, T.; Haack, H.; și Scott, ERD Diferențierea asteroizilor - Vulcanism piroclastic la oceane de magmă // Meteoritică. - 1993. - T. 28 , nr 1 . - S. 34-52 . - .
43. ↑ Kelly, Karen. Cercetătorii U of T descoperă indicii despre sistemul solar timpuriu (link indisponibil) . Universitatea din Toronto (2007). Consultat la 12 iulie 2010. Arhivat din original la 24 ianuarie 2012. (nedefinit) 
44. ↑ Alfven, H.; și Arrhenius, G. Corpurile mici . SP-345 Evoluția Sistemului Solar . NASA (1976). Consultat la 12 aprilie 2007. Arhivat din original pe 24 ianuarie 2012. (nedefinit)
45. ↑ Grupul de planete minore Hungaria . Preluat la 21 iunie 2011. Arhivat din original la 3 iulie 2019. (nedefinit)
46. ↑ Stiles, Lori. Asteroizii au provocat cataclismul timpuriu al sistemului solar interior . Știrile Universității din Arizona (15 septembrie 2005). Consultat la 18 aprilie 2007. Arhivat din original pe 24 ianuarie 2012. (nedefinit)
47. ↑ Lecar, M.; Podolak, M.; Sasselov, D.; și Chiang, E. Infrared cirrus — Noi componente ale emisiei extinse în infraroșu  //  The Astrophysical Journal  : journal. - Editura IOP , 2006. - Vol. 640 , nr. 2 . - P. 1115-1118 . - doi : 10.1086/500287 . - Cod biblic .
48. ↑ Berardelli, Phil. Cometele din centura principală ar putea fi sursa de apă a Pământului . Space Daily (23 martie 2006). Consultat la 27 octombrie 2007. Arhivat din original pe 24 ianuarie 2012. (nedefinit)
49. ↑ Emily Lakdawalla . Descoperirea unui nou tip de cometă . Societatea Planetară (28 aprilie 2006). Consultat la 20 aprilie 2007. Arhivat din original pe 24 ianuarie 2012. (nedefinit)
50. ↑ 1 2 Williams, Gareth Distribuția planetelor minore . Centrul planetelor minore. Data accesului: 27 octombrie 2010. Arhivat din original la 24 ianuarie 2012. (nedefinit)
51. ↑ Această valoare a fost obținută printr-o simplă numărare a tuturor corpurilor din acea regiune folosind date pentru 120437 planete minore numerotate din baza de date de orbită Minor Planet Center . Centrul planetelor minore. Data accesului: 27 octombrie 2010. Arhivat din original la 24 ianuarie 2012. (nedefinit)
52. ↑ Rossi, Alessandro Misterele zilei de rotație a asteroizilor (link nu este disponibil) . Fundația Spaceguard (20 mai 2004). Consultat la 9 aprilie 2007. Arhivat din original pe 24 ianuarie 2012. (nedefinit) 
53. ↑ Surdin V.G. Efectul inginer Yarkovsky (link inaccesibil) . StarContact (20 mai 2004). Consultat la 9 aprilie 2007. Arhivat din original pe 24 ianuarie 2012. (Rusă) 
54. ↑ Surdin V. G. Nature: Engineer Yarkovsky effect . Natură. Consultat la 9 aprilie 2007. Arhivat din original pe 2 octombrie 2013. (Rusă)
55. ↑ Rotire YORP: razele solare rotesc asteroizii cu jet (link inaccesibil) . Membrana . Preluat la 29 octombrie 2011. Arhivat din original la 8 septembrie 2011. (Rusă) 
56. ↑ Fernie, J. Donald. The American Kepler  // The American Scientist. - 1999. - T. 87 , nr. 5 . - S. 398 .
57. ↑ Liou, Jer-Chyi; și Malhotra, Renu. Epuizarea centurii exterioare de asteroizi  (engleză)  // Știință. - 1997. - Vol. 275 , nr. 5298 . - P. 375-377 . - doi : 10.1126/science.275.5298.375 . — PMID 8994031 .
