Asteroidi vyöhyke

Asteroidivyöhyke  on aurinkokunnan alue, joka sijaitsee Marsin ja Jupiterin kiertoratojen välissä ja johon kerääntyy monia erikokoisia, enimmäkseen epäsäännöllisen muotoisia esineitä, joita kutsutaan asteroideiksi tai pienemmiksi planeetoiksi.

Tätä aluetta kutsutaan usein myös pääasteroidivyöhykkeeksi [1] tai yksinkertaisesti päävyöhykkeeksi [2] [3] , mikä korostaa sen eroa muihin vastaaviin pienten planeettojen ryhmittymien alueisiin, kuten Kuiperin vyöhykkeeseen , joka on kiertoradan takana. Neptune , sekä hajallaan olevien levyobjektien klusterit ja Oort-pilvet .

Ilmaisu "asteroidivyöhyke" otettiin käyttöön 1850-luvun alussa [4] [5] . Tämän termin ensimmäinen käyttö liittyy Alexander von Humboldtin nimeen ja hänen kirjaansa " Kosmos: suunnitelma fyysisen maailman kuvaamiseksi " (" Kosmos - Entwurf einer physischen Weltbeschreibung ", 1845) [6] .

Päävyön kokonaismassa on noin 4 % Kuun massasta, yli puolet siitä on keskittynyt neljään suurimpaan esineeseen: Ceres , (4) Vesta , (2) Pallas ja (10) Hygiea . Niiden keskimääräinen halkaisija on yli 400 km, ja niistä suurimman, Ceresin, halkaisija on yli 950 km ja sen massa on kaksinkertainen Pallaksen ja Vestan kokonaismassaan [7] . Mutta useimmat asteroidit, joita on useita miljoonia, ovat paljon pienempiä, jopa useita kymmeniä metrejä . Samaan aikaan asteroidit ovat niin voimakkaasti hajallaan tällä ulkoavaruuden alueella, ettei yksikään tämän alueen läpi lentävä avaruusalus vaurioitunut niistä .

Yleisesti hyväksytyn hypoteesin mukaan syy tähän asteroidivyöhykkeen koostumukseen on, että se alkoi muodostua suoraan lähellä Jupiteria , jonka gravitaatiokenttä aiheutti jatkuvasti vakavia häiriöitä planetesimaalien kiertoradalle . Jupiterista saatu ylimääräinen kiertorataenergia johti näiden kappaleiden voimakkaampiin törmäyksiin keskenään, mikä esti niitä tarttumasta yhteen protoplaneetiksi ja sen laajentumisen edelleen .

Tämän seurauksena useimmat planetesimaalit pirstoutuivat lukuisiksi pieniksi fragmenteiksi, joista suurin osa joko sinkoutui aurinkokunnasta, mikä selittää asteroidivyöhykkeen alhaisen tiheyden, tai siirrettiin pitkänomaisille kiertoradoille, joita pitkin ne putosivat sisäalueelle. aurinkokunnan, törmäsi planeettojen maanpäälliseen ryhmään ; tätä ilmiötä kutsutaan myöhäiseksi raskaaksi pommitukseksi .

Tämän ajanjakson jälkeen tapahtui myös asteroidien välisiä törmäyksiä , jotka johtivat lukuisten asteroidiperheiden ilmaantumiseen  - kappaleryhmiin, joilla on samanlainen kiertorata ja kemiallinen koostumus ja joihin kuuluu huomattava määrä nykyään olemassa olevia asteroideja, sekä hienon kosmisen pölyn muodostumiseen. joka muodostaa eläinradan valon .

Lisäksi Jupiterin painovoima luo myös epävakaiden kiertoradan alueita, joissa Jupiterin kanssa tapahtuvan resonanssin vuoksi asteroideja ei käytännössä ole . Sinne saapuva asteroidi sinkoutuu suhteellisen lyhyessä ajassa tältä kiertoradalta aurinkokunnan ulkopuolelta tai täydentää sisäplaneettojen kiertoradat ylittävien asteroidien populaatiota. Nyt tällaisilla alueilla ei käytännössä ole asteroideja, mutta monien pienten asteroidien kiertoradat muuttuvat edelleen hitaasti muiden tekijöiden vaikutuksesta .

Yksittäisten asteroidien tärkein erottuva piirre on niiden spektri, jonka avulla voidaan arvioida tietyn kappaleen kemiallinen koostumus. Päävyöhykkeessä erotetaan kemiallisesta koostumuksesta riippuen 3 asteroidien pääspektriluokkaa : hiili ( luokka C ), silikaatti ( luokka S ) ja metalli ( luokka M ) . Kaikki nämä asteroidiluokat, erityisesti metalliset, ovat kiinnostavia avaruusteollisuuden yleensä ja erityisesti asteroidien teollisen kehityksen näkökulmasta .

Asteroidien tutkimuksen historia

Titius-Boden sääntö

Erikoisena esihistoriana asteroidivyöhykkeen tutkimuksen alkamisesta voidaan pitää riippuvuuden löytämistä, joka kuvaa suunnilleen planeettojen etäisyyksiä Auringosta, nimeltään Titius-Bode. Säännön ydin on, että aurinkokunnan planeettojen kiertoradan sijainti voidaan likimäärin kuvata muodon empiirisellä kaavalla

missä  on planeetan järjestysnumero (samaan aikaan Mercurylle pitäisi olettaa , että , ja se ei vastaa mitään tunnettua planeettaa).

Sen muotoili ja julkaisi ensimmäisen kerran saksalainen fyysikko ja matemaatikko Johann Titius jo vuonna 1766 [8] [9] [10] , mutta huolimatta siitä, että ilmoitetuin varauksin kaikki kuusi tuolloin tunnettua planeettaa ( Elohopeasta Saturnukseen ) ), sääntö ei herättänyt huomiota pitkään aikaan. Tämä jatkui, kunnes vuonna 1781 löydettiin Uranus , jonka kiertoradan puolipääakseli vastasi täsmälleen tällä kaavalla ennustettua. Sen jälkeen Johann Elert Bode ehdotti viidennen planeetan olemassaoloa Auringosta Marsin ja Jupiterin kiertoradan välillä, jonka tämän säännön mukaan olisi pitänyt olla 2,8 AU:n etäisyydellä. eikä sitä ole vielä löydetty [10] . Ceresin löytö tammikuussa 1801 ja täsmälleen määrätyllä etäisyydellä Auringosta johti astronomien keskuudessa lisääntyneeseen luottamusta Titius-Boden sääntöön, joka jatkui Neptunuksen löytämiseen asti .

