Asteroidi

Asteroidi (vuoteen 2006 yleinen synonyymi on pieni planeetta ) on suhteellisen pieni taivaankappale aurinkokunnassa, joka liikkuu kiertoradalla Auringon ympäri . Asteroidit ovat massaltaan ja kooltaan huomattavasti pienempiä kuin planeetat , niillä on epäsäännöllinen muoto ja niissä ei ole ilmakehää , vaikka niillä voi olla myös satelliitteja . Sisältyy aurinkokunnan pienten kappaleiden luokkaan .

Määritelmät

Termin "asteroidi" ( muinaisesta kreikasta ἀστεροειδής  - "kuin tähti", sanasta ἀστήρ  - "tähti" ja εἶδος - "ulkonäkö ,  ulkonäkö, laatu") loivat säveltäjä Charles Burney [1] . Tämän perusteella nämä esineet näyttivät kaukoputken läpi katsottuna pisteiltä, ​​tähdiltä , ​​toisin kuin planeetat, jotka kaukoputken läpi katsottuna näyttävät levyiltä. Termin "asteroidi" tarkkaa määritelmää ei ole vielä vahvistettu. Vuoteen 2006 asti asteroideja kutsuttiin myös pienemmiksi planeetoiksi .

Pääparametri, jolla luokittelu suoritetaan, on kehon koko. Asteroidit ovat kappaleita, joiden halkaisija on yli 30 m, pienempiä kappaleita kutsutaan meteoroideiksi [2] .

Vuonna 2006 Kansainvälinen tähtitieteellinen liitto luokitteli useimmat asteroidit pieniksi kappaleiksi aurinkokunnassa [3] .

Asteroidit aurinkokunnassa

Aurinkokunnasta on löydetty satoja tuhansia asteroideja. Minor Planet Centerin mukaan 1. huhtikuuta 2017 mennessä on löydetty 729 626 pienempää planeettaa, joista 47 034 pientä ruumista löydettiin vuonna 2016. [4] Syyskuun 11. päivänä 2017 tietokannassa oli 739 062 kohdetta , joista 496 915 :llä oli tarkka kiertorata ja niille oli annettu virallinen numero [5] , joista yli 19 000 :lla oli virallisesti hyväksytty nimi [6] [7] . Oletetaan, että aurinkokunnassa voi olla 1,1–1,9 miljoonaa kappaletta, jotka ovat suurempia kuin 1 km [8] . Suurin osa tällä hetkellä tunnetuista asteroideista on keskittynyt asteroidivyöhykkeelle , joka sijaitsee Marsin ja Jupiterin kiertoradan välissä .

Ceres pidettiin aurinkokunnan suurimpana asteroidina , jonka mitat olivat noin 975 × 909 km, mutta 24. elokuuta 2006 se sai kääpiöplaneetan statuksen . Kahden muun suurimman asteroidin (2) Pallas ja (4) Vesta halkaisija on ~500 km. (4) Vesta on ainoa asteroidivyöhyke, joka voidaan havaita paljaalla silmällä. Muilla kiertoradoilla liikkuvia asteroideja voidaan havaita myös paljaalla silmällä maapallon läheisyydessä kulkemisen aikana (katso esimerkiksi (99942) Apophis ).

Kaikkien päävyöhykkeen asteroidien kokonaismassaksi on arvioitu 3,0–3,6⋅10 21 kg [9] , mikä on vain noin 4 % Kuun massasta . Ceresin massa on 9,5⋅1020 kg eli noin 32 % kokonaismäärästä ja yhdessä kolmen suurimman asteroidin kanssa (4) Vesta (9%), (2) Pallas (7%), (10) Hygiea ( 3% ) - 51%, eli suurimmalla osalla asteroideista on merkityksetön massa tähtitieteellisesti mitattuna.

Asteroidien tutkiminen

Asteroidien tutkimus alkoi sen jälkeen, kun William Herschel löysi Uranuksen vuonna 1781 . Sen keskimääräinen heliosentrinen etäisyys osoittautui Titius-Boden säännön mukaiseksi .

1700-luvun lopulla Franz Xaver perusti 24 tähtitieteilijän ryhmän. Vuodesta 1789 lähtien tämä ryhmä on etsinyt planeettaa, jonka Titius-Boden säännön mukaan olisi pitänyt olla noin 2,8 tähtitieteellisen yksikön etäisyydellä Auringosta  - Marsin ja Jupiterin kiertoradan välissä. Tehtävänä oli kuvata kaikkien horoskooppitähtikuvioiden alueella olevien tähtien koordinaatit tietyllä hetkellä. Seuraavina iltoina tarkastettiin koordinaatit ja korostettiin kauempana liikkuneet kohteet. Etsittävän planeetan arvioitu siirtymä on täytynyt olla noin 30 kaarisekuntia tunnissa, mikä olisi pitänyt olla helposti havaittavissa.

