Послушайте эту статью
Из Википедии, бесплатной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
Об альбоме Velvet Chain см. Asteroid Belt (альбом) .

Астероиды внутренней Солнечной системы и Юпитер: пояс расположен между орбитами Юпитера и Марса.
  солнце
  Юпитер трояны
  Орбиты из планет 		  Пояс астероидов
  Астероиды Хильды (Hildas)
  Околоземные объекты (выборка)
Относительные массы первых двенадцати известных астероидов по сравнению с оставшейся массой всех остальных астероидов в поясе. [1]
Безусловно, самый большой объект в поясе - карликовая планета Церера . Общая масса пояса астероидов значительно меньше, чем у Плутона , и примерно вдвое больше, чем у спутника Плутона Харона .

Пояс астероидов является тороидальной областью в Солнечной системе , находится примерно между орбитами планет Юпитером и Марсом , которые занимают очень многим твердым, неправильную форму тела, многих размеров , но гораздо меньше , чем планеты, называемые астероиды или малые планеты . Этот пояс астероидов также называют главным поясом астероидов или основным поясом, чтобы отличать его от других популяций астероидов в Солнечной системе, таких как околоземные астероиды и троянские астероиды . [2]

Примерно половину массы пояса составляют четыре крупнейших астероида: Церера , Веста , Паллада и Гигея . [2] Общая масса пояса астероидов составляет примерно 4% от массы Луны .

Церера, единственный объект в поясе астероидов, достаточно большой, чтобы быть карликовой планетой , имеет диаметр около 950 км, в то время как Веста, Паллада и Гигея имеют средний диаметр менее 600 км. [3] [4] [5] [6] Остальные тела могут быть размером с пылинку. Материал астероида настолько тонко распределен, что многочисленные беспилотные космические аппараты прошли его без происшествий. [7] Тем не менее, столкновения между крупными астероидами действительно происходят, и они могут привести к образованию семейства астероидов , члены которого имеют схожие орбитальные характеристики и состав. Отдельные астероиды в поясе астероидов классифицируются по их спектрам , причем большинство из них можно разделить 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 . [8] Планетезимали - меньшие предшественники протопланет . Однако между Марсом и Юпитером гравитационные возмущения от Юпитера наделили протопланеты слишком большой орбитальной энергией, чтобы они могли аккрецироваться на планете. [8] [9] Столкновения стали слишком сильными, и вместо того, чтобы слиться вместе, планетезимали и большинство протопланет разрушились. В результате 99,9% первоначальной массы пояса астероидов было потеряно за первые 100 миллионов лет истории Солнечной системы. [10]Некоторые фрагменты в конечном итоге попали во внутреннюю часть Солнечной системы, что привело к ударам метеоритов о внутренние планеты. Орбиты астероидов продолжают претерпевать значительные возмущения, когда их период обращения вокруг Солнца образует орбитальный резонанс с Юпитером. На этих орбитальных расстояниях возникает разрыв Кирквуда, поскольку они перемещаются на другие орбиты. [11]

Классы малых тел Солнечной системы в других регионах - это объекты , сближающиеся с Землей , кентавры , объекты пояса Койпера, объекты рассеянного диска , седноиды и объекты облака Оорта .

22 января 2014 года ученые ЕКА сообщили об обнаружении, впервые достоверно, водяного пара на Церере, самом большом объекте в поясе астероидов. [12] Обнаружение было сделано с помощью дальнего инфракрасного способности на Herschel космической обсерватории . [13] Открытие было неожиданным, потому что кометы , а не астероиды, как правило, считаются «источниками струй и плюмов». По словам одного из ученых, «линии между кометами и астероидами становятся все более размытыми». [13]

История наблюдений [ править ]

Иоганн Кеплер заметил в 1596 году отклонения в орбитах Марса и Юпитера, которые позже были объяснены гравитацией астероидов.
Смотрите также: Определение планеты и Список малых планет

В 1596 году Иоганн Кеплер предсказал «Между Марсом и Юпитером я помещаю планету» в своем Mysterium Cosmographicum . [14] Анализируя данные Тихо Браге , Кеплер подумал, что существует слишком большой разрыв между орбитами Марса и Юпитера. [15]

В анонимном примечании к его 1766 переводу Charles Bonnet «s Созерцание де ли природы , [16] астроном Тициус из Виттенберга [17] [18] отметил , кажущуюся закономерность в расположении планет, теперь известную как Тициус -Bode Law . Если начать числовую последовательность с 0, затем включить 3, 6, 12, 24, 48 и т. Д., Каждый раз удваиваясь, добавить четыре к каждому числу и разделить на 10, это дает удивительно близкое приближение к радиусам орбиты известных планет в астрономических единицах при условииодин допускал «пропавшую планету» (эквивалент 24 в последовательности) между орбитами Марса (12) и Юпитера (48). В сноске Тиций заявил: «Но должен ли Лорд-Архитектор оставить это место пустым? Вовсе нет». [17]

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 Университете Палермо , Сицилия, обнаружил крошечный движущийся объект на орбите с точно радиусом, предсказываемым этой схемой. Он назвал его «Церера» в честь римской богини урожая и покровительницы Сицилии. Пиацци изначально полагал, что это комета, но отсутствие комы предполагало, что это была планета. [19]

Таким образом, вышеупомянутый образец предсказал большие полуоси всех восьми планет того времени (Меркурия, Венеры, Земли, Марса, Цереры, Юпитера, Сатурна и Урана).

Пятнадцать месяцев спустя Генрих Ольберс обнаружил второй объект в том же регионе - Палладу . В отличие от других известных планет, Церера и Паллада оставались световыми точками даже при самом большом увеличении телескопа, вместо того чтобы разделяться на диски. Не считая быстрого движения, они казались неотличимыми от звезд .

Соответственно, в 1802 году Уильям Гершель предложил выделить их в отдельную категорию, названную «астероиды», в честь греческого asteroeides , что означает «звездообразные». [20] [21] Завершив серию наблюдений над Церерой и Палладой, он пришел к выводу, [22]

Эти две звезды нельзя назвать ни планетами, ни кометами ... Они настолько похожи на маленькие звезды, что их трудно отличить от них. Отсюда их астероидный облик, если я возьму свое имя и назову их астероидами; оставляя за собой, однако, право изменить это имя, если произойдет другое, более выразительное по их характеру.