58. ↑ Ferraz-Mello, S. (14-18 iunie 1993). Goluri Kirkwood și grupuri rezonante . actele celei de-a 160-a Uniuni Astronomice Internaționale . Belgirate, Italia: Kluwer Academic Publishers. pp. 175-188. Arhivat din original pe 08.11.2017 . Consultat 2007-03-28 . Parametru depreciat folosit |deadlink=( ajutor );Verificați data la |date=( ajutor în engleză )
59. ↑ Klacka, Iosif. Distribuția de masă în centura de asteroizi   // Pământ , Lună și Planete : jurnal. - 1992. - Vol. 56 , nr. 1 . - P. 47-52 . - doi : 10.1007/BF00054599 . - Cod biblic .
60. ↑ 1 2 McBride, N.; și Hughes, DW Densitatea spațială a asteroizilor și variația sa cu masa asteroidului  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : journal  . - Oxford University Press , 1990. - Vol. 244 . - P. 513-520 . - Cod .
61. ↑ Hughes, David W. Finding Asteroids In Space (link indisponibil) . BBC. Consultat la 20 aprilie 2007. Arhivat din original pe 24 ianuarie 2012. (nedefinit) 
62. ↑ Lemaitre, Anne (31 august - 4 septembrie 2004). „Clasificarea familiei de asteroizi din cataloage foarte mari” . Proceedings Dinamica populațiilor sistemelor planetare . Belgrad, Serbia și Muntenegru: Cambridge University Press. pp. 135-144. Arhivat din original pe 25.10.2018 . Consultat 2007-04-15 . Parametru depreciat folosit |deadlink=( ajutor );Verificați data la |date=( ajutor în engleză )
63. ↑ 1 2 Lang, Kenneth R. Asteroizi și meteoriți . Cosmosul NASA (2003). Consultat la 2 aprilie 2007. Arhivat din original pe 24 ianuarie 2012. (nedefinit)
64. ↑ Martel, Linda MV Tiny Traces of a Big Asteroid Breakup . Planetary Science Research Discoveries (9 martie 2004). Consultat la 2 aprilie 2007. Arhivat din original pe 24 ianuarie 2012. (nedefinit)
65. ↑ Drake, Michael J. The eucrite/Vesta story   // Meteoritics & Planetary Science : jurnal. - 2001. - Vol. 36 , nr. 4 . - P. 501-513 . - doi : 10.1111/j.1945-5100.2001.tb01892.x . - Cod biblic .
66. ↑ Dragoste, SG; și Brownlee, DE Contribuția benzii de praf IRAS la complexul de praf interplanetar - Dovezi văzute la 60 și 100 de microni  // Astronomical Journal  :  journal. - 1992. - Vol. 104 , nr. 6 . - P. 2236-2242 . - doi : 10.1086/116399 . - Cod biblic .
67. ↑ Spratt, Christopher E. The Hungaria group of minor planets // Journal of the Royal Astronomical Society of Canada. - 1990. - T. 84 , nr 2 . - S. 123-131 . - Cod .
68. ↑ Carvano, JM; Lazzaro, D.; Mothe-Diniz, T.; Angeli, California; şi Florczak, M. Spectroscopic Survey of the Hungaria and Phocaea Dynamical Groups  (engleză)  // Icarus  : journal. - Elsevier , 2001. - Vol. 149 , nr. 1 . - P. 173-189 . - doi : 10.1006/icar.2000.6512 . - Cod .
69. ↑ Pagina troiană  . Consultat la 2 aprilie 2007. Arhivat din original pe 24 ianuarie 2012.
70. ↑ Cercetătorii SwRI identifică evenimentul de spargere a asteroizilor în centura principală de asteroizi . SpaceRef.com (12 iunie 2002). Consultat la 15 aprilie 2007. Arhivat din original pe 24 ianuarie 2012. (nedefinit)
71. ↑ McKee, Maggie. Eon de furtuni de praf urmărite până la distrugerea asteroizilor . New Scientist Space (18 ianuarie 2006). Consultat la 15 aprilie 2007. Arhivat din original pe 24 ianuarie 2012. (nedefinit)
72. ↑ 1 2 Nesvorny, D.; Vokrouhlick, D.; și Bottke, WF Ruptura unui asteroid din centura principală în urmă cu 450 de mii de ani  //  Science : journal. - 2006. - Vol. 312 , nr. 5779 . - P. 1490 . - doi : 10.1126/science.1126175 . - . — PMID 16763141 .