Ceresin löytö

Paroni Franz Xaver oli ensimmäinen, joka etsi planeetta Marsin ja Jupiterin väliltä vuonna 1787 . Mutta useiden vuosien epäonnistuneiden havaintojen jälkeen hän tajusi tarvitsevansa muiden tähtitieteilijöiden apua, joten syyskuussa 1800 hän kokosi 24 tiedemiehen ryhmän etsimään yhdessä planeettaa muodostaen eräänlaisen epävirallisen klubin nimeltä Lilienthal Society . Tämä ryhmä tunnettiin kuitenkin parhaiten nimellä "Himmelspolizei" tai "taivaallinen poliisi". Sen merkittävimmät jäsenet olivat William Herschel , Charles Messier ja Heinrich Olbers [11] . He jakoivat taivaan horoskooppiosan lähellä ekliptiikkaa 24 osaan (tähtitieteilijöiden lukumäärän mukaan), jolloin kullekin horoskooppialueelle annettiin 15° leveä planeetan etsiminen [12] . Tehtävänä oli kuvata kaikkien horoskooppitähtikuvioiden alueella olevien tähtien koordinaatit tietyllä hetkellä. Seuraavina iltoina tarkastettiin koordinaatit ja korostettiin kauempana liikkuneet kohteet. Etsittävän planeetan arvioitu siirtymä olisi pitänyt olla noin 30 kaarisekuntia tunnissa, mikä on helppo havaita.

"Taivaallisen poliisin" ponnisteluista huolimatta planeetan löysi vahingossa henkilö, joka ei ollut klubin jäsen - italialainen tähtitieteilijä Palermon yliopistosta Sisiliassa , Giuseppe Piazzi , joka havaitsi planeetan 1. tammikuuta yönä . , 1801 . Kokoamalla täydellisen luettelon Härkä tähdistöstä peräisin olevista tähdistä hän löysi pienen valopisteen, joka liikkui tähtien taustaa vasten. Myöhemmät havainnot ovat vahvistaneet, että kyseessä ei ole tähti, vaan uusi kohde aurinkokunnassa. Aluksi Piazzi luuli sitä komeetoksi, mutta kooman puuttuminen sai hänet ajattelemaan, että tämä kohde voisi olla planeetta [11] . Hän oli 2,77 AU:n etäisyydellä. Auringosta, mikä vastasi lähes täsmälleen Titius-Boden säännön ennusteita. Piazzi nimesi planeetan Ceres roomalaisen sadonkorjuun jumalattaren ja Sisilian suojelijan mukaan.

Pian löydön jälkeen esine katosi. Mutta kiitos monimutkaisimpien laskelmien, jotka 24-vuotias Carl Gauss teki vain muutamassa tunnissa käyttämällä uutta menetelmää, jonka hän itse löysi ( pienimpien neliöiden menetelmä ), hän onnistui osoittamaan paikan, josta planeetta etsii, mistä se pian löydettiin.

Pallaksen ja muiden asteroidien löytö

Viisitoista kuukautta myöhemmin, 28. maaliskuuta 1802 , Heinrich Olbers löysi toisen suuren esineen samalta aurinkokunnan alueelta, jonka nimi oli Pallas . Sen puolipääakseli oli suunnilleen sama kuin Ceresin, mutta epäkeskisyys ja kaltevuus päinvastoin olivat hyvin erilaisia ​​kuin Ceresin. Tärkeintä on, että molemmat avoimet kappaleet, toisin kuin muut planeetat, näyttivät jopa tuon ajan tehokkaimmissa teleskoopeissa valopisteiltä, ​​eli niiden levyjä ei ollut mahdollista nähdä, ja jos ei niiden nopeaa liikettä, ne olisi mahdoton erottaa tähdistä. Siksi 6. toukokuuta 1802 tutkittuaan näiden kahden uuden kohteen luonnetta ja kokoa William Herschel ehdottaa niiden luokittelua erilliseksi esineluokkiksi, jota hän kutsui kreikan kielestä "asteroideiksi". Αστεροειδής , joka tarkoittaa "tähtimäistä" [13] [14] [15] . Määritelmä valittiin tarkoituksella hieman epäselväksi, jotta se olisi "riittävän laaja kattamaan kaikki mahdolliset tulevat löydöt". Huolimatta Herschelin pyrkimyksistä ottaa käyttöön tämä uusi termi, tähtitieteilijät kutsuivat äskettäin löydettyjä kohteita useiden vuosikymmenten ajan "planeetoiksi" [8] . Joten Ceres kutsuttiin planeettaksi 1860-luvulle asti, jolloin se kuitenkin luokiteltiin asteroidien luokkaan, jossa se oli vuoteen 2006 asti, kunnes se siirrettiin Pluton ja joidenkin muiden trans-Neptunian esineiden kanssa kääpiöluokkaan. planeetat. Mutta kun löydettyjen asteroidien määrä lisääntyi, niiden luokittelu- ja nimeämisjärjestelmä muuttui yhä hankalammaksi, ja 1850-luvun alussa ne suljettiin Alexander von Humboldtin ehdotuksesta pois planeettojen koostumuksesta ja alkoi vähitellen olla kutsutaan asteroideiksi yhä useammin.

Itävaltalainen tähtitieteilijä Josef Litrov ehdotti toista, paljon informatiivisempaa nimitystä - "zenareid". Tämä nimi on johdettu Jupiterin ja Marsin kreikkalaisista nimistä (Zeus ja Ares), ja tämä nimi osoitti asteroidivyöhykkeen sijainnin näiden kahden planeetan kiertoradan välillä. Tämä termi oli kuitenkin liian myöhäistä: uudet ruumiit oli jo nimetty toisella sanalla, lisäksi termi "zenareid" oli jonkin verran hankala ja vaatimaton. Siksi se ei koskaan tullut tieteeseen, vain satunnaisesti se löytyy vanhasta saksalaisesta tähtitieteellisestä kirjallisuudesta [16] .