К 1807 году дальнейшее расследование выявило два новых объекта в регионе: Юнона и Веста . [23] Сожжение Лилиенталя во время наполеоновских войн , где была проделана основная работа, [24] завершило этот первый период открытий. [23]

Несмотря на чеканку Гершеля, в течение нескольких десятилетий оставалось обычной практикой называть эти объекты планетами [16] и добавлять к их именам числа, обозначающие последовательность их открытия: 1 Церера, 2 Паллада, 3 Юнона, 4 Веста. Однако в 1845 году астрономы обнаружили 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. [16]

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 единогласное мнение астрономов считает это совпадением. [25]

Выражение «пояс астероидов» вошло в употребление в самом начале 1850-х годов, хотя трудно определить, кто придумал этот термин. Первое употребление на английский язык, по-видимому, находится в переводе ( Элиз Отте ) 1850 года книги Александра фон Гумбольдта « Космос» : [26] «[...] и регулярное появление падающих звезд примерно 13 ноября и 11 августа. , которые, вероятно, являются частью пояса астероидов, пересекающих орбиту Земли и движущихся с планетарной скоростью ". Еще одно раннее появление произошло в « Путеводителе по познанию небес» Роберта Джеймса Манна : [27] «Орбиты астероидов расположены в широком поясе пространства, простирающемся между крайними точками [...]».Американский астрономБенджамин Пирс, похоже, принял эту терминологию и был одним из ее пропагандистов. [28]

Сто астероидов были расположены к середине 1868 года, а в 1891 году введение астрофотографии от Макса Вольфа ускорил темпы открытия еще дальше. [29] В общей сложности к 1921 году [30] было найдено 1000 астероидов, [30] 10 000 к 1981 году [31] и 100 000 к 2000 году. [32] Современные системы обзора астероидов теперь используют автоматизированные средства для обнаружения новых малых планет во все возрастающих количествах. .

Происхождение [ править ]

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

Формирование [ править ]

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 пережила внутренний взрыв или столкновение с кометой за много миллионов лет до этого [33]. ( Одесский астроном К. Н. Савченко предположил, что Церера, Паллада, Юнона и Веста были сбежавшими лунами, а не фрагментами взорвавшейся планеты). [34] Большое количество энергии, необходимое для разрушения планеты, в сочетании с низкой общей массой пояса, которая составляет всего около 4% массы Луны Земли , [3]не поддерживает гипотезу. Кроме того, становится трудно объяснить значительные химические различия между астероидами, если они происходят с одной планеты. [35] В 2018 году исследование, проведенное учеными из Университета Флориды, показало, что пояс астероидов был создан из остатков нескольких древних планет, а не одной планеты. [36]

Гипотеза создания пояса астероидов состоит в том, что в целом в Солнечной системе формирование планет произошло в результате процесса, сравнимого с давней гипотезой туманностей: облако межзвездной пыли и газа схлопнулось под действием силы тяжести. чтобы сформировать вращающийся диск из материала, который затем конденсируется, образуя Солнце и планеты. [37] В течение первых 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 другие тела за счет гравитационного притяжения и стать планетезималиями.. Эта гравитационная аккреция привела к образованию планет.

Планетезимали в регионе, который впоследствии стал поясом астероидов, были слишком сильно возмущены гравитацией Юпитера, чтобы образовать планету. Вместо этого они продолжали вращаться вокруг Солнца, как и раньше, время от времени сталкиваясь. [38] В регионах, где средняя скорость столкновений была слишком высокой, разрушение планетезималей имело тенденцию преобладать над аккрецией [39], предотвращая образование тел размером с планету. Орбитальные резонансы возникали там, где период обращения объекта в поясе составлял целую часть периода обращения Юпитера, переводя объект на другую орбиту; область, лежащая между орбитами Марса и Юпитера, содержит множество таких орбитальных резонансов. Когда Юпитер переместился внутрьпосле его образования эти резонансы охватили бы пояс астероидов, динамически возбуждая население региона и увеличивая их скорости относительно друг друга. [40]

На раннем этапе истории Солнечной системы астероиды до некоторой степени таяли, что позволило элементам внутри них частично или полностью дифференцироваться по массе. Некоторые из тел-прародителей, возможно, даже пережили периоды взрывного вулканизма и сформировали океаны магмы . Однако из-за относительно небольшого размера тел 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. [41] В августе 2007 г. исследование цирконаКристаллы в антарктическом метеорите, который, как полагают, произошли из Весты, предполагают, что он и, следовательно, остальная часть пояса астероидов сформировались довольно быстро, в течение 10 миллионов лет после возникновения Солнечной системы. [42]

Эволюция [ править ]

Астероиды не являются образцами изначальной Солнечной системы. С момента своего образования они претерпели значительную эволюцию, включая внутреннее нагревание (в первые несколько десятков миллионов лет), плавление поверхности от ударов, космическое выветривание из-за радиации и бомбардировку микрометеоритами . [43] Хотя некоторые ученые называют астероиды остаточными планетезималиями, [44] другие ученые считают их разными. [45]

Считается, что нынешний пояс астероидов содержит лишь небольшую часть массы изначального пояса. Компьютерное моделирование предполагает, что первоначальный пояс астероидов мог иметь массу, эквивалентную Земле. [46] 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. [38] С момента их образования распределение размеров пояса астероидов оставалось относительно стабильным: не было значительного увеличения или уменьшения типичных размеров астероидов главного пояса. [47]

Орбитальный резонанс 4: 1 с Юпитером на 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 унесены Марсом ( афелий которого составляет 1,67 а.е.) или выброшены его гравитационными возмущениями в ранней истории Солнечной системы. [48] Hungaria астероиды лежат ближе к Солнцу , чем 4: 1 резонанс, но защищены от разрушения их высокого наклонением. [49]

Когда впервые образовался пояс астероидов, температуры на расстоянии 2,7 а.е. от Солнца образовали « снежную линию » ниже точки замерзания воды. Планетезимали, образовавшиеся за пределами этого радиуса, были способны накапливать лед. [50] [51] В 2006 году было объявлено, что в поясе астероидов за линией снега была обнаружена популяция комет , которая, возможно, служила источником воды для океанов Земли. Согласно некоторым моделям, в период формирования Земли не было достаточного выделения газа из воды для образования океанов, что потребовало внешнего источника, такого как кометная бомбардировка. [52]

Характеристики [ править ]

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

Вопреки популярным изображениям, пояс астероидов в основном пуст. Астероиды разбросаны по настолько большому объему, что было бы невероятно достичь астероида без тщательного прицеливания. Тем не менее, в настоящее время известны сотни 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 [53], и исследование в инфракрасном диапазоне длин волн показало, что пояс астероидов насчитывает от 700 000 до 1,7 миллиона астероидов с диаметром от 1 км и более. [54] В видимых величинах большинства известных астероидов находятся между 11 и 19, с медианой около 16. [55]

Полная масса пояса астероидов оценивается в 2,39 × 10 21 килограмм, что составляет всего 3% от массы Луны . [56] Четыре самых больших объекта, Церера , 4 Веста , 2 Паллада и 10 Гигиея , составляют примерно 40% общей массы пояса, причем 25% приходится на одну Цереру. [57] [5]

Состав [ править ]

Текущий пояс состоит в основном из трех категорий астероидов: астероидов С-типа или углеродистых, S-типа или силикатных астероидов и М-типа или металлических астероидов.