73. ↑ 1 2 Nesvorny, D.; Bottke, WF; Levison, H.F.; and Dones, L. Recent Origin of the Solar System Dust Bands  //  The Astrophysical Journal  : journal. - Editura IOP , 2003. - Vol. 591 , nr. 1 . - P. 486-497 . - doi : 10.1086/374807 . - Cod biblic .
74. ↑ Backman, D.E. Fluctuations in the General Zodiacal Cloud Density (link nu este disponibil) . raport backman . Centrul de cercetare Ames NASA (6 martie 1998). Consultat la 4 aprilie 2007. Arhivat din original pe 24 ianuarie 2012. (nedefinit) 
75. ↑ Jewitt, David ; Weaver, H.; Mutcher, M.; Larson, S.; Agarwal, J. Hubble Space Telescope Observations of Main Belt Comet (596) Scheila  (engleză)  // The Astrophysical Journal  : journal. - Editura IOP , 2011. - Vol. 733 . — P.L4 . - doi : 10.1088/2041-8205/733/1/L4 . - Cod . - arXiv : 1103.5456 .
76. ↑ 1 2 Reach, William T. Emisia zodiacală. III - Praf lângă centura de asteroizi  (engleză)  // The Astrophysical Journal  : journal. - Editura IOP , 1992. - Vol. 392 , nr. 1 . - P. 289-299 . - doi : 10.1086/171428 . - Cod biblic .
77. ↑ Kingsley, Danny Nepotrivirea misterioasă a prafului de meteorit a fost rezolvată . ABC Science (1 mai 2003). Consultat la 4 aprilie 2007. Arhivat din original pe 9 iulie 2013. (nedefinit)
78. ↑ Meteori și meteoriți . NASA. Consultat la 12 iulie 2010. Arhivat din original la 24 ianuarie 2012. (nedefinit)
79. ↑ Evenimentul de ruptură din centura principală de asteroizi a cauzat probabil extincția dinozaurilor în urmă cu 65 de milioane de ani . Southwest Research Institute (2007). Data accesului: 14 octombrie 2007. Arhivat din original la 24 ianuarie 2012. (nedefinit)
80. ↑ Stern, Alan. New Horizons traversează centura de asteroizi . Space Daily (2 iunie 2006). Consultat la 14 aprilie 2007. Arhivat din original pe 24 ianuarie 2012. (nedefinit)
81. ↑ Fig. 1.1 // Pericol de asteroizi-cometă: ieri, azi, mâine / Ed. Shustova B. M., Rykhlovy L. V. - M. : Fizmatlit, 2010. - 384 p. — ISBN 978-5-9221-1241-3 .
82. ↑ Yeomans, Donald K. JPL Motor de căutare pentru baze de date pentru corpuri mici . NASA JPL. Consultat la 26 aprilie 2007. Arhivat din original pe 24 ianuarie 2012. (nedefinit)
83. ↑ Tedesco, E.F.; și Desert, F.-X. The Infrared Space Observatory Deep Asteroid Search  (engleză)  // The Astronomical Journal  : journal. - Editura IOP , 2002. - Vol. 123 , nr. 4 . - P. 2070-2082 . - doi : 10.1086/339482 . - Cod biblic .
84. ↑ Krasinsky, G.A.; Pitjeva, E.V.; Vasilyev, M. V.; și Yagudina, E.I. Hidden Mass in the Asteroid Belt  (engleză)  // Icarus . - Elsevier , 2002. - iulie ( vol. 158 , nr. 1 ). - P. 98-105 . - doi : 10.1006/icar.2002.6837 . — Cod biblic .
85. ↑ Pitjeva, EV Efemeridele de înaltă precizie ale planetelor — EPM și determinarea unor constante astronomice  // Cercetarea sistemului  solar : jurnal. - 2005. - Vol. 39 , nr. 3 . — P. 176 . - doi : 10.1007/s11208-005-0033-2 .