Ironista kyllä, ensimmäisen asteroidin, Ceresin , löysi italialainen Giuseppe Piazzi , joka ei ollut mukana tässä projektissa, sattumalta vuonna 1801 , vuosisadan ensimmäisenä yönä. Kolme muuta - (2) Pallas , (3) Juno ja (4) Vesta löydettiin muutaman seuraavan vuoden aikana - viimeinen, Vesta, vuonna 1807 . Toisen kahdeksan vuoden tuloksettoman etsinnän jälkeen useimmat tähtitieteilijät päättivät, ettei siellä ollut enää mitään, ja lopettivat tutkimuksen.

Karl Ludwig Henke kuitenkin pysyi ja vuonna 1830 hän jatkoi uusien asteroidien etsimistä. Viisitoista vuotta myöhemmin hän löysi Astrean , ensimmäisen uuden asteroidin 38 vuoteen. Hän löysi myös Heben alle kaksi vuotta myöhemmin. Sen jälkeen muut tähtitieteilijät liittyivät etsintään, ja sitten löydettiin vähintään yksi uusi asteroidi vuodessa (poikkeuksena vuotta 1945 ).

Vuonna 1891 Max Wolf käytti ensimmäisenä astrovalokuvausmenetelmää asteroidien etsimiseen , jolloin asteroidit jättivät lyhyitä valoviivoja valokuviin, joissa valotusaika oli pitkä. Tämä menetelmä nopeuttai merkittävästi uusien asteroidien löytämistä verrattuna aiemmin käytettyihin visuaalisen havainnoinnin menetelmiin: Max Wolf löysi yksin 248 asteroidia alkaen (323) Bruciuksesta , kun taas hieman yli 300 löydettiin ennen häntä. Nyt , sata vuotta myöhemmin , 385 tuhannella asteroidilla on virallinen numero, ja 18 tuhatta niistä on myös nimi.

Vuonna 2010 kaksi riippumatonta tähtitieteilijöiden ryhmää Yhdysvalloista , Espanjasta ja Brasiliasta ilmoitti, että he olivat samanaikaisesti löytäneet vesijään yhden suurimmista päävyöasteroideista , Themisistä . Tämä löytö antaa meille mahdollisuuden ymmärtää veden alkuperää maan päällä. Olemassaolonsa alussa maapallo oli liian kuuma, jotta se ei sisältäisi tarpeeksi vettä. Tämän aineen piti saapua myöhemmin. Oletettiin, että komeetat voisivat tuoda vettä Maahan , mutta maanpäällisen veden ja komeetoissa olevan veden isotooppinen koostumus ei täsmää. Siksi voidaan olettaa, että vettä tuotiin Maahan sen törmäyksen aikana asteroidien kanssa. Tutkijat ovat myös löytäneet Themisistä monimutkaisia ​​hiilivetyjä , mukaan lukien molekyylejä, jotka ovat elämän esiasteita [10] . Japanilainen infrapunasatelliitti Akari , joka suoritti 66 asteroidin spektroskooppisia tutkimuksia, vahvisti, että 17 luokan C 22 asteroidista sisältää pieniä määriä vettä vaihtelevissa suhteissa hydratoituneiden mineraalien muodossa, ja jotkut sisältävät vesijäätä ja ammoniakkia. Vesijälkiä on löydetty myös yksittäisistä luokan S silikaattiasteroideista, joita pidettiin täysin vedettöminä. S-luokan asteroidien vesi on todennäköisimmin eksogeenistä alkuperää. He saivat sen luultavasti törmäyksessä hydratoituneiden asteroidien kanssa. Kävi myös ilmi, että aurinkotuulen, törmäysten ja muiden taivaankappaleiden tai jäännöslämmön vaikutuksesta asteroidit menettävät vähitellen vettä [11] [12] .

8. syyskuuta 2016 laukaistiin amerikkalainen planeettojenvälinen asema OSIRIS-REx , joka on suunniteltu toimittamaan maanäytteitä asteroidista (101955) Bennuun (asteroidin saavuttaminen ja maaperän kerääminen on suunniteltu vuodeksi 2019 ja paluu Maahan vuonna 2023). .