Углеродистые астероиды , как следует из их названия, богаты углеродом. Они доминируют над внешними областями пояса астероидов. [58] Вместе они составляют более 75% видимых астероидов. Они имеют более красный оттенок, чем другие астероиды, и имеют очень низкое альбедо . Их поверхностный состав аналогичен углеродистым хондритовым метеоритам . По химическому составу их спектры соответствуют изначальному составу ранней Солнечной системы, с удалением только более легких элементов и летучих веществ .

Астероиды S-типа ( богатые силикатами ) чаще встречаются во внутренней части пояса, в пределах 2,5 а.е. от Солнца. [58] [59] 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. Некоторые из них, как полагают, образовались из металлических ядер дифференцированных тел-предшественников, разрушенных в результате столкновения. Однако существуют также силикатные соединения, которые могут иметь похожий вид. Например, большой астероид 22 Каллиопа M-типа, по всей видимости, не состоит в основном из металла. [60] В пределах пояса астероидов, распределение числа астероидов M-типа достигает пика на большой полуоси около 2,7 а.е. [61] Пока не ясно, все ли M-типы подобны композиционно, или это метка для нескольких разновидностей, которые не вписываются в основные классы C и S. [62]

Хаббл наблюдает за необычным многохвостым астероидом P / 2013 P5 . [63]

Одна из загадок пояса астероидов - относительная редкость астероидов V-типа или базальтовых астероидов. [64] Теории образования астероидов предсказывают, что объекты размером с Весту или больше должны образовывать корки и мантии, которые будут состоять в основном из базальтовых пород, в результате чего более половины всех астероидов состоят либо из базальта, либо из оливина . Наблюдения, однако, показывают, что 99 процентов предсказанного базальтового материала отсутствует. [65] До 2001 года считалось, что большинство базальтовых тел, обнаруженных в поясе астероидов, происходят от астероида Веста (отсюда и название V-типа). Однако открытие астероида 1459 Магьяобнаружил, что химический состав немного отличается от других базальтовых астероидов, открытых до того момента, что предполагает иное происхождение. [65] Эта гипотеза была подкреплена дальнейшим открытием в 2007 году двух астероидов во внешнем поясе, 7472 Kumakiri и (10537) 1991 RY 16 , с различным базальтовым составом, который не мог происходить из Весты. Эти последние два - единственные астероиды V-типа, обнаруженные во внешнем поясе на сегодняшний день. [64]

Температура пояса астероидов меняется в зависимости от расстояния от Солнца. Для пылевых частиц внутри пояса типичные температуры варьируются от 200 К (-73 ° C) при 2,2 а.е. до 165 К (-108 ° C) при 3,2 а.е. [66] Однако из-за вращения температура поверхности астероида могут значительно различаться, так как стороны поочередно подвергаются воздействию солнечного излучения, а затем - звездного фона.

Кометы главного пояса [ править ]

Основная статья: Комета главного пояса

Несколько в остальном ничем не примечательных тел во внешнем поясе показывают кометную активность. Поскольку их орбиты нельзя объяснить захватом классических комет, считается, что многие из внешних астероидов могут быть ледяными, причем лед иногда подвергается сублимации из-за небольших ударов. Кометы главного пояса могли быть основным источником океанов Земли, потому что соотношение дейтерия и водорода слишком низкое, чтобы классические кометы были основным источником. [67]

Орбиты [ править ]

Пояс астероидов (показан эксцентриситет), пояс астероидов выделен 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 °. [55] Таким образом, хотя типичный астероид имеет относительно круговую орбиту и находится вблизи 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 находится наибольшая концентрация тел. Это находится между сильными промежутками Кирквуда 4: 1 и 2: 1 на 2,06 и 3,27  а.е. , и при эксцентриситетах орбиты менее примерно 0,33, а также при наклонах орбиты ниже примерно 20 °. По состоянию на 2006 год эта «основная» область содержала 93% всех обнаруженных и пронумерованных малых планет Солнечной системы. [68] База данных JPL по малым телам перечисляет более 700 000 известных астероидов главного пояса. [69]

Кирквудские пробелы [ править ]

Основная статья: разрыв Кирквуда
Число астероидов в поясе астероидов в зависимости от их большой полуоси . Пунктирными линиями показаны промежутки Кирквуда , где орбитальные резонансы с Юпитером дестабилизируют орбиты. Цвет дает возможное разделение на три зоны:
  Зона I: внутренняя основная ремень ( <2,5 а.е. )
  Зона II: средний основной пояс ( 2,5 AU < a <2,82 AU )
  Зона III: внешний главный пояс ( а > 2,82 а.е. )

Большая полуось астероида используется для описания размеров своей орбиты вокруг Солнца, и его значение определяет малую планету в орбитальный период . В 1866 году Дэниел Кирквуд объявил об открытии промежутков в расстояниях орбит этих тел от Солнца . Они были расположены в местах, где период их обращения вокруг Солнца составлял целую часть периода обращения Юпитера. Кирквуд предположил, что гравитационные возмущения планеты привели к удалению астероидов с этих орбит. [70]

Когда средний орбитальный период астероида составляет целую часть орбитального периода Юпитера, создается резонанс среднего движения с газовым гигантом, которого достаточно, чтобы сместить астероид на новые элементы орбиты . Астероиды, которые оказываются на орбитах с разрывом (либо изначально из-за миграции орбиты Юпитера [71], либо из-за предшествующих возмущений или столкновений) постепенно переводятся на разные, случайные орбиты с большей или меньшей большой полуосью.

Столкновения [ править ]

Зодиакальный свет , небольшая часть которой создается пыль от столкновений в поясе астероидов

Высокая населенность пояса астероидов создает очень активную среду, где столкновения между астероидами происходят часто (в астрономических масштабах времени). Ожидается, что столкновения между телами основного пояса со средним радиусом 10 км будут происходить примерно раз в 10 миллионов лет. [72] Столкновение может разбить астероид на множество более мелких частей (что приведет к формированию нового семейства астероидов ). [73] И наоборот, столкновения, которые происходят при низких относительных скоростях, могут также соединить два астероида. После более чем 4 миллиардов лет таких процессов члены пояса астероидов теперь мало похожи на первоначальную популяцию.