Vuoteen 1807 mennessä löydettiin kaksi muuta esinettä, nimeltään Juno ja Vesta [17] . Mutta siihen löydöt loppuivat. Napoleonin sotien aikakauden alku oli eräänlainen loppu asteroidien etsintähistorian ensimmäiselle historialliselle vaiheelle. Uusia asteroideja ei ollut mahdollista löytää, ja useimmat tähtitieteilijät päättivät, että niitä ei enää ollut, ja lopettivat tutkimuksen. Karl Ludwig Henke kuitenkin sinnitti, vuonna 1830 hän jatkoi uusien asteroidien etsimistä ja vuonna 1845 löysi Astraean  - ensimmäisen uuden asteroidin 38 vuoteen. Ja alle kaksi vuotta myöhemmin Hebe löydettiin . Sen jälkeen muut tähtitieteilijät ympäri maailmaa liittyivät etsintään, ja uusien asteroidien löytäminen eteni kiihtyvää vauhtia - vähintään yksi vuodessa. Teleskooppien parantuessa asteroidien löytömäärä kasvoi lakkaamatta, ja vuoden 1868 puoliväliin mennessä niiden määrä oli ylittänyt sadan rajan.

Kun kävi selväksi, että Ceresin lisäksi suunnilleen samalla etäisyydellä Auringosta on monia muita pienempiä kappaleita, tämän jotenkin selittämiseksi Titius-Boden säännön perusteella, planeettasta esitettiin hypoteesi. joka aiemmin oli tällä kiertoradalla , hypoteettinen planeetta Phaeton , joka aurinkokunnan muodostumisen alkuvaiheessa romahti niin, että asteroideista tuli sen fragmentteja, jotka muodostivat asteroidivyöhykkeen. Myöhemmin tämä hypoteesi kumottiin, koska kävi ilmi, että Jupiterin painovoiman vaikutuksesta tietyllä etäisyydellä Auringosta mikään suuri kappale ei yksinkertaisesti voi muodostua.

Kun Neptunus löydettiin vuonna 1846, Titius-Boden sääntö osoittautui täysin arvottomaksi tutkijoiden silmissä, koska tämän planeetan pääpuoliakseli oli kaukana säännön ennustamasta [18] .

Uusi vaihe asteroidien tutkimuksessa alkoi Max Wolfin astrovalokuvauksen avulla vuonna 1891 etsiäkseen uusia asteroideja [19] . Se koostui siitä, että valokuvissa, joissa oli pitkä valotusaika , asteroidit jättivät lyhyitä kirkkaita viivoja, kun taas tähdet pysyivät pisteinä johtuen siitä, että kaukoputki pyörii taivaanpallon pyörimisen jälkeen. Tämä menetelmä nopeutti huomattavasti uusien asteroidien löytämistä verrattuna aiemmin käytettyihin visuaalisiin havainnointimenetelmiin: Max Wolf löysi yksin 248 asteroidia, alkaen asteroidista (323) Brucia , kun taas hieman yli 300 oli löydetty muutaman vuosikymmenen aikana ennen häntä.

Ensimmäiset tuhat asteroidia löydettiin lokakuuhun 1921 mennessä, 10 000 vuoteen 1981 mennessä [20] , vuoteen 2000 mennessä löydettyjen asteroidien määrä ylitti 100 000 ja 6. syyskuuta 2011 numeroituja asteroideja on jo 285 075 [21] .

Vuonna 1993 Galileon automaattinen planeettojenvälinen asema [22] löysi asteroidin (243) Idan läheltä ensimmäisen vahvistetun asteroidin satelliitin .

Tiedetään, että asteroidivyöhykkeellä niitä on paljon suurempi määrä kuin nyt tiedetään (kaikki riippuu siitä, kuinka pieniä kappaleita voidaan kutsua asteroideiksi). Koska nykyaikaiset järjestelmät uusien asteroidien etsimiseksi mahdollistavat niiden havaitsemisen täysin automaattisesti ilman ihmisen puuttumista tai vähäistä puuttumista, useimmat tutkijat eivät etsi niitä, vaan kutsuvat asteroideja "avaruusjätteeksi", joka on jäänyt jäljelle aurinkokunnan muodostumisesta. Nyt kiinnitetään enemmän huomiota asteroideihin, jotka voivat olla vaarallisia maapallolle. Niitä kutsutaan lähellä maapalloa oleviksi asteroideiksi, ja ne ovat osa maata lähellä olevien kohteiden ryhmää, johon kuuluu myös joitain komeettoja ja meteoroideja .

Tutkimus

Ensimmäinen avaruusalus, joka lensi asteroidivyön läpi, oli Pioneer 10 , joka saavutti päävyöhykkeen 16. heinäkuuta 1972 . Tuolloin pelättiin vielä laitteen törmäyksen mahdollisuudesta yhteen pienistä asteroideista, mutta sen jälkeen matkalla ulkoplaneetoille on jo 9 avaruusalusta lentänyt asteroidivyöhykkeen läpi ilman mitään tapauksia.

Pioneer 11 , Voyager 1 ja Voyager 2 sekä Ulysses - luotain kulkivat vyön läpi ilman suunniteltuja tai vahingossa tapahtuneita asteroidikohtaamisia. Galileo - avaruusaluksesta tuli ensimmäinen avaruusalus, joka otti kuvia asteroideista. Ensimmäiset kuvatut kohteet olivat asteroidi (951) Gaspra vuonna 1991 ja asteroidi (243) Ida vuonna 1993. Sen jälkeen NASA otti käyttöön ohjelman, jonka mukaan minkä tahansa asteroidivyöhykkeen läpi lentävän laitteen tulisi mahdollisuuksien mukaan lentää asteroidin ohi. Seuraavina vuosina useita pieniä esineitä kuvattiin avaruusluotainten ja -ajoneuvojen avulla, kuten (253) Matilda vuonna 1997 NEAR Shoemakerilta , (2685) Mazursky vuonna 2000 Cassinilta , (5535) Annafranc vuonna 2002 Stardustilta ”, ( 132524) APL vuonna 2006 New Horizons -luotaimelta , (2867) Steins vuonna 2008 ja (21) Lutetia vuonna 2010 Rosettasta [23 ] .