Asteroidin muodon ja koon määrittäminen

William Herschel vuonna 1802 ja Johann Schroeter vuonna 1805 tekivät ensimmäiset yritykset mitata asteroidien halkaisijoita käyttämällä menetelmää, jossa näkyvät levyt mitattiin suoraan kierremikrometrillä . Heidän jälkeensä 1800-luvulla muut tähtitieteilijät mittasivat kirkkaimmat. asteroideja samalla tavalla . Tämän menetelmän suurin haittapuoli oli merkittävät eroavaisuudet tuloksissa (esimerkiksi eri tutkijoiden saamat Ceresin minimi- ja maksimikoot erosivat kymmenen kertaa).

Nykyaikaisia ​​menetelmiä asteroidien koon määrittämiseksi ovat polarimetria , tutka , pilkkuinterferometria , transit- ja lämpöradiometria [13] .

Yksi yksinkertaisimmista ja laadukkaimmista on kauttakulkumenetelmä. Asteroidin liikkeen aikana suhteessa Maahan se kulkee joskus kaukaisen tähden taustaa vasten, tätä ilmiötä kutsutaan tähtien asteroidipeitoksi . Mittaamalla tietyn tähden kirkkauden alenemisen kesto ja tietämällä etäisyys asteroidiin, voidaan määrittää tarkasti sen koko. Tällä menetelmällä voidaan määrittää tarkasti suurten asteroidien, kuten Pallas [14] , koko .

Polarimetrinen menetelmä on määrittää koko asteroidin kirkkauden perusteella. Mitä suurempi asteroidi, sitä enemmän auringonvaloa se heijastaa. Asteroidin kirkkaus riippuu kuitenkin voimakkaasti asteroidin pinnan albedosta , joka puolestaan ​​määräytyy sen kiviaineksen koostumuksesta. Esimerkiksi asteroidi Vesta heijastaa pintansa korkean albedon vuoksi 4 kertaa enemmän valoa kuin Ceres ja on taivaan näkyvin asteroidi, joka voidaan joskus havaita paljaalla silmällä.

Itse albedo voidaan kuitenkin määrittää melko helposti. Tosiasia on, että mitä pienempi asteroidin kirkkaus on, eli mitä vähemmän se heijastaa auringon säteilyä näkyvällä alueella, sitä enemmän se absorboi sitä ja lämpenee säteilee sitä sitten lämmön muodossa infrapuna-alueella.

Polarimetriamenetelmää voidaan käyttää myös asteroidin muodon määrittämiseen rekisteröimällä sen kirkkauden muutoksia pyörimisen aikana, sekä määrittää tämän pyörimisjakson sekä tunnistaa suuria rakenteita pinnalla [14] . Lisäksi infrapunateleskoopilla saatuja tuloksia käytetään koon määrittämiseen lämpöradiometrisesti [13] .

Asteroidien luokitus

Asteroidien yleinen luokitus perustuu niiden kiertoradan ominaisuuksiin ja niiden pinnasta heijastuvan auringonvalon näkyvän spektrin kuvaukseen.

Rataryhmät ja perheet

Asteroidit yhdistetään ryhmiksi ja perheiksi niiden kiertoradan ominaisuuksien perusteella. Yleensä ryhmä on nimetty ensimmäisen tietyltä kiertoradalta löydetyn asteroidin mukaan. Ryhmät ovat suhteellisen löysät muodostelmat, kun taas perheet ovat tiheämpiä, muodostuneet aiemmin suurten asteroidien tuhoutuessa törmäyksistä muihin esineisiin.

Atira -suvun maapallon lähellä olevien asteroidien ryhmään kuuluu pieniä kappaleita, joiden kiertoradat ovat täysin Maan kiertoradan sisällä (niiden etäisyys Auringosta afelionissa on pienempi kuin Maan kiertoradan periheli). Asteroidin 2021 PH27 kierrosaika Auringon ympäri on 113 päivää - se on lyhin tunnettu asteroidien kierrosjakso ja toinen kaikista aurinkokunnan kohteista Merkuriuksen jälkeen [15] .

Spektriluokat

Vuonna 1975 Clark R. Chapman , David Morrison Benjamin Zellner kehittivät asteroidien luokittelujärjestelmän värin , albedon ja heijastuneen auringonvalon spektrin ominaisuuksien perusteella . [16] Aluksi tämä luokittelu määritteli vain kolme asteroidityyppiä [17] :

• Luokka C  - hiili , 75% tunnetuista asteroideista.
• Luokka S  - silikaatti , 17% tunnetuista asteroideista.
• Luokka M  - metallia , suurin osa lopuista.