86. ↑ 1 2 Wiegert, P.; Balam, D.; Moss, A.; Veillet, C.; Connors, M.; și Shelton, I. Evidence for a Color Dependence in the Size Distribution of Main-Belt Asteroids  //  The Astronomical Journal  : journal. - Editura IOP , 2007. - Vol. 133 , nr. 4 . - P. 1609-1614 . - doi : 10.1086/512128 .
87. ↑ Clark, B.E. New News and the Competiting Views of Asteroid Belt Geology  //  Lunar and Planetary Science: journal. - 1996. - Vol. 27 . - P. 225-226 . - Cod biblic .
88. ↑ Margot, JL; și Brown, ME Un asteroid de tip M cu densitate scăzută în centura principală   // Știință . - 2003. - Vol. 300 , nr. 5627 . - P. 1939-1942 . - doi : 10.1126/science.1085844 . - . — PMID 12817147 .
89. ↑ Mueller, M.; Harris, A. W.; Delbo, M.; și Echipa MIRSI. 21 Lutetia și alte tipuri M: dimensiunile lor, albedo-urile și proprietățile termice din noile măsurători IRTF   // Buletinul Societății Americane de Astronomie : jurnal. - 2005. - Vol. 37 . - P. 627 . - Cod biblic .
90. ↑ 1 2 Duffard, R.; și Roig, F. Doi noi asteroizi bazaltici în Outer Main Belt (2007). Data accesului: 14 octombrie 2007. Arhivat din original la 24 ianuarie 2012. (nedefinit)
91. ↑ 1 2 3 Than, Ker. Asteroizii ciudați îi derutează pe oamenii de știință . space.com (2007). Data accesului: 14 octombrie 2007. Arhivat din original la 24 ianuarie 2012. (nedefinit)
92. ↑ Scăzut, FJ; et al. Cirrus infraroșu - Noi componente ale emisiei infraroșii extinse  (engleză)  // The Astrophysical Journal  : journal. - Editura IOP , 1984. - Vol. 278 . -P.L19- L22 . - doi : 10.1086/184213 . - Cod biblic .
93. ↑ David Jewitt . Interviu cu David Jewitt . YouTube . Consultat la 14 octombrie 2007. Arhivat din original la 19 iulie 2011. (nedefinit)
94. ↑ Rezoluția finală a IAU privind definiția „Planetei” gata de vot . IAU (24 august 2006). Preluat la 2 martie 2007. Arhivat din original la 24 ianuarie 2012. (nedefinit)
95. ↑ Proiect de rezoluție IAU (link indisponibil) (2006). Consultat la 20 octombrie 2007. Arhivat din original pe 24 ianuarie 2012. (nedefinit) 
96. ↑ Adunarea Generală a IAU 2006: Rezultatul voturilor Rezoluției IAU . Data accesului: 29 martie 2007. Arhivat din original la 24 ianuarie 2012. (nedefinit)
97. ↑ Russell, CT și colab. Zorii de la Vesta: testarea paradigmei protoplanetare   // Știință . - 2012. - Vol. 336 , nr. 6082 . - P. 684-686 . - doi : 10.1126/science.1219381 . - .
98. ↑ Carry, B. și colab. Proprietățile fizice ale (2)  Pallas  // Icarus . — Elsevier , 2009. — Vol. 205 . - P. 460-472 . - doi : 10.1016/j.icarus.2009.08.007 . - . - arXiv : 0912.3626 .
99. ↑ Schmidt, B.E., et al. Hubble aruncă o privire la Pallas: Formă, mărime și suprafață  //  A 39-a Conferință de Știință Lunară și Planetară (Lunar and Planetary Science XXXIX). A avut loc în perioada 10-14 martie 2008, în League City, Texas. : jurnal. - 2008. - Vol. 1391 . — P. 2502 .