Suurin osa avaruusalusten lähettämistä kuvista päävyöasteroideista saatiin lyhyen luotainlennon tuloksena lähellä asteroideja matkalla kohti tehtävän päätavoitetta - vain kaksi ajoneuvoa lähetettiin tutkimaan asteroideja yksityiskohtaisesti: NEAR Shoemaker , joka tutki (433) Eros ja Matilda [24] sekä " Hayabusa ", jonka päätarkoituksena oli tutkia (25143) Itokawaa . Laite tutki asteroidin pintaa pitkään ja jopa ensimmäisen kerran historiassa toimitti maapartikkeleita sen pinnalta [25] .

Syyskuun 27. päivänä 2007 automaattinen planeettojenvälinen asema Dawn lähetettiin suurimmille asteroideille Vestalle ja Ceresille . Laite oli Vestan kiertoradalla 16.7.2011-12.9.2012, minkä jälkeen se lensi Ceresiin, joka astui kiertoradalle 6.3.2015. Päätehtävän valmistumisen jälkeen vuonna 2016 tehtiin ehdotuksia lennosta Pallakseen [26] . Ceresin tutkimusta päätettiin kuitenkin jatkaa, mikä päättyi marraskuussa 2018 polttoaineen loppumisen vuoksi. Alus pysyi vakaalla kiertoradalla tämän kääpiöplaneetan ympärillä.

Alkuperä

Muodostaminen

Avaruustutkijoilla on erilaisia ​​ehdotuksia asteroidien suureen pitoisuuteen Marsin ja Jupiterin kiertoradan välisen planeettojen välisen suhteellisen kapeassa tilassa.

Suosituin 1800-luvulla vallinneista hypoteeseista asteroidivyöhykkeen kappaleiden alkuperästä oli saksalaisen tiedemiehen Heinrich Olbersin vuonna 1802 , pian Pallaksen löytämisen jälkeen, esittämä hypoteesi. Hän ehdotti, että Ceres ja Pallas voisivat olla fragmentteja hypoteettisesta Phaethon -planeettasta , joka oli kerran Marsin ja Jupiterin kiertoradan välissä ja tuhoutui useita miljoonia vuosia sitten tapahtuneen törmäyksen seurauksena komeetan kanssa [19] .

Uudemmat tutkimukset kuitenkin kumoavat tämän hypoteesin. Argumentteja vastaan ​​ovat erittäin suuri energiamäärä, joka tarvitaan koko planeetan tuhoamiseen, kaikkien päävyöhykkeen asteroidien äärimmäisen pieni kokonaismassa, joka on vain 4 % Kuun massasta , ja se, että käytännössä on mahdotonta muodostaa suurta planeetan kaltainen esine aurinkokunnan alueella, joka kokee voimakkaita Jupiterin gravitaatiohäiriöitä . Merkittävät erot asteroidien kemiallisessa koostumuksessa sulkevat pois myös mahdollisuuden, että ne ovat peräisin yhdestä kappaleesta [27] . Todennäköisesti asteroidivyöhyke ei ole tuhoutunut planeetta, vaan planeetta, joka ei koskaan kyennyt muodostumaan Jupiterin ja vähemmässä määrin muiden jättiläisplaneettojen painovoiman vaikutuksesta .

Yleisesti ottaen aurinkokunnan planeettojen ja asteroidien muodostuminen on lähellä tämän prosessin kuvausta sumuhypoteesissa , jonka mukaan 4,5 miljardia vuotta sitten tähtienväliset kaasu- ja pölypilvet muodostivat pyörivän kaasu- ja pölykiekon auringon alla. painovoiman vaikutus , jossa levyaineen tiivistyminen ja tiivistyminen tapahtui. Aurinkokunnan historian muutaman ensimmäisen miljoonan vuoden aikana pyörteisistä ja muista ei-stationaarisista ilmiöistä johtuen jäätyneen kaasun ja pölyn pienten hiukkasten keskinäisten törmäysten yhteydessä tarttumisesta yhteen, syntyi ainehyytymiä. Tätä prosessia kutsutaan akkretioksi . Keskinäiset joustamattomat törmäykset sekä gravitaatiovuorovaikutus, joka lisääntyi koon ja massan kasvaessa, aiheuttivat möykkyjen kasvunopeuden lisääntymisen. Sitten ainemöhkäleet vetivät puoleensa ympäröivää pölyä ja kaasua sekä muita möykkyjä, jotka yhdistyivät planetesimaaleiksi , joista myöhemmin muodostui planeettoja [28] [29] .

Etäisyyden kasvaessa Auringosta kaasun ja pölyn aineen keskilämpötila laski, ja vastaavasti sen yleinen kemiallinen koostumus muuttui. Protoplanetaarisen kiekon rengasmainen vyöhyke, josta pääasteroidivyöhyke myöhemmin muodostui, osoittautui lähellä haihtuvien yhdisteiden, erityisesti vesihöyryn, kondensaatiorajaa. Tämä on juuri syy asteroidivyöhykkeen muodostumiseen tähän paikkaan täysimittaisen planeetan sijaan. Tämän rajan läheisyys johti Jupiterin alkion nopeaan kasvuun , joka oli lähellä ja josta tuli vedyn , typen , hiilen ja niiden yhdisteiden kertymiskeskus, jättäen aurinkokunnan kuumemman keskiosan.

Voimakkaat gravitaatiohäiriöt Jupiterin nopeasti kasvavasta alkiosta estivät melko suuren protoplanetaarisen kappaleen muodostumisen asteroidivyöhykkeelle [30] . Aineen kertymisprosessi siellä pysähtyi siihen hetkeen, kun vain muutama kymmenkunta esiplaneettakokoista (noin 500–1000 km) planeetsimaalia ehti muodostua, jotka sitten alkoivat hajota törmäyksissä [31] nopean kasvun seurauksena. suhteellisissa nopeuksissaan (0,1-5 km/c) [32] . Syy niiden kasvuun on kiertoradan resonansseissa , nimittäin kiertoradoja vastaavissa ns. Kirkwoodin aukoissa , joiden vallankumousjaksot vastaavat Jupiterin vallankumouksen jaksoa kokonaislukuina (4:1, 3:1, 5:2) .