Tätä luetteloa laajennettiin myöhemmin ja tyyppien määrä kasvaa edelleen, kun asteroideja tutkitaan yksityiskohtaisesti:

• Luokka A  - jolle on ominaista melko korkea albedo (välillä 0,17 - 0,35) ja punertava väri spektrin näkyvässä osassa.
• Luokka B  - yleensä ne kuuluvat luokan C asteroideihin , mutta ne eivät melkein absorboi alle 0,5 mikronin aaltoja, ja niiden spektri on hieman sinertävä. Albedo on yleensä korkeampi kuin muiden hiiliasteroidien.
• Luokka D  - ominaista erittäin alhainen albedo (0,02-0,05) ja tasainen punertava spektri ilman selkeitä absorptioviivoja .
• Luokka E  - näiden asteroidien pinta sisältää sellaista mineraalia kuin enstatiitti ja saattaa muistuttaa akondriitteja .
• Luokka F  - yleensä samanlainen kuin luokan B asteroidit, mutta ilman jälkiä "vedestä".
• Luokka G  - ominaista matala albedo ja lähes tasainen (ja väritön) heijastusspektri näkyvällä alueella, mikä osoittaa voimakasta ultraviolettiabsorptiota .
• Luokan P  kaltaiset D-luokan asteroidit, niille on ominaista melko alhainen albedo (0,02-0,07) ja tasainen punertava spektri ilman selkeitä absorptioviivoja .
• Luokka Q - 1 mikronin aallonpituudellanäiden asteroidien spektri sisältää kirkkaita ja leveitä oliviinin ja pyrokseenin viivoja sekä lisäksi ominaisuuksia , jotka osoittavat metallin läsnäolon .
• Luokka R - ominaista suhteellisen korkea albedo ja punertava heijastusspektri 0,7 mikronin pituudella.
• Luokka T  - ominaista matala albedo ja punertava spektri (kohtalainen absorptio aallonpituudella 0,85 μm), joka on samanlainen kuin P- ja D-luokan asteroidien spektri , mutta on kaltevuudeltaan keskitasoa.
• Luokka V  - Tämän luokan asteroidit ovat kohtalaisen kirkkaita ja melko lähellä yleisempää S-luokkaa , jotka myös koostuvat pääasiassa kivestä , silikaateista ja raudasta ( kondriiteista ), mutta eroavat S:ssä suuremmalla pyrokseenipitoisuudella .
• Luokka J  on asteroidien luokka, jonka uskotaan muodostuneen Vestan sisältä. Niiden spektrit ovat lähellä luokan V asteroidien spektrejä , mutta niille on ominaista erityisen voimakkaat absorptioviivat 1 μm:n aallonpituudella.

On pidettävä mielessä, että mille tahansa tyypille määritettyjen tunnettujen asteroidien määrä ei välttämättä vastaa todellisuutta. Joitakin tyyppejä on melko vaikea määrittää, ja tietyn asteroidin tyyppiä voidaan muuttaa huolellisemmalla tutkimuksella.

Spektriluokitusongelmat

Aluksi spektriluokitus perustui kolmen tyyppiseen materiaaliin, jotka muodostavat asteroideja:

• Luokka C  - hiili ( karbonaatit ).
• Luokka S  - pii ( silikaatit ).
• Luokka M  - metalli .

On kuitenkin epäilyksiä, että tällainen luokitus määrittää yksiselitteisesti asteroidin koostumuksen. Vaikka asteroidien eri spektriluokka osoittaa niiden erilaisen koostumuksen, ei ole näyttöä siitä, että saman spektrityypin asteroidit olisi valmistettu samoista materiaaleista. Tämän seurauksena tutkijat eivät hyväksyneet uutta järjestelmää, ja spektriluokituksen käyttöönotto pysähtyi.

Kokojakauma

Asteroidien määrä vähenee huomattavasti niiden koon myötä. Vaikka tämä yleensä noudattaa teholakia , 5 km:n ja 100 km:n kohdalla on huippuja, joissa asteroideja on enemmän kuin logaritmisen jakauman perusteella olisi odotettavissa [18] .

Arvioitu määrä asteroideja N, joiden halkaisija on suurempi kuin D

D	100 m	300 m	500 m	1 km	3 km	5 km	10 km	30 km	50 km	100 km	200 km	300 km	500 km	900 km
N	25 000 000	4 000 000	2 000 000	750 000	200 000	90 000	10 000	1100	600	200	kolmekymmentä	5	3	yksi

Asteroidien nimeäminen

Aluksi asteroideille annettiin roomalaisen ja kreikkalaisen mytologian sankareiden nimet , myöhemmin löytäjät saivat oikeuden kutsua niitä haluamallaan tavalla - esimerkiksi omalla nimellä. Aluksi asteroideille annettiin pääasiassa naisten nimiä, vain asteroidit, joilla oli epätavallinen kiertorata , saivat miesten nimet (esimerkiksi Ikarus , joka lähestyi aurinkoa lähempänä kuin Merkuriusta ). Myöhemmin tätä sääntöä ei enää noudatettu.