Помимо тел астероидов, пояс астероидов также содержит полосы пыли с радиусом частиц до нескольких сотен микрометров . Этот тонкий материал образуется, по крайней мере частично, в результате столкновений между астероидами и столкновений микрометеоритов с астероидами. Из -за эффекта Пойнтинга – Робертсона давление солнечного излучения заставляет эту пыль медленно двигаться по спирали внутрь к Солнцу. [74]

Комбинация этой мелкой астероидной пыли, а также выброшенного кометного материала дает зодиакальный свет . Это слабое сияние северного сияния можно наблюдать ночью, 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 полосы пыли, новые частицы должны постоянно производиться в пределах пояса астероидов. [74]Когда-то считалось, что столкновения астероидов составляют основной компонент зодиакального света. Однако компьютерное моделирование, проведенное Несворным и его коллегами, приписало 85 процентов пыли зодиакального света фрагментациям комет семейства Юпитера, а не кометам и столкновениям между астероидами в поясе астероидов. Не более 10 процентов пыли приходится на пояс астероидов. [75]

Метеориты [ править ]

Некоторые обломки от столкновений могут образовывать метеороиды , попадающие в атмосферу Земли. [76] Считается, что из 50 000 метеоритов, обнаруженных на Земле на сегодняшний день, 99,8 процента возникли в поясе астероидов. [77]

Семьи и группы [ править ]

Основная статья: Семейство астероидов
Этот график зависимости наклонения орбиты ( i p ) от эксцентриситета ( e p ) для пронумерованных астероидов главного пояса ясно показывает сгустки, представляющие семейства астероидов.

В 1918 году японский астроном Киёцугу Хираяма заметил, что орбиты некоторых астероидов имеют схожие параметры, образуя семьи или группы. [78]

Приблизительно одна треть астероидов в поясе астероидов являются членами семейства астероидов. У них схожие элементы орбиты, такие как большая полуось, эксцентриситет и наклонение орбиты, а также схожие спектральные особенности, все из которых указывают на общее происхождение при распаде более крупного тела. Графические изображения этих элементов для членов пояса астероидов показывают концентрации, указывающие на присутствие семейства астероидов. Существует от 20 до 30 ассоциаций, которые почти наверняка являются семействами астероидов. Были обнаружены дополнительные группы, которые менее достоверны. Семейства астероидов могут быть подтверждены, когда члены демонстрируют общие спектральные характеристики. [79] Более мелкие ассоциации астероидов называются группами или скоплениями.

Некоторые из самых известных семей в поясе астероидов (в порядке возрастания больших полуосей) являются Флор , Eunoma , Koronis , Eos , и Фемида семьей. [61] Семья Флора, одна из крупнейших, насчитывает более 800 известных членов, возможно, образовалась в результате столкновения менее 1 миллиарда лет назад. [80] Самый большой астероид, который может быть истинным членом семьи (в отличие от нарушителя в случае Цереры с семьей Гефион ), - это 4 Веста. Семьи Веста , как полагают, образуются в результате кратера , образующих воздействие на Веста. Точно так же метеориты HEDвозможно, также произошли от Весты в результате этого столкновения. [81]

Внутри пояса астероидов были обнаружены три заметные полосы пыли. Они имеют такое же наклонение орбиты, что и семейства астероидов Эос, Коронис и Фемида, и поэтому, возможно, связаны с этими группировками. [82]

На эволюцию основного пояса после поздней тяжелой бомбардировки очень вероятно повлияли проходы крупных кентавров и транснептуновых объектов (ТНО). Кентавры и TNO, достигающие внутренней части Солнечной системы, могут изменять орбиты астероидов главного пояса, но только если их масса порядка10 −9  M ☉ для одиночных столкновений или на порядок меньше в случае нескольких близких столкновений. Однако маловероятно, что кентавры и TNO значительно рассредоточили молодые семейства астероидов в главном поясе, но они могут нарушить работу некоторых старых семейств астероидов. Текущие астероиды главного пояса, которые возникли 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. [83]

Периферия [ править ]

По периметру внутреннего края пояса (от 1,78 до 2,0 а.е., со средней большой полуосью 1,9 а.е.) расположено 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 промежутком Кирквуда 4: 1, и их орбиты имеют большой наклон. Некоторые члены принадлежат к категории астероидов, пересекающих Марс, и гравитационные возмущения Марса, вероятно, являются фактором сокращения общей численности населения этой группы. [84]

Другая группа с большим наклонением во внутренней части пояса астероидов - это семейство Phocaea . Они состоят в основном из астероидов S-типа, тогда как соседнее семейство Hungaria включает некоторые E-типы . [85] Семейство Фокей находится на орбите между 2,25 и 2,5 а.е. от Солнца.

У внешнего края пояса астероидов находится группа Кибелы , вращающаяся на орбите между 3,3 и 3,5 а.е. Они имеют орбитальный резонанс 7: 4 с Юпитером. Семейство Хильды находится на орбите 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., вплоть 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 пояса астероидов. [86]

Новые семьи [ править ]

Некоторые семейства астероидов сформировались недавно, с точки зрения астрономии. Karin кластер , по- видимому образовался около 5,7 миллионов лет назад от столкновения с прародителя астероид 33 км в радиусе. [87] Семья Веритас образовалась около 8,3 миллиона лет назад; Доказательства включают межпланетную пыль, извлеченную из океанических отложений. [88]

Совсем недавно скопление дурман, 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. [89] [90] Другие недавние образования скоплений, такие как скопление Яннини ( около  1–5  миллионов лет назад), возможно, предоставили дополнительные источники этой астероидной пыли. [91]

Исследование [ править ]

Художественный концепт космического корабля Dawn с Вестой и Церерой

Первым космическим кораблем, пересекшим пояс астероидов, был « Пионер-10» , который вошел в регион 16 июля 1972 года. В то время существовали некоторые опасения, что обломки в поясе могут представлять опасность для космического корабля, но с тех пор его благополучно пересекли. 12 КА без происшествий. «Пионер-11» , « Вояджеры 1 и 2» и « Улисс» прошли через пояс, не получив изображений астероидов. Галилей сфотографировал 951 Гаспру в 1991 году и 243 Ида в 1993 году, NEAR сфотографировал 253 Матильду в 1997 году и приземлился на 433 Эрос в феврале 2001 года, Кассини сфотографировал 2685 Масурского.в 2000 году Stardust сфотографировала 5535 Annefrank в 2002 году, New Horizons сфотографировала 132524 APL в 2006 году, Rosetta сфотографировала 2867 Штейнов в сентябре 2008 года и 21 Lutetia в июле 2010 года, а Dawn вращалась вокруг Весты с июля 2011 по сентябрь 2012 года и вращалась вокруг Цереры с марта 2015 года. [92] На пути к Юпитеру « Юнона» пересекла пояс астероидов, не собрав научных данных. [93] Из-за низкой плотности материалов внутри пояса вероятность столкновения зонда с астероидом сейчас оценивается менее чем в 1 на 1 миллиард. [94]

Большинство астероидов поясов, полученных на сегодняшний день, были получены в результате кратковременных облетов зондов, направлявшихся к другим целям. Только миссии Dawn , NEAR Shoemaker и Hayabusa изучали астероиды в течение длительного периода на орбите и на поверхности.