Tällaisilla kiertoradoilla lähestyy Jupiteria useimmiten ja sen gravitaatiovaikutus on suurin, joten siellä ei käytännössä ole asteroideja. Marsin ja Jupiterin kiertoradan välissä on useita tällaisten resonanssien vyöhykkeitä, enemmän tai vähemmän voimakkaita. Tietyssä muodostumisvaiheessa Jupiter alkoi vaeltaa aurinkokunnan sisäosaan [33] , minkä seurauksena nämä resonanssit pyyhkäisivät läpi koko vyöhykkeen aiheuttaen häiriöitä asteroidien kiertoradalle ja lisäten niiden nopeutta [34] . Samaan aikaan protoasteroidit kokivat lukuisia törmäyksiä, ei vain keskenään, vaan myös kappaleiden kanssa, jotka tunkeutuivat asteroidivyöhykkeelle Jupiterin, Saturnuksen ja aurinkokunnan kaukaiselta reuna-alueelta. Ennen tätä asteroidien emokappaleiden asteittainen kasvu oli mahdollista niiden alhaisten suhteellisten nopeuksien (jopa 0,5 km / s) vuoksi, kun esineiden törmäykset päättyivät niiden yhdistymiseen, ei murskaantumiseen. Jupiterin ja Saturnuksen asteroidivyöhykkeeseen heittämien kappaleiden virtauksen lisääntyminen johti siihen, että asteroidien emokappaleiden suhteelliset nopeudet kasvoivat merkittävästi (jopa 3–5 km/s) ja muuttuivat kaoottisemmiksi, mikä teki kehon lisälaajentuminen on mahdotonta. Asteroidien emokappaleiden kertymisprosessi korvattiin niiden pirstoutumisprosessilla keskinäisten törmäysten aikana, ja mahdollisuus suuren planeetan muodostumiseen tietyllä etäisyydellä Auringosta katosi ikuisesti [35] .

Oletetaan, että gravitaatiohäiriöiden seurauksena suurin osa päähihnan materiaalista hajaantui kahden ensimmäisen miljoonan vuoden aikana sen muodostumishetkestä, jolloin alkuperäisen massan materiaalista jäi alle 0,1 %, mikä tietokonesimulaatioihin, voisi riittää muodostamaan planeetta, jolla on massa Maa [31] . On mahdollista, että jotkut näistä asteroideista ovat selviytyneet Kuiper-vyöhykkeellä tai Oort-pilven jäisten kappaleiden joukossa , mutta merkittävä osa on todennäköisesti yksinkertaisesti sinkoutunut aurinkokunnasta.

Evoluutio

Suurin osa asteroideista on muodostunut primäärisumusta lähtien läpi merkittäviä muutoksia, jotka ovat aiheutuneet merkittävästä kuumenemisesta ensimmäisten miljoonien vuosien aikana niiden muodostumisen jälkeen, sisätilojen erilaistumisesta suurissa planetesimaaleissa ja jälkimmäisten pilkkoutumisesta erillisiksi pienemmiksi fragmenteiksi, sulamisesta. pinnasta mikrometeoriittien vaikutuksesta ja kosmisten prosessien vaikutuksesta auringon säteilyn vaikutuksesta koko aurinkokunnan historian aikana esiintynyt sää [36] [37] [38] [39] . Tästä huolimatta monet tutkijat pitävät niitä edelleen planetesimaalien jäännöksinä ja toivovat löytävänsä niistä ensisijaisen aineen, joka muodosti kaasu- ja pölypilven ja joka voitaisiin säilyttää asteroidien syvyyksissä [40] , toiset uskovat, että asteroidit ovat käyneet läpi. liian vakavia muutoksia niiden perustamisen jälkeen [41] .

Samaan aikaan kaasu- ja pölypilven alue, josta asteroidit muodostuivat, osoittautui melko spesifisestä sijainnistaan ​​​​johtuen koostumukseltaan hyvin heterogeeniseksi riippuen etäisyydestä Aurinkoon: etäisyydellä Auringosta ( alueella 2,0 - 3,5 AU) yksinkertaisimpien silikaattiyhdisteiden suhteellinen pitoisuus siinä laski jyrkästi, kun taas kevyiden haihtuvien yhdisteiden, erityisesti veden, pitoisuus päinvastoin kasvoi. Samaan aikaan monet nykyaikaisten asteroidien emokappaleet olivat osittain tai kokonaan sulassa tilassa. Ainakin ne, jotka sisälsivät runsaasti silikaattiyhdisteitä ja olivat lähempänä Aurinkoa, olivat jo lämmenneet ja kokeneet sisäpuolen gravitaatioerilaistumista (aineen kerrostumista enemmän ja vähemmän tiheäksi), ja osa niistä selviytyi jopa aktiivisten jaksojen aikana. vulkanismi ja muodostavat pinnalle magmavaltameriä, kuten kuussa meriä. Lämpenemisen lähde voisi olla joko radioaktiivisten isotooppien hajoaminen tai nuoresta ja aktiivisesta Auringosta tulevien voimakkaiden varautuneiden hiukkasvirtojen aiheuttamien induktiovirtojen vaikutus näiden kappaleiden aineeseen.

Asteroidien (protosteroidien) emokappaleet, jotka ovat jostain syystä säilyneet tähän päivään asti, ovat suurimpia asteroideja kuten Ceres ja (4) Vesta . Protoasteroidien painovoiman erilaistumisprosessissa, jotka kokivat riittävän kuumennuksen sulattamaan silikaattiaineensa, niissä erottui metalliytimet ja kevyemmät silikaattikuoret ja joissain tapauksissa (esimerkiksi Vestan lähellä) jopa basalttikuori, kuten maanpäällisillä planeetoilla. . Koska asteroidivyöhykkeen materiaali kuitenkin sisälsi huomattavan määrän haihtuvia yhdisteitä, sen keskimääräinen sulamispiste oli suhteellisen alhainen. Kuten matemaattinen mallinnus ja numeeriset laskelmat osoittavat, tällaisella silikaattiaineella se voisi olla välillä 500–1000 °C. Tällainen alhainen lämpötila yhdistettynä asteroidien pieneen kokoon varmisti protoasteroidien nopean jäähtymisen, minkä seurauksena näiden kappaleiden sulamisaika voi laskelmien mukaan kestää enintään useita miljoonia vuosia [42] . Elokuussa 2007 Etelämantereen meteoriiteista löydettyjen zirkoniumkiteiden tutkimus, joiden oletetaan olevan peräisin Vestasta, vahvistaa, että sen aine oli sulassa tilassa hyvin lyhyen aikaa geologisesti mitattuna [43] .