Tällä hetkellä asteroidien nimet määrittää pienplaneettojen nimikkeistön komitea [19] . Jokainen asteroidi ei voi saada nimeä, vaan vain sellainen, jonka kiertorata on laskettu riittävän luotettavasti. On ollut tapauksia, joissa asteroidille on annettu nimi vuosikymmeniä sen löytämisen jälkeen. Kunnes kiertorata on laskettu, asteroidille annetaan väliaikainen nimitys, joka heijastaa sen löytöpäivää, kuten 1950 DA . Numerot osoittavat vuotta, ensimmäinen kirjain on puolikuun numero vuonna, jolloin asteroidi löydettiin (edellä olevassa esimerkissä tämä on helmikuun toinen puolisko). Toinen kirjain osoittaa asteroidin sarjanumeron ilmoitetussa puolikuussa; esimerkissämme asteroidi löydettiin ensin. Koska puolikuuta on 24 ja englanninkielisiä kirjaimia 26, nimityksessä ei käytetä kahta kirjainta: I (samankaltaisuuden vuoksi yksikön kanssa) ja Z. Jos puolikuun aikana löydettyjen asteroidien määrä ylittää 24, ne palaavat taas aakkosten alku, antamalla toisen kirjaimen indeksi 2, seuraava paluu - 3 jne. Kun asteroidin kiertorata on vakiintunut, asteroidi saa pysyvän numeron ja löytäjällä on oikeus ehdottaa asteroidille nimeä harkittavaksi pienplaneettojen nimikkeistöä käsittelevä komitea kymmenen vuoden ajan. Komitean hyväksymä asteroidin nimi julkaistaan ​​Minor Planet Circular -kirjeessä yhdessä nimen kuvauksen kanssa, ja julkaisemisen jälkeen siitä tulee asteroidin virallinen nimi [19] .

Nimen saatuaan asteroidin virallinen nimeäminen koostuu numerosta (sarjanumero) ja nimestä - (1) Ceres , (8) Flora jne.

Asteroidien muodostuminen

Uskotaan, että asteroidivyöhykkeen planetesimaalit kehittyivät samalla tavalla kuin muilla aurinkosumun alueilla, kunnes Jupiter saavutti nykyisen massansa, minkä jälkeen Jupiterin kanssa tapahtuneiden kiertoradan resonanssien vuoksi yli 99 % planetesimaaleista sinkoutui ulos vyö. Mallintaminen ja hyppyjä pyörimisnopeusjakaumissa ja spektriominaisuuksissa osoittavat, että halkaisijaltaan yli 120 km:n asteroidit syntyivät akkretion seurauksena tämän varhaisen aikakauden aikana, kun taas pienemmät kappaleet ovat fragmentteja asteroidien välisistä törmäyksistä Jupiterin painovoiman aiheuttaman alkuvyöhykkeen hajoamisen aikana tai sen jälkeen [ 20] . Ceres ja Vesta tulivat riittävän suuriksi painovoiman erilaistumiseen, jossa raskasmetallit upposivat ytimeen ja kuori muodostui kevyemmistä kivistä [21] .

Nizzan mallissa monet Kuiper - vyön esineet muodostuivat ulommalle asteroidivyöhykkeelle, yli 2,6 AU:n etäisyydelle. Suurin osa niistä sinkoutui myöhemmin Jupiterin painovoiman vaikutuksesta, mutta jäljelle jääneet voivat olla D-luokan asteroideja , mukaan lukien Ceres [22] .

Asteroidien vaara

Huolimatta siitä, että maapallo on paljon suurempi kuin kaikki tunnetut asteroidit, törmäys yli 3 km:n ruumiiseen voi johtaa sivilisaation tuhoutumiseen. Törmäys pienempään koriin (mutta halkaisijaltaan yli 50 metriä) voi johtaa lukuisiin uhreihin ja valtaviin taloudellisiin vahinkoihin.

Mitä suurempi ja raskaampi asteroidi, sitä vaarallisempi se on, mutta se on tässä tapauksessa paljon helpompi havaita. Tällä hetkellä vaarallisin on asteroidi Apophis , jonka halkaisija on noin 300 metriä, törmäyksessä, jonka kanssa kokonainen maa voi tuhoutua.