См. Также [ править ]

  • Добыча астероидов
  • Астероиды в художественной литературе
  • Колонизация астероидов
  • Диск для мусора
  • Нарушенная планета
  • Список астероидов в астрологии
  • Список исключительных астероидов
  • Пояс Койпера (другое кольцо из материала, примерно 30–60 а.е.)

Ссылки [ править ]

  1. ^ На момент создания этого графика Церера составляла треть массы Пояса. По более поздним оценкам, это один квартал.
  2. ^ a b Мэтт Уильямс (2015-08-23). "Что такое Пояс астероидов?" . Вселенная сегодня . Проверено 30 января 2016 .
  3. ^ а б Красинский Г.А .; Pitjeva, EV ; Васильев М.В.; Ягудина Е.И. (июль 2002 г.). «Скрытая масса в поясе астероидов». Икар . 158 (1): 98–105. Bibcode : 2002Icar..158 ... 98K . DOI : 10.1006 / icar.2002.6837 .
  4. ^ Pitjeva, Е. В. (2005). «Высокоточные эфемериды планет - EPM и определение некоторых астрономических констант» (PDF) . Исследования Солнечной системы . 39 (3): 176–186. Bibcode : 2005SoSyR..39..176P . DOI : 10.1007 / s11208-005-0033-2 . S2CID 120467483 . Архивировано из оригинального (PDF) 3 июля 2014 года.  
  5. ^ a b Для недавних оценок масс Цереры, Весты, Паллады и Гигеи см. ссылки в информационных ящиках соответствующих статей.
  6. ^ Йомэнс, Дональд К. (13 июля 2006). "Браузер базы данных малых тел JPL" . Лаборатория реактивного движения НАСА. Архивировано 29 сентября 2010 года . Проверено 27 сентября 2010 .
  7. ^ Брайан Koberlein (2014-03-12). «Почему пояс астероидов не угрожает космическим кораблям» . Вселенная сегодня . Проверено 30 января 2016 .
  8. ^ a b «Как образовался пояс астероидов? Была ли там планета?» . CosmosUp. 2016-01-17 . Проверено 30 января 2016 .
  9. ^ Нола Тейлор Редд (2012-06-11). «Пояс астероидов: факты и информация» . Space.com . Проверено 30 января 2016 .
  10. ↑ Битти, Келли (10 марта 2009 г.). «Создание пояса астероидов» . Небо и телескоп . Проверено 30 апреля 2014 .
  11. ^ Delgrande, JJ; Соунс, С.В. (1943). «Разрыв Кирквуда в орбитах астероидов». Журнал Королевского астрономического общества Канады . 37 : 187. Bibcode : 1943JRASC..37..187D .
  12. ^ Кюпперс, Майкл; О'Рурк, Лоуренс; Бокеле-Морван, Доминик; Захаров, Владимир; Ли, Сынвон; фон Аллмен, Пауль; Керри, Бенуа; Тейсье, Дэвид; Марстон, Энтони; Мюллер, Томас; Crovisier, Жак; Баруччи, М. Антониетта; Морено, Рафаэль (2014). «Локальные источники водяного пара на карликовой планете (1) Церера». Природа . 505 (7484): 525–527. Bibcode : 2014Natur.505..525K . DOI : 10,1038 / природа12918 . ISSN 0028-0836 . PMID 24451541 . S2CID 4448395 .   
  13. ^ a b Харрингтон, JD (22 января 2014 г.). "Телескоп Herschel обнаруживает воду на карликовой планете - выпуск 14-021" . НАСА . Проверено 22 января 2014 года .
  14. ^ «Рассвет: Между Юпитером и Марсом [так в оригинале] я помещаю планету» (PDF) . Лаборатория реактивного движения .
  15. ^ Рассел, Кристофер; Раймонд, Кэрол, ред. (2012). Миссия Рассвет на Малые планеты 4 Веста и 1 Церера . Springer Science + Business Media . п. 5. ISBN 978-1-4614-4902-7.
  16. ^ а б в Хилтон, Дж. (2001). "Когда астероиды стали малыми планетами?" . Военно-морская обсерватория США (USNO) . Архивировано из оригинала на 2012-04-06 . Проверено 1 октября 2007 .
  17. ^ а б «Рассвет: Путешествие к началу Солнечной системы» . Центр космической физики: UCLA . 2005. Архивировано из оригинала на 2012-05-24 . Проверено 3 ноября 2007 .
  18. ^ Хоскин, Майкл. «Закон Боде и открытие Цереры» . Черчилль-колледж, Кембридж . Проверено 12 июля 2010 .
  19. ^ «Вызовите полицию! История открытия астероидов». Астрономия сейчас (июнь 2007 г.): 60–61.
  20. ^ Харпер, Дуглас (2010). «Астероид» . Интернет-словарь этимологии . Этимология Интернет . Проверено 15 апреля 2011 .
  21. ^ ДеФорест, Джессика (2000). «Греческие и латинские корни» . Университет штата Мичиган. Архивировано 12 августа 2007 года . Проверено 25 июля 2007 .
  22. ^ Каннингем, Клиффорд (1984). «Уильям Гершель и первые два астероида». Вестник малых планет . Обсерватория танцевального зала, Онтарио. 11 : 3. Bibcode : 1984MPBu ... 11 .... 3C .
  23. ^ а б Персонал (2002). «Астрономическая интуиция» . Лаборатория реактивного движения НАСА. Архивировано из оригинала на 2012-02-06 . Проверено 20 апреля 2007 .
  24. ↑ Линда Т. Элкинс-Тантон, Астероиды, метеориты и кометы , 2010: 10
  25. ^ "Является ли совпадением то, что большинство планет попадают в границы закона Тициуса-Боде?" . Astronomy.com . Проверено 22 января 2014 .
  26. ^ фон Гумбольдт, Александр (1850). Космос: очерк физического описания Вселенной . 1 . Нью-Йорк: Харпер и братья. п. 44. ISBN 978-0-8018-5503-0.
  27. ^ Манн, Роберт Джеймс (1852). Путеводитель к познанию Небес . Джаррольд. п. 171.и 1853, с. 216
  28. ^ «Дальнейшие исследования формы, величины, массы и орбиты планет-астероидов» . Эдинбургский новый философский журнал . 5 : 191. Январь – апрель 1857 г.: «[Профессор Пирс] затем заметил, что аналогия между кольцом Сатурна и поясом астероидов заслуживает внимания».
  29. ^ Хьюз, Дэвид В. (2007). «Краткая история обнаружения астероидов» . BBC . Проверено 20 апреля 2007 .
  30. ^ Мур, Патрик; Рис, Робин (2011). Книга данных по астрономии Патрика Мура (2-е изд.). Издательство Кембриджского университета. п. 156. ISBN. 978-0-521-89935-2.
  31. ↑ Мэнли, Скотт (25 августа 2010 г.). Открытие астероидов с 1980 по 2010 год . YouTube . Проверено 15 апреля 2011 .
  32. ^ «Статистика архива MPC» . Центр малых планет МАС . Проверено 4 апреля 2011 .
  33. ^ "Краткая история обнаружения астероидов" . Open2.net . Проверено 15 мая 2007 .
  34. Перейти ↑ Bronshten, VA (1972). «Происхождение астероидов» .
  35. ^ Масетти, М. & Мукаи, К. (1 декабря, 2005 г.). «Происхождение пояса астероидов» . Центр космических полетов имени Годдарда НАСА . Проверено 25 апреля 2007 .
  36. ^ «Исследование раскрывает тайное происхождение астероидов и метеоритов» . news.ufl.edu . 2018-07-02 . Проверено 17 октября 2018 .
  37. ↑ Ватанабэ, Сьюзан (20 июля 2001 г.). "Тайны Солнечной туманности" . НАСА . Проверено 2 апреля 2007 .
  38. ^ a b Petit, J.-M .; Морбиделли А. и Чемберс Дж. (2001). «Изначальное возбуждение и очистка пояса астероидов» (PDF) . Икар . 153 (2): 338–347. Bibcode : 2001Icar..153..338P . DOI : 10.1006 / icar.2001.6702 . Архивировано 21 февраля 2007 года (PDF) . Проверено 22 марта 2007 .