Jupiterin vaeltaminen aurinkokunnan sisäosaan, joka alkoi lähes samanaikaisesti näiden prosessien kanssa, ja sen seurauksena asteroidivyöhykkeen läpi pyyhkäiset kiertoradan resonanssit johtivat siihen, että juuri muodostuneet ja läpikäyneet protoasteroidit suoliston erilaistuminen alkoi kiertää kiertoradalla ja törmätä toisiinsa. Noin useiden kilometrien sekunnissa suhteellisilla nopeuksilla useista silikaattikuorista koostuvien kappaleiden törmäykset, joilla on erilainen mekaaninen lujuus (mitä enemmän metallia kiinteässä aineessa on, sitä kestävämpi se on), johtivat "irroittumiseen" ja murskautumiseen pieniksi paloiksi. , ensinnäkin vähiten kestävät ulkosilikaattikuoret, jotka johtivat suuren määrän uusia asteroideja, mutta paljon pienempiä.

Nämä sirpaleet, kuten myös suuremmat kappaleet, eivät kuitenkaan viipyneet päävyöllä pitkään, vaan hajaantuivat ja suurimmaksi osaksi heitettiin ulos päävyöstä. Tällaisen sironnan päämekanismi voisi olla kiertoradan resonanssi Jupiterin kanssa. 4:1 ja 2:1 resonanssit 2,06 ja 3,27 AU:lla. voidaan katsoa vastaavasti päävyöhykkeen sisä- ja ulkorajoiksi, joiden yli asteroidien määrä laskee jyrkästi. Resonanssialueelle putoavien asteroidien kiertoradat muuttuvat äärimmäisen epävakaiksi, joten asteroidit sinkoutuvat näiltä radoilta melko lyhyessä ajassa ja siirtyvät vakaammille tai poistuvat kokonaan aurinkokunnasta. Suurin osa näille kiertoradalle pudonneista asteroideista oli joko Marsin tai Jupiterin hajottamia [44] . Unkarilaisen perheen asteroideja , jotka sijaitsevat 4:1-resonanssin sisällä, ja Cybele-perheen asteroideja vyön ulkoreunalla suojataan siroamiselta suurella kiertoradalla [45] .

Kuitenkin, kuten asteroidin kokoisten silikaattikappaleiden törmäysten numeerinen simulointi osoittaa, monet asteroideista, jotka ovat nyt olemassa keskinäisten törmäysten jälkeen, voivat kertyä uudelleen eli yhdistyä jäljellä olevista palasista eivätkä siten edustaa monoliittisia kappaleita, vaan liikkuvia " kasoja ". mukulakivistä ”.

Tällaiset törmäykset voivat myös johtaa pienten satelliittien muodostumiseen, joita monet asteroidit sitovat niihin painovoimaisesti. Tämä hypoteesi, vaikka se aiheuttikin kiivaita keskusteluja tutkijoiden keskuudessa aiemmin, vahvistettiin erityisesti havainnoilla asteroidien kirkkauden erityisestä muutoksesta ja sitten suoraan käyttämällä asteroidin (243) Ida esimerkkiä . 28. elokuuta 1993 Galileo-avaruusalus onnistui saamaan kuvia tästä asteroidista ja sen satelliitista (joka sai myöhemmin nimen Dactyl ). Idan koko on 58 × 23 km, Daktyl on 1,5 km, etäisyys niiden välillä on 85 km.

Kun Jupiterin vaeltaminen loppui ja asteroidien kiertoradat vakiintuivat, asteroidien välisten törmäysten määrä väheni jyrkästi, mikä johti suhteellisen vakaaseen asteroidien kokojakaumaan suurimman osan päävyöhykkeen historiasta [46] .

Mielenkiintoista, kun asteroidivyöhyke oli juuri alkamassa muodostua, 2,7 AU:n etäisyydellä. Auringosta muodostui niin kutsuttu "lumiviiva", jossa asteroidin pinnan maksimilämpötila ei ylittänyt jään sulamislämpötilaa. Tämän seurauksena jään muodossa oleva vesi kykeni tiivistymään tämän linjan ulkopuolelle muodostuneiden asteroidien päälle, mikä johti asteroidien ilmaantumiseen, joiden pinnalle oli suuri määrä jäätä [47] [48] .

Yksi tällaisten asteroidien lajikkeista on päävyön komeetat , joiden löydöstä ilmoitettiin vuonna 2006. Ne sijaitsevat päähihnan ulkoosassa lumirajan ulkopuolella. On täysin mahdollista, että nämä asteroidit voisivat olla veden lähteitä Maan valtamerissä osuessaan maahan komeetan pommituksen aikana, koska Oort-pilven komeettojen aineksen isotooppinen koostumus ei vastaa isotooppien jakautumista maapallolla. Maan hydrosfäärin vesi [49] .

Radat ja kierto

Asteroidit liikkuvat kiertoradalla Auringon ympäri samaan suuntaan kuin planeetat, puolipääakselin suuruudesta riippuen niiden kierrosaika vaihtelee 3,5-6 vuoden välillä. Useimmat asteroidit, kuten oikealla olevasta kaaviosta näkyy, liikkuvat kiertoradoilla, joiden epäkeskisyys on enintään 0,4, mutta on olemassa melko paljon asteroideja, jotka liikkuvat erittäin pitkänomaisilla kiertoradoilla, joiden epäkeskisyys on jopa 0,6, kuten esim. asteroidi (944) Hidalgo ja korkeampi. Tyypillisen asteroidin kiertoradan kaltevuus ei ylitä 30 °, vaikka täällä on myös ennätyksiä: asteroidi (945) Barcelona , jonka kiertoradan kaltevuus on 32,8 °. Suurimman osan asteroideista keskimääräinen kiertoradan kaltevuus on enintään 4° ja epäkeskisyys on noin 0,07 [50] .