Arvioita putoavien asteroidien seurauksista [23]

Objektin halkaisija , m	Iskuenergia, Mt TNT	Kraatterin halkaisija , km	Vaikutukset ja vastaavat tapahtumat
—	0,015	—	atomipommin räjähdys Hiroshiman yllä
kolmekymmentä	2	—	tulipallo, paineaalto, pieni tuho
viisikymmentä	kymmenen	≤1	Tunguskan tapahtuman kaltainen räjähdys , pieni kraatteri
100	80	2	vetypommin räjähdys 50 Mt (Neuvostoliitto, 1962)
200	600	neljä	tuhoa kokonaisten valtioiden mittakaavassa
500	10 000	kymmenen	mantereen laajuinen tuho
1000	80 000	kaksikymmentä	miljoonia ja miljardeja uhreja
5000	10 000 000	100	miljardeja uhreja, globaali ilmastonmuutos
≥ 10 000	≥ 80 000 000	≥ 200	ihmissivilisaation rappeutuminen

1. kesäkuuta 2013 asteroidi 1998 QE2 lähestyi Maata lähimpänä 200 vuoteen. Etäisyys oli 5,8 miljoonaa kilometriä, mikä on 15 kertaa kauempana kuin Kuu [24] .

Vuodesta 2016 lähtien AZT-33VM-teleskooppi on toiminut Venäjällä vaarallisten taivaankappaleiden havaitsemiseksi. Hän pystyy tunnistamaan 50 metrin mittaisen vaarallisen asteroidin jopa 150 miljoonan kilometrin etäisyydeltä 30 sekunnissa. Näin on mahdollista havaita etukäteen (vähintään kuukautta ennen) planeetalle mahdollisesti vaarallisia kappaleita, jotka ovat samanlaisia ​​kuin Tunguskan meteoriitti [25] .

Ensimmäiset 30 asteroidia

1. Ceres (nyt on kääpiöplaneetan tila)
2. Pallas
3. Juno
4. Vesta
5. astrea
6. Hän olla
7. Irida
8. Kasvisto
9. Metis
10. Hygiea
11. Parthenope
12. Victoria
13. Egeria
14. Irena
15. Eunomia
16. Psyyke
17. Thetis
18. Melpomene
19. Onni
20. Massalia
21. Lutetia
22. calliope
23. Vyötärö
24. Themis
25. Phocaea
26. Proserpina
27. Euterpe
28. Bellona
29. Amfitriitti
30. Urania

Symbolit

Ensimmäisellä 37 asteroidilla on tähtitieteelliset symbolit . Ne on esitetty taulukossa.

Asteroidi	Symbolit
(1) Ceres	⚳
(2) Pallas	⚴
(3) Juno	⚵
(4) Vesta	⚶
(5) Astrea
(6) Hebe
(7) Irida
(8) Flora
(9) Metis
(10) Hygiea
(11) Parthenope
(12) Victoria
(13) Egeria
(14) Irena
(15) Eunomia
(16) Psyyke
(17) Thetis
(18) Melpomene
(19) Onni
(26) Proserpiini
(28) Bellona
(29) Amfitriitti
(35) Levkofeja
(37) Fidesz

Katso myös

• Jarkovski-efekti
• Pienten planeettojen löytäjien luokitus
• Asteroidien teollinen kehitys
• Asteroidien kolonisaatio