100. ↑ Jim Baer. Determinări recente de masă de asteroizi (link indisponibil) . Site web personal (2008). Preluat la 3 decembrie 2008. Arhivat din original la 26 august 2011. (nedefinit) 
101. ↑ JPL Small-Body Database Browser: 10 Hygiea . Data accesului: 7 septembrie 2008. Arhivat din original la 17 ianuarie 2010. (nedefinit)
102. ↑ Parker, JW; Stern, SA; Thomas, PC; Festou, M.C.; Merline, WJ; Young, E.F.; Binzel, R.P.; și Lebofsky, LA Analiza primelor imagini rezolvate pe disc ale lui Ceres din observațiile ultraviolete cu telescopul spațial Hubble  //  The Astronomical Journal  : jurnal. - Editura IOP , 2002. - Vol. 123 , nr. 1 . - P. 549-557 . - doi : 10.1086/338093 . - Cod biblic .
103. ↑ 12 Asteroidul 1 Ceres . Societatea Planetară . Consultat la 20 octombrie 2007. Arhivat din original pe 24 ianuarie 2012. (nedefinit)
104. ↑ Etape cheie în evoluția asteroidului Vesta . Comunicat de presă al Telescopului Spațial Hubble (1995). Consultat la 20 octombrie 2007. Arhivat din original pe 24 ianuarie 2012. (nedefinit)
105. ↑ Russell, CT; et al. Misiunea și operațiunile din zori . NASA/JPL (2007). Consultat la 20 octombrie 2007. Arhivat din original pe 24 ianuarie 2012. (nedefinit)
106. ↑ Torppa, J.; et al. Forme și proprietăți de rotație a treizeci de asteroizi din date fotometrice  (engleză)  // Icarus  : journal. - Elsevier , 1996. - Vol. 164 , nr. 2 . - P. 346-383 . - doi : 10.1016/S0019-1035(03)00146-5 . - Cod .
107. ↑ Larson, HP; Feierberg, M.A.; și Lebofsky, LA Compoziția asteroidului 2 Pallas și relația sa cu meteoriții primitivi (1983). Consultat la 20 octombrie 2007. Arhivat din original pe 24 ianuarie 2012. (nedefinit)
108. ↑ Barucci, M.A.; et al. 10 Hygiea: Observații în infraroșu ISO (PDF)  (link nu este disponibil) (2002). Data accesului: 21 octombrie 2007. Arhivat din original la 24 ianuarie 2012. (nedefinit)
109. ↑ Planeta Ceres (link în jos) . orbitsimulator.com . Consultat la 20 octombrie 2007. Arhivat din original pe 24 ianuarie 2012. (nedefinit) 
110. ↑ D. Cohen. Bogăția naturală a Pământului: un audit Arhivat 7 iunie 2011 la Wayback Machine , NewScientist , 23 mai 2007
111. ↑ Universitatea din Toronto (2009, 19 octombrie). Geologii indică spațiul cosmic ca sursă a bogățiilor minerale ale Pământului Arhivat la 21 aprilie 2012 la Wayback Machine . ScienceDaily
112. ↑ James M. Brenan și William F. McDonough. Formarea miezului și fracționarea metal-silicat a osmiului și iridiului din aur Arhivat 6 iulie 2011 la Wayback Machine . — Nature Geoscience (18 octombrie 2009)
113. ↑ Mining the Sky: Untold Riches from the Asteroids, Cometes, and Planets / John S. Lewis (1998) ISBN 0-201-47959-1

Literatură

• George Burba. Mitici spațiali  // În jurul lumii  : revistă. - Tânăra Gardă , 2003. - Octombrie. — ISSN 0321-0669 . Arhivat din original pe 22 iunie 2017. (Rusă)
• Elkins-Tanton, Linda T. Asteroizi, meteoriți și comete. — În primul rând. New York: Chelsea House, 2006. - ISBN 0-8160-5195-X .
• Blair, Edward C. Asteroizii: prezentare generală, rezumate și bibliografie  (engleză) . - 2002. - ISBN 978-1590334829 .
• Britt, Daniel T.; Colsolmagno, Guy; Lebofsky, Larry. Main-Belt Asteroids // Enciclopedia sistemului solar  (engleză) . - 2007. - ISBN 978-0120885893 .