  39. ^ Эдгар, Р. & Artymowicz, P. (2004). «Прокачка планетезимального диска быстро мигрирующей планетой». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 354 (3): 769–772. arXiv : astro-ph / 0409017 . Bibcode : 2004MNRAS.354..769E . DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2004.08238.x . S2CID 18355985 . 
  40. ↑ Скотт, ERD (13–17 марта 2006 г.). «Ограничения на возраст и механизм образования Юпитера и время жизни туманности от хондритов и астероидов». Труды 37-й ежегодной конференции по изучению луны и планет . Лига-Сити, Техас: Лунное и планетарное общество. Bibcode : 2006LPI .... 37.2367S .
  41. ^ Тейлор, GJ; Keil, K .; Маккой, Т .; Хаак, Х. и Скотт, ERD (1993). «Дифференциация астероидов - пирокластический вулканизм в магматических океанах». Метеоритика . 28 (1): 34–52. Bibcode : 1993Metic..28 ... 34T . DOI : 10.1111 / j.1945-5100.1993.tb00247.x .
  42. ^ Келли, Карен (2007). «Исследователи U of T. открывают ключи к разгадке ранней солнечной системы» . Университет Торонто . Архивировано из оригинала на 2012-01-24 . Проверено 12 июля 2010 .
  43. ^ Кларк, BE; Hapke, B .; Pieters, C .; Бритт, Д. (2002). "Астероидное космическое выветривание и эволюция реголита". Астероиды III . Университет Аризоны: 585. Bibcode : 2002aste.book..585C .Гаффи, Майкл Дж. (1996). "Спектральные и физические свойства металла в скоплениях метеоритов: последствия для материалов поверхности астероидов". Икар . 66 (3): 468–486. Bibcode : 1986Icar ... 66..468G . DOI : 10.1016 / 0019-1035 (86) 90086-2 . ISSN  0019-1035 .Кейл, К. (2000). «Термическое изменение астероидов: свидетельства метеоритов» . Планетарная и космическая наука . Проверено 8 ноября 2007 .Барагиола, РА; Дюк, Калифорния; Loeffler, M .; Макфадден, Л.А. и Шеффилд, Дж. (2003). «Воздействие ионов и микрометеоритов на минеральные поверхности: изменения отражательной способности и образование атмосферных частиц в безвоздушных телах солнечной системы». EGS - AGU - EUG Joint Assembly : 7709. Bibcode : 2003EAEJA ..... 7709B .
  44. ^ Чепмен, CR; Уильямс, JG; Хартманн, В.К. (1978). «Астероиды». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 16 : 33–75. Bibcode : 1978ARA & A..16 ... 33C . DOI : 10.1146 / annurev.aa.16.090178.000341 .
  45. ^ Kracher, A. (2005). «Астероид 433 Эрос и частично дифференцированные планетезимали: объемное истощение против поверхностного истощения серы» (PDF) . Лаборатория Эймса . Архивировано 28 ноября 2007 года (PDF) . Проверено 8 ноября 2007 .
  46. ^ Роберт Пиччони (2012-11-19). «Сделали ли столкновения астероидов Землю пригодной для жизни?» . Guidetothecosmos.com . Проверено 3 мая 2013 .
  47. ^ «Астероиды вызвали ранний катаклизм внутренней солнечной системы» . UANews . Проверено 18 октября 2018 .
  48. ^ Alfvén, H .; Аррениус, Г. (1976). «Маленькие тела» . SP-345 Эволюция Солнечной системы . НАСА. Архивировано 13 мая 2007 года . Проверено 12 апреля 2007 .
  49. ^ Спратт, Кристофер Э. (апрель 1990 г.). «Группа малых планет Венгрии». Журнал Королевского астрономического общества Канады . 84 : 123–131. Bibcode : 1990JRASC..84..123S .
  50. ^ Lecar, M .; Подолак, М .; Сасселов, Д .; Чан, Э. (2006). «Инфракрасные перистые облака - Новые компоненты расширенного инфракрасного излучения». Астрофизический журнал . 640 (2): 1115–1118. arXiv : astro-ph / 0602217 . Bibcode : 2006ApJ ... 640.1115L . DOI : 10.1086 / 500287 . S2CID 18778001 . 
  51. ^ Berardelli, Фил (23 марта 2006). "Кометы главного пояса могли быть источником земных вод" . Space Daily . Проверено 27 октября 2007 .
  52. ^ Lakdawalla, Эмили (28 апреля 2006). «Открытие совершенно нового типа кометы» . Планетарное общество. Архивировано из оригинала на 1 мая 2007 года . Проверено 20 апреля 2007 .
  53. ^ Йомэнс, Дональд К. (26 апреля 2007). "Поисковая машина базы данных малых тел JPL" . Лаборатория реактивного движения НАСА . Проверено 26 апреля 2007 . - поиск астероидов в областях главного пояса диаметром> 100.
  54. ^ Тедеско, EF & Desert, F.-X. (2002). "Поиск глубоких астероидов инфракрасной космической обсерватории" . Астрономический журнал . 123 (4): 2070–2082. Bibcode : 2002AJ .... 123.2070T . DOI : 10.1086 / 339482 .
  55. ^ a b Уильямс, Гарет (25 сентября 2010 г.). «Распространение малых планет» . Центр малых планет . Проверено 27 октября 2010 .
  56. ^ Питьева, Е.В. (2018). «Массы Главного пояса астероидов и пояса Койпера по движениям планет и космических аппаратов». Исследования Солнечной системы . 44 (8–9): 554–566. arXiv : 1811.05191 . DOI : 10.1134 / S1063773718090050 . S2CID 119404378 . 
  57. ^ В глубине | Церера. НАСА Исследование Солнечной системы.
  58. ^ a b Wiegert, P .; Балам, Д .; Moss, A .; Veillet, C .; Коннорс, М. и Шелтон, И. (2007). "Доказательства цветовой зависимости в распределении размеров астероидов главного пояса" (PDF) . Астрономический журнал . 133 (4): 1609–1614. arXiv : astro-ph / 0611310 . Bibcode : 2007AJ .... 133.1609W . DOI : 10.1086 / 512128 . S2CID 54937918 . Проверено 6 сентября 2008 .  
  59. ^ Кларк, BE (1996). "Новые новости и конкурирующие взгляды на геологию пояса астероидов". Луна и планетология . 27 : 225–226. Bibcode : 1996LPI .... 27..225C .
  60. Перейти ↑ Margot, JL & Brown, ME (2003). «Астероид М-типа низкой плотности в Главном поясе» (PDF) . Наука . 300 (5627): 1939–1942. Bibcode : 2003Sci ... 300.1939M . DOI : 10.1126 / science.1085844 . PMID 12817147 . S2CID 5479442 .   
  61. ^ a b Лэнг, Кеннет Р. (2003). «Астероиды и метеориты» . Космос НАСА . Проверено 2 апреля 2007 .
  62. ^ Мюллер, М .; Харрис, AW; Дельбо, М. (2005). Коллектив МИРСИ. «21 Лютеция и другие М-типы: их размеры, альбедо и тепловые свойства по результатам новых измерений IRTF». Бюллетень Американского астрономического общества . 37 : 627. Bibcode : 2005DPS .... 37.0702M .
  63. ^ "Когда комета не комета?" . Пресс-релиз ЕКА / Хаббла . Проверено 12 ноября 2013 года .
  64. ^ а б Даффард, РД; Ройг, Ф. (14–18 июля 2008 г.). «Два новых базальтовых астероида в главном поясе?». Астероиды, кометы, метеоры 2008 . Балтимор, штат Мэриленд. arXiv : 0704.0230 . Bibcode : 2008LPICo1405.8154D .