Muistiinpanot

1. ↑ Termin "asteroidi" todellinen alkuperä on selvitetty - Vesti.Nauka . https://nauka.vesti.ru.+ Haettu 17. marraskuuta 2019. Arkistoitu 17. marraskuuta 2019. (määrätön)
2. ↑ Shustova B. M., Rykhlova L. V. Kuva. 1.1 // Asteroidi-komeetan vaara: eilen, tänään, huomenna / Toim. Shustova B. M., Rykhlovy L. V. - M. : Fizmatlit, 2010. - 384 s. — ISBN 978-5-9221-1241-3 .
3. ↑ Uutistiedote - IAU0603: IAU 2006 yleiskokous: IAU:n päätöslauselman  äänestystulos . — IAU :n lehdistötiedote 24. elokuuta 2006. Haettu 5. tammikuuta 2018. Arkistoitu alkuperäisestä 13. syyskuuta 2008.
4. ↑ IAU Minor Planet Center . www.minorplanetcenter.net Haettu 1. huhtikuuta 2017. Arkistoitu alkuperäisestä 5. maaliskuuta 2019. (määrätön)
5. ↑ Kuinka monta aurinkokunnan  kappaletta . Haettu 5. tammikuuta 2018. Arkistoitu alkuperäisestä 3. heinäkuuta 2017.
6. ↑ MPC-arkistotilastot . Käyttöpäivä: 11. tammikuuta 2013. Arkistoitu alkuperäisestä 24. tammikuuta 2012. (määrätön)
7. ↑ Pienet planeettojen nimet . Käyttöpäivä: 11. tammikuuta 2013. Arkistoitu alkuperäisestä 4. heinäkuuta 2012. (määrätön)
8. ↑ Uusi tutkimus paljastaa kaksi kertaa enemmän asteroideja kuin aiemmin uskottiin . Käyttöpäivä: 28. maaliskuuta 2006. Arkistoitu alkuperäisestä 4. heinäkuuta 2012. (määrätön)
9. ↑ Krasinsky, G.A.; Pitjeva, E.V.; Vasilyev, M. V.; Yagudina, E.I. Hidden Mass in the Asteroid Belt  (englanniksi)  // Icarus . - Elsevier , 2002. - Heinäkuu ( nide 158 , nro 1 ). - s. 98-105 . - doi : 10.1006/icar.2002.6837 .
10. ↑ Vesijää löydettiin asteroidilta ensimmäistä kertaa (pääsemätön linkki) . Haettu 4. maaliskuuta 2013. Arkistoitu alkuperäisestä 20. elokuuta 2013. (määrätön) 
11. ↑ Fumihiko Usui et al. AKARI/IRC lähi-infrapuna-asteroidispektroskooppinen tutkimus: AcuA-spec Arkistoitu 23. joulukuuta 2018 Wayback Machinessa , 17. joulukuuta 2018
12. ↑ Avaruusteleskooppi havaitsee veden useissa asteroideissa Arkistoitu 23. joulukuuta 2018 Wayback Machinessa , 18. joulukuuta 2018
13. ↑ 1 2 Tedesco, E. (14.-18. kesäkuuta 1993). "Asteroidi Albedot ja halkaisijat" . 160. kansainvälisen tähtitieteellisen liiton julkaisut . Belgirate, Italia: Kluwer Academic Publishers. s. 55-57 . Haettu 8.8.2011 . Tarkista päivämäärä osoitteessa |date=( englanniksi ohje ) Arkistoitu 16. syyskuuta 2014 Wayback Machineen
14. ↑ 1 2 Lang, Kenneth R. Cambridgen opas aurinkokuntaan  . - 2003. - s. 390-391. — ISBN 978-0521813068 .
15. ↑ Aurinkokunnan nopeimmin kiertävä asteroidi löydetty . Haettu 30. elokuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 28. elokuuta 2021. (määrätön)
16. ↑ Chapman, CR, Morrison, D., & Zellner, B. Asteroidien pintaominaisuudet: Polarimetrian, radiometrian ja spektrofotometrian synteesi  // Icarus  :  Journal. - Elsevier , 1975. - Voi. 25 . - s. 104-130 .
17. ↑ McSween Jr., Harry Y. Meteoriitit ja niiden emoplaneetat.
18. ↑ Davis 2002, "Asteroids III", lainannut Željko Ivezić Arkistoitu 20. heinäkuuta 2011.
19. ↑ 12 Tähtitieteellisten kohteiden nimeäminen . MAC . Haettu 28. kesäkuuta 2019. Arkistoitu alkuperäisestä 4. marraskuuta 2013. (määrätön)
20. ↑ Bottke, Durda; Nesvorny, Jedicke; Morbidelli, Vokrouhlicky; Levison. Pääasteroidivyöhykkeen fossiloitunut kokojakauma  (englanniksi)  // Icarus  : Journal. — Elsevier , 2005. — Voi. 175 . - s. 111 . - doi : 10.1016/j.icarus.2004.10.026 . - .
21. ↑ Kerrod, Robin. Asteroidit, komeetat ja meteorit . - Lerner Publications Co., 2000. - ISBN 0585317631 .
22. ↑ William B. McKinnon, 2008, "Mahdollisuudesta, että suuria KBO:ita ruiskutetaan ulompaan asteroidivyöhykkeeseen". Arkistoitu alkuperäisestä 5. lokakuuta 2011. American Astronomical Society, DPS:n kokous #40, #38.03
23. ↑ I. V. Lomakin, M. B. Martynov, V. G. Pol, A. V. Simonov. Kysymykseen aurinkokunnan pienten kappaleiden tutkimusohjelman toteuttamisesta  // S. A. Lavochkinin mukaan nimetty NPO  : lehti. - 2013. - Nro 4 (20) . - S. 12 . — ISSN 2075-6941 . Arkistoitu alkuperäisestä 1. tammikuuta 2017. (Venäjän kieli)
24. ↑ Kesäkuun 1. päivän yönä suuri asteroidi lentää lähellä Maan yli . runews24.ru (31. toukokuuta 2013). Käyttöpäivä: 12. joulukuuta 2016. Arkistoitu alkuperäisestä 21. joulukuuta 2016. (määrätön)
25. ↑ Ivan Cheberko. Venäjällä on laukaissut ensimmäinen kaukoputki vaarallisten asteroidien havaitsemiseen . Izvestia (15. kesäkuuta 2016). Käyttöpäivä: 12. joulukuuta 2016. Arkistoitu alkuperäisestä 4. tammikuuta 2017. (määrätön)