• Kovacs, Jozsef. Descoperirea primelor planete minore // Omul de știință european: simpozion despre epoca și opera lui Franz Xaver von Zach (1754-1832)  (engleză) . - 2004. - Vol. 24, Acta Historica Astronomiae. — ISBN 978-3817117482 .
• Lewis, John S. Meteoriți și asteroizi // Fizica și chimia  sistemului solar . - 2004. - ISBN 978-0124467446 .
• Martinez, VJ; Miralles, JA; Marco, E.; Galadí-Enríquez, D. Astronomía fundamental . - 2005. - ISBN 978-84-370-6104-7 .
• Marvin, Ursula B. Meteorites in history: an overview from the Renaissance to the 20th century // The history of meteoritics and key meteorite collections: fireballs, falls and finds  (engleză) . - 2006. - ISBN 978-1862391949 .

Link -uri

• Asteroizi, comete, meteori 1993 Arhivat 22 iulie 2014 la Wayback Machine 
• Arnett, William A. Asteroizi . Cele nouă planete (26 februarie 2006). Consultat la 20 aprilie 2007. Arhivat din original pe 24 ianuarie 2012. (nedefinit)
• Cain, Fraser. Centura de asteroizi . Universul de azi. Consultat la 1 aprilie 2008. Arhivat din original la 24 ianuarie 2012. (nedefinit)
• Centura principală de asteroizi . Compania Sol. Consultat la 20 aprilie 2007. Arhivat din original pe 24 ianuarie 2012. (nedefinit)
• Munsell, Kirk Asteroids: Prezentare generală (link indisponibil) . Explorarea sistemului solar de la NASA (16 septembrie 2005). Data accesului: 26 mai 2007. Arhivat din original la 24 ianuarie 2012. (nedefinit) 
• Grafice ale excentricității vs. semi-axa mare și înclinație vs. semi-axa majoră la locul dinamic al asteroizilor
• Personal. Asteroizii . NASA (31 octombrie 2006). Consultat la 20 aprilie 2007. Arhivat din original pe 24 ianuarie 2012. (nedefinit)
• Personal. Subiecte spațiale: asteroizi și comete . Societatea Planetară (2007). Consultat la 20 aprilie 2007. Arhivat din original pe 24 ianuarie 2012. (nedefinit)

Dicționare și enciclopedii	Un norvegian grozav
În cataloagele bibliografice	J9U : 987007579234005171 LCCN : sh2012000460

sistem solar
Steaua centrală și planetele	Soare Mercur Venus Pământ Marte Jupiter Saturn Uranus Neptun
planete pitice	Ceres Pluton Haumea Makemake Eris Candidați Sedna Orc Quaoar Pistolă-pistol 2002 MS 4
Sateliți mari	Ganimede Titan Callisto Și despre Luna Europa Triton Titania Rhea Oberon Iapet Charon Ariel Umbriel Dione Tethys Enceladus Miranda Proteus Mimas Nereidă
Sateliți / inele	Pământ / ∅ Marte Jupiter / ∅ Saturn / ∅ Uranus / ∅ Neptun / ∅ Pluto / ∅ Haumea Makemake Eris Candidați Orca quwara
Primii asteroizi descoperiți	(1) Ceres (2) Palas (3) Juno (4) Vesta (5) Astrea (6) Hebe (7) Irida (8) Flora (9) Metis (10) Igiea (11) Parthenope
Corpuri mici	meteoroizi asteroizi / sateliții lor aproape de Pământ centura principală troian centauri transneptunian Centura Kuiper plutino cubewano disc împrăștiat damocloide comete nor Oort
obiecte artificiale	sateliți artificiali de pământ nave spațiale interplanetare
Obiecte ipotetice	Vulcan și vulcanoizi satelitul lui Mercur sateliții lui Venus alți sateliți ai pământului contra-pământ Planeta Nouă , Tyche , Planeta X și alte planete trans-neptuniene Nemesis Foste planete: Theia , Phaeton sau Planeta V Al cincilea gigant gazos
Lista obiectelor din Sistemul Solar Obiecte astronomice