Kahden kiertoradan resonanssin 4:1 ja 2:1 välissä sijaitsevaa avaruuden aluetta, joka vastaa kiertoradan etäisyyksiä 2,06 ja 3,27 AU, kutsutaan joskus asteroidivyöhykkeen ytimeksi, ja se sisältää jopa 93,4 % kaikista numeroiduista asteroideista. Se sisältää asteroideja, joiden epäkeskisyys on enintään 0,33 ja joiden kaltevuus on alle 20° ja joiden suurimmat puoliakselit ovat edellä mainituissa rajoissa [51] .

Useimpien halkaisijaltaan yli 100 metrin asteroidien pinta on luultavasti peitetty paksulla murskattua kivi- ja pölykerroksella, joka on muodostunut meteoriittien putoamisen aikana tai kerätty kiertoradan liikkeen aikana [52] . Asteroidien pyörimisjaksojen mittaukset akselinsa ympäri ovat osoittaneet, että suhteellisen suurilla asteroideilla, joiden halkaisija on yli 100 m, on pyörimisnopeuden yläraja, mikä on 2,2 tuntia. Nopeammin pyörivissä asteroideissa pyörimisestä johtuvat inertiavoimat alkavat ylittää painovoiman , minkä vuoksi mikään ei voi levätä tällaisen asteroidin pinnalla. Kaikki sen pinnalle meteoriittien putoamisen aikana ilmaantuva pöly ja roskat heitetään välittömästi ympäröivään tilaan. Kuitenkin asteroidi, joka on kiinteä kiinteä kappale, eikä vain kivikasa , voi periaatteessa pyöriä suuremmalla nopeudella sen sisällä vaikuttavien koheesiovoimien takia.

Jarkovski-ilmiön vaikutus

Vaikka kiertoradan resonanssit Jupiterin kanssa ovat tehokkain ja tehokkain tapa muuttaa asteroidien kiertoradat, on olemassa muita mekanismeja asteroidien syrjäyttämiseen alkuperäisiltä kiertoradoilta. Yksi tällainen mekanismi on Jarkovski-ilmiö .

Sen ennusti 1800-luvun venäläinen tiedemies I. O. Yarkovsky , ja se koostuu mahdollisuudesta muuttaa kehon kiertorataa ulkoavaruudessa auringonvalon paineen vaikutuksesta. Hän ehdotti, että auringonvalo pystyy kantamaan pienen vauhdin , joka välittyy kosmiseen kehoon, kun se absorboi valoa. Ja itse kosmisen kappaleen lämmitys- ja jäähdytyspuolen lämpösäteilyn epätasaisuus johtaa heikon reaktiivisen impulssin syntymiseen, jonka arvo on riittävä pienten kiertoradan puolipääakselin hitaaseen muutokseen. pienimassaiset asteroidit [53] .

Samaan aikaan suora auringonvalo ei pysty muuttamaan asteroidin kiertorataa, koska ne toimivat samalla akselilla kuin Auringon vetovoima. Keskeinen ajatus on, että asteroidilla on erilainen lämpötilajakauma pinnalla ja siten erilainen infrapunasäteilyn intensiteetti. Mitä kuumempi keho (vartalon iltapuoli), sitä enemmän lämpöä pinta säteilee ja sitä voimakkaampi syntyy reaktiivinen impulssi, toisaalta mitä kylmempi pinta (kehon aamupuoli), sitä pienempi infrapunan intensiteetti säteilyä ja mitä heikompi syntyy reaktiivinen impulssi. Tämä on nimenomaan kiertoradan muutoksen mekanismi: suuri reaktiivinen impulssi vaikuttaa kehoon lämmitetyltä puolelta, ja kylmältä puolelta tuleva impulssi on liian pieni kompensoimaan sitä, tästä syystä riippuen kiertoradan pyörimissuunnasta. asteroidi, sen liike kiertoradalla hidastuu tai kiihtyy ja nopeuden muutos aiheuttaa kehon poistumisen tai lähestymisen aurinkoon [54] .

Tämän vaikutuksen vaikutus ei kuitenkaan rajoitu vain yhteen muutokseen kiertoradalla. Kun otetaan huomioon joidenkin uusien parametrien, kuten albedon ja asteroidin muodon, vaikutus, tämä vaikutus voi myös aiheuttaa muutoksen asteroidin pyörimisnopeudessa paitsi kiertoradalla, myös sen akselin ympäri. vaikuttaa sen kaltevuuden ja precession kulmaan. Tätä Yarkovski-ilmiön hienostunutta versiota kutsutaan YORP -efektiksi , joka on lyhenne tämän ilmiön tutkimukseen eniten vaikuttaneiden tiedemiesten nimien ensimmäisistä kirjaimista. Pääedellytys tämän vaikutuksen ilmenemiselle on kehon väärä muoto. Tästä johtuen infrapunasäteilyllä asteroidin siitä osasta, joka on kauimpana sen massakeskipisteestä, syntyy reaktiivisen pulssin vaikutuksesta vääntömomentti, joka aiheuttaa muutoksen asteroidin pyörimiskulman kulmanopeudessa [55] .

Kirkwoodin raot

Asteroidin puolipääakselia käytetään kuvaamaan sen kiertoradan suuruutta Auringon ympäri, ja se määrittää epäkeskisyyden ohella asteroidin kiertoradan. Vuonna 1866 amerikkalainen tähtitieteilijä Daniel Kirkwood ehdotti tyhjien alueiden olemassaoloa asteroidivyöhykkeellä, jossa ne ovat lähes kokonaan poissa. Asteroidien vallankumousjakso näillä alueilla, joita kutsutaan "Kirkwood-rakoiksi" , on yksinkertaisessa kokonaislukusuhteessa Jupiterin kiertoradan kanssa, mikä johtaa asteroidien säännöllisiin lähestymiin jättiläisplaneetalle, mikä aiheuttaa kiertoradan resonanssin ilmiön . Samaan aikaan Jupiterin gravitaatiovaikutus aiheuttaa asteroidien kiertoradan epävakautta, mikä ilmenee epäkeskisyyden lisääntymisenä ja sen seurauksena radan vakauden menettämisenä ja lopulta johtaa asteroidien sinkoutumiseen resonanssialueelta [56] . Samat asteroidit, jotka edelleen pyörivät näillä alueilla, olivat siellä alun perin ("troijalaiset") [57] tai sinkoutuivat sinne keskinäisten törmäysten seurauksena.