  65. ^ а б Than69Ker (2007). "Странные астероиды сбивают с толку ученых" . space.com . Проверено 14 октября 2007 .
  66. ^ Низкий, FJ; и другие. (1984). «Инфракрасные перистые облака - Новые компоненты расширенного инфракрасного излучения». Письма в астрофизический журнал . 278 : L19 – L22. Bibcode : 1984ApJ ... 278L..19L . DOI : 10.1086 / 184213 .
  67. ^ «Интервью с Дэвидом Джуиттом» . YouTube.com. 2007-01-05 . Проверено 21 мая 2011 .
  68. ^ Это значение было получено путем простого подсчета всех тел в этом регионе с использованием данных для 120 437 пронумерованных малых планет из базы данных орбит Центра малых планет от8 февраля 2006 года.
  69. ^ "JPL Small-Body Database Search Engine: орбитальный класс (MBA)" . Лаборатория реактивного движения Солнечной системы . Проверено 26 февраля 2018 .
  70. ^ Ферни, Дж. Дональд (1999). «Американский Кеплер» . Американский ученый . 87 (5): 398. DOI : 10,1511 / 1999.5.398 . Проверено 4 февраля 2007 .
  71. ^ Liou, Жер-Chyi & Малхотр, Рен (1997). «Истощение внешнего пояса астероидов». Наука . 275 (5298): 375–377. Bibcode : 1997Sci ... 275..375L . DOI : 10.1126 / science.275.5298.375 . ЛВП : 2060/19970022113 . PMID 8994031 . S2CID 33032137 .  
  72. ^ Бекман, DE (6 марта 1998). «Колебания общей зодиакальной плотности облаков» . Отчет Бэкмана . Исследовательский центр НАСА Эймса. Архивировано из оригинала 3 марта 2012 года . Проверено 4 апреля 2007 .
  73. ^ Дэвид Nesvorný, Уильям Ф. Bottke младший, Люк Dones и Гарольд Ф. Левинсон (июнь 2002). «Недавнее разрушение астероида в районе главного пояса» (PDF) . Природа . 417 (6890): 720–722. Bibcode : 2002Natur.417..720N . DOI : 10,1038 / природа00789 . PMID 12066178 . S2CID 4367081 .   CS1 maint: использует параметр авторов ( ссылка )
  74. ^ a b Рич, Уильям Т. (1992). «Зодиакальная эмиссия. III - Пыль у пояса астероидов». Астрофизический журнал . 392 (1): 289–299. Полномочный код : 1992ApJ ... 392..289R . DOI : 10.1086 / 171428 .
  75. ^ Несворны, Дэвид; Дженнискенс, Питер; Левисон, Гарольд Ф .; Bottke, William F .; Вокроухлицкий, Давид; Гунель, Матье (2010). "Кометарное происхождение зодиакального облака и углеродистых микрометеоритов. Последствия для дисков горячего мусора". Астрофизический журнал . 713 (2): 816–836. arXiv : 0909.4322 . Bibcode : 2010ApJ ... 713..816N . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 713/2/816 . S2CID 18865066 . 
  76. ↑ Кингсли, Дэнни (1 мая 2003 г.). «Загадочное несоответствие метеоритной пыли решено» . Азбука науки . Проверено 4 апреля 2007 .
  77. ^ «Метеоры и метеориты» (PDF) . НАСА . Проверено 12 января 2012 .
  78. ^ Хьюз, Дэвид В. (2007). «Поиск астероидов в космосе» . BBC. Архивировано из оригинала на 2012-03-10 . Проверено 20 апреля 2007 .
  79. ↑ Lemaitre, Anne (31 августа - 4 сентября 2004 г.). «Классификация семейств астероидов из очень больших каталогов». Труды Динамика популяций планетных систем . Белград, Сербия и Черногория: Cambridge University Press. С. 135–144. Bibcode : 2005dpps.conf..135L . DOI : 10.1017 / S1743921304008592 .
  80. Перейти ↑ Martel, Linda MV (9 марта 2004 г.). «Крошечные следы распада большого астероида» . Открытия исследования планетарной науки. Архивировано 1 апреля 2007 года . Проверено 2 апреля 2007 .
  81. ^ Дрейк, Майкл Дж. (2001). «Эвкрит / Веста рассказ» . Метеоритика и планетология . 36 (4): 501–513. Bibcode : 2001M & PS ... 36..501D . DOI : 10.1111 / j.1945-5100.2001.tb01892.x .
  82. Перейти ↑ Love, SG & Brownlee, DE (1992). «Вклад пылевой полосы IRAS в межпланетный пылевой комплекс - свидетельства, наблюдаемые на 60 и 100 микронах». Астрономический журнал . 104 (6): 2236–2242. Bibcode : 1992AJ .... 104.2236L . DOI : 10.1086 / 116399 .
  83. ^ Гальяццо, Массачусетс; Вигерт, П., Альджбае, С. (2016). «Влияние кентавров и ТНО на главный пояс и его семейства». Астрофизика и космическая наука . 361 (12): 361–371. arXiv : 1611.05731 . Bibcode : 2016Ap & SS.361..371G . DOI : 10.1007 / s10509-016-2957-Z . S2CID 118898917 . 
  84. ^ Спратт, Кристофер Э. (1990). «Группа малых планет Венгрии». Журнал Королевского астрономического общества Канады . 84 (2): 123–131. Bibcode : 1990JRASC..84..123S .
  85. ^ Карвано, JM; Lazzaro, D .; Mothé-Diniz, T .; Анджели, Калифорния, и Флорчак, М. (2001). "Спектроскопический обзор динамических групп Венгрии и Фокеи". Икар . 149 (1): 173–189. Bibcode : 2001Icar..149..173C . DOI : 10.1006 / icar.2000.6512 .
  86. ^ Даймок, Роджер (2010). Астероиды и карликовые планеты и как их наблюдать . Руководства астрономов по наблюдениям. Springer. п. 24. ISBN 978-1-4419-6438-0. Проверено 4 апреля 2011 .
  87. ^ Несворны, Дэвид; и другие. (Август 2006 г.). «Образование скопления Карин при ударе астероида». Икар . 183 (2): 296–311. Bibcode : 2006Icar..183..296N . DOI : 10.1016 / j.icarus.2006.03.008 .
  88. ↑ Макки, Мэгги (18 января 2006 г.). «Эон пыльных бурь привел к падению астероида» . Новое пространство ученых . Проверено 15 апреля 2007 .
  89. ^ Несворны; Vokrouhlický, D; Боттке, ВФ; и другие. (2006). "Распад астероида главного пояса 450 тысяч лет назад" (PDF) . Наука . 312 (5779): 1490. Bibcode : 2006Sci ... 312.1490N . DOI : 10.1126 / science.1126175 . PMID 16763141 . S2CID 38364772 .   
  90. ^ Vokrouhlický; Durech, J; Михаловский, Т; и другие. (2009). «Семейство Дурман: обновление 2009 г.» . Астрономия и астрофизика . 507 (1): 495–504. Bibcode : 2009A & A ... 507..495V . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 200912696 .
  91. ^ Nesvorný, D .; Боттке, ВФ; Левисон, HF & Dones, L. (2003). "Недавнее происхождение пылевых полос Солнечной системы" (PDF) . Астрофизический журнал . 591 (1): 486–497. Bibcode : 2003ApJ ... 591..486N . DOI : 10.1086 / 374807 . S2CID 1747264 .  
  92. ^ Баруччи, Массачусетс; М. Фульчиньони и А. Росси (2007). "Астероидные цели Розетты: 2867 штейнов и 21 лютеция". Обзоры космической науки . 128 (1–4): 67–78. Bibcode : 2007SSRv..128 ... 67B . DOI : 10.1007 / s11214-006-9029-6 . S2CID 123088075 . 
  93. ^ Greicius, Тони (31 июля 2015). "Джуно НАСА дает вид космического корабля облета Земли" . nasa.gov . НАСА . Проверено 4 сентября 2015 года .
  94. ↑ Стерн, Алан (2 июня 2006 г.). «Новые горизонты пересекают пояс астероидов» . Space Daily . Проверено 14 апреля 2007 .