Linkit

• Asteroidit // Encyclopedic Dictionary of Brockhaus and Efron  : 86 osana (82 osaa ja 4 lisäosaa). - Pietari. , 1890-1907.
• George Burba. Avaruuskääpiöt  // Maailman ympäri  : aikakauslehti. - Nuori vartija , 2003. - Lokakuu. — ISSN 0321-0669 . (Venäjän kieli)
• Near-Earth Object  Program . Haettu: 5.1.2018.
• William Napier. Komeettojen ja asteroidien vaara . Haettu: 5.1.2018. (määrätön)
• Luettelo kaikista asteroideista numeroineen  (eng.) . Haettu: 5.1.2018.
•  Asteroidien nimet aakkosjärjestyksessä . Haettu: 5.1.2018.
• Luettelo aurinkokunnan pienten kappaleiden kiertoradan kehityksestä . Haettu: 5.1.2018. (määrätön)
• Asteroidit - katastrofin lentorata (2012). - Video Roscosmos-televisiostudiosta . Haettu: 5.1.2018. (määrätön)
•  "Asteroidi-komeetan vaara: myytit ja todellisuus" , Shustov B. M. - luento Moskovan planetaariossa , 19.12.2012

Sanakirjat ja tietosanakirjat	Suuri tanskalainen Suuri katalaani Hienoa norjalaista Iso venäläinen Suuri Neuvostoliitto (1 painos) Brockhaus ja Efron maailman ympäri Pieni Brockhaus ja Efron Britannica (verkossa) Universalis Moderni Ukraina
Bibliografisissa luetteloissa	BNF : 11976093k GND : 4174799-9 J9U : 987007550796505171 LCCN : sh85102674 NDL : 00572326

Asteroidien spektriluokat
Hiili	Luokka B Luokka C Luokka F Luokka G
Pii	Luokka S
Rauta	Luokka M Luokka E Luokka P
Muut	Luokka A Luokka D Luokka J Luokka K Luokka L Luokka Q Luokka O Luokka R Luokka T Luokka V

aurinkokunta
Keskitähti ja planeetat _	Aurinko Merkurius Venus Maapallo Mars Jupiter Saturnus Uranus Neptunus
kääpiöplaneetat	Ceres Pluto Haumea Makemake Eris Ehdokkaat Sedna Orc Quaoar Ase-ase 2002 MS 4
Suuret satelliitit	Ganymede Titaani Callisto Ja noin Kuu Euroopassa Triton Titania Rhea Oberon Iapetus Charon Ariel Umbriel Dione Tethys Enceladus Miranda Proteus Mimas Nereid
Satelliitit / renkaat	Maa / ∅ Mars Jupiter / ∅ Saturnus / ∅ Uranus / ∅ Neptunus / ∅ Pluto / ∅ Haumea Makemake Eris Ehdokkaat Orca quawara
Ensimmäiset löydetyt asteroidit	(1) Ceres (2) Pallas (3) Juno (4) Vesta (5) Astrea (6) Hebe (7) Irida (8) Flora (9) Metis (10) Hygiea (11) Parthenope
Pienet ruumiit	meteoroidit asteroidit / niiden satelliitit lähellä maata päävyö troijalainen kentaurit transneptuninen Kuiperin vyö plutino cubewano hajallaan oleva levy damokloidit komeetat Oort pilvi
keinotekoisia esineitä	keinotekoiset maasatelliitit planeettojen välinen avaruusalus
Hypoteettiset esineet	Tulivuori ja vulkanoidit Mercuryn satelliitti Venuksen satelliitit muut maan satelliitit vastamaa Planet Nine , Tyche , Planet X ja muut trans-Neptunian planeetat Nemesis Entiset planeetat: Theia , Phaeton tai Planet V Viides kaasujätti
Luettelo aurinkokunnan kohteista Tähtitieteelliset esineet