Orbitaaliset resonanssit ovat heikkoja (9:2, 10:3, 11:6 ja muut), kun Jupiterin lähestyminen, vaikkakin säännöllinen, ei tapahdu liian usein - sellaisilla asteroidien alueilla niitä esiintyy, vaikkakin huomattavasti vähemmän [58] - ja vahva (4:1, 3:1, 5:2, 2:1), kun kohtaamisia Jupiterin kanssa tapahtuu hyvin usein, muutaman vuoden välein - siellä ei käytännössä ole asteroideja. Koko asteroidivyöhyke on joskus perinteisesti jaettu kolmeen vyöhykkeeseen.

• "Vyöhyke I" (sisä) - sijaitsee etäisyydellä 2,06 - 2,5 AU. ja sitä rajoittavat 4:1 ja 3:1 orbitaaliresonanssit
• "Zone II" (keskellä) - sijaitsee etäisyydellä 2,5 - 2,82 AU. ja sitä rajoittavat 3:1 ja 5:2 kiertoradan resonanssit
• "Vyöhyke III" (ulompi) - sijaitsee etäisyydellä 2,82 - 3,27 AU. ja sitä rajoittavat 5:2 ja 2:1 orbitaaliresonanssit [59] .

Päävyö on usein myös jaettu kahteen osaan: sisempi ja ulompi . Vyön sisäosa sisältää asteroideja, jotka sijaitsevat lähempänä Marsin kiertorataa ennen 3:1 kiertoradan resonanssia 2,5 AU:n etäisyydellä, ja ulompi osa sisältää asteroideja, jotka sijaitsevat lähempänä Jupiteria , jo tämän rajan jälkeen (jotkut kirjoittajat, kuitenkin suorita se 3,3 AU:n etäisyydellä, mikä vastaa 2:1 kiertoradan resonanssia).

Toisin kuin Saturnuksen renkaiden aukot, asteroidivyöhykkeen aukot eivät näy visuaalisesti kuvattaessa resonanssialuetta, koska kaikki asteroidit liikkuvat elliptisellä kiertoradalla ja ylittävät resonanssiradat ajoittain. Siksi itse asiassa asteroidien tilatiheys näillä alueilla ei eroa juurikaan naapurialueista [60] .

Koska aurinkokunnan muodostumisen aikana Jupiterin kiertoradalla, kuten muiden planeettojen kiertoradalla, tapahtui merkittäviä muutoksia ja itse kiertoradan resonanssialueet (Kirkwood-raot) liikkuivat planeetan mukana [33] , tämä saattaa selittää, miksi Jotkut suuret asteroidit ovat edelleen resonanssien alueella.

Asteroidien perheet ja ryhmät

Asteroidiperheet löysi vuonna 1918 japanilainen tähtitieteilijä Kiyotsugu Hirayama , joka teki vertailevan analyysin melko suuren määrän asteroideista ja huomasi ensimmäisenä, että nämä parametrit ovat samanlaisia ​​joillakin niistä [61] .

Tähän mennessä tiedetään, että lähes joka kolmas asteroidi on osa perhettä. Merkki siitä, että asteroidit kuuluvat samaan perheeseen, ovat suunnilleen samat rataparametrit, kuten kiertoradan puolipääakseli, epäkeskisyys ja kaltevuus sekä samanlaiset spektriominaisuudet, joista jälkimmäinen ilmaisee muodostuneen perheen asteroidien yhteistä alkuperää. suuremman kehon rappeutumisen seurauksena. Kaavion rakentaminen asteroidien kiertoradan kaltevuuden riippuvuudesta niiden epäkeskisyydestä mahdollistaa visuaalisesti erottaa asteroidiryhmät, jotka osoittavat perheen olemassaolon.

Asteroidiperheitä on jo löydetty useita kymmeniä, joista useimmat ovat pieniä sekä kooltaan että lukumäärältään, mutta on myös erittäin suuria perheitä. Viime aikoina on löydetty useita kymmeniä lisää asteroidijoukkoja, mutta niiden tilaa ei ole vielä määritetty tarkasti. Se voidaan lopullisesti vahvistaa vain, jos asteroidien spektriominaisuudet ovat yhteisiä [62] . Pienempiä asteroidien yhdistyksiä kutsutaan ryhmiksi tai klustereiksi.

Tässä on joitain suurimmista asteroidiperheistä, jotka on lueteltu nousevassa järjestyksessä niiden puolipääakseleiden mukaan: Flora -perhe , Eunomia -perhe , Koronida -perhe , Eos-perhe ja Themis-perhe [63] . Flora-perhe on yksi lukuisimpia, siihen kuuluu yli 800 asteroidia, se on saatettu syntyä kahden suuren asteroidin törmäyksen seurauksena noin miljardi vuotta sitten [64] . Suurin osa perheistä on pieniä asteroideja, mutta niiden joukossa on myös erittäin suuria. Suurin asteroidi, joka kuuluu perheeseen, on asteroidi (4) Vesta , joka johtaa samannimistä perhettä . Sen uskotaan muodostuneen, kun suuri meteoriitti putosi Vestalle sen etelänavalle, mikä tyrmäsi siitä suuren määrän sirpaleita, joista tuli perhe. Jotkut niistä putosivat maan päälle HED-meteoriittien muodossa.[65] .

Lisäksi päävyöhykkeeltä löydettiin kolme pölykaistaa, jotka kiertoradan parametrien perusteella voidaan yhdistää kolmeen asteroidiperheeseen: Eos, Koronids ja Themis [66] .

Perheet päävyön rajoilla

Toinen mielenkiintoinen asteroidien perhe on unkarilainen perhe , joka sijaitsee lähellä päävyöhykkeen sisärajaa (välillä 1,78 - 2,0 AU, keskimääräisten puolisuurten akselien ollessa 1,9 AU). Tämä pieni 52 asteroidin perhe on nimetty suurimman jäsenen