Дальнейшее чтение [ править ]

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

Внешние ссылки [ править ]

Послушайте эту статью ( 35 минут )
Разговорный значок Википедии
Этот аудиофайл был создан на основе редакции этой статьи от 30 марта 2012 г. и не отражает последующих правок. ( 2012-03-30 )
( Аудио справка  · Больше устных статей )
  • Пояс астероидов (астрономия) в Британской энциклопедии
  • Арнетт, Уильям А. (26 февраля 2006 г.). «Астероиды» . Девять планет. Архивировано 18 апреля 2007 года . Проверено 20 апреля 2007 .
  • Страница астероидов на сайте NASA's Solar System Exploration
  • Каин, Фрейзер. «Пояс астероидов» . Вселенная сегодня . Архивировано 7 марта 2008 года . Проверено 1 апреля 2008 .
  • «Главный пояс астероидов» . Компания Sol. Архивировано 15 мая 2007 года . Проверено 20 апреля 2007 .
  • Манселл, Кирк (16 сентября 2005 г.). «Астероиды: Обзор» . Исследование Солнечной системы НАСА. Архивировано из оригинального 24 мая 2007 года . Проверено 26 мая 2007 .
  • Графики зависимости эксцентриситета от большой полуоси и наклона от большой полуоси на Астероидном динамическом участке
  • Персонал (31 октября 2006 г.). «Астероиды» . НАСА. Архивировано 11 апреля 2007 года . Проверено 20 апреля 2007 .
  • Персонал (2007). «Космические темы: астероиды и кометы» . Планетарное общество. Архивировано 28 апреля 2007 года . Проверено 20 апреля 2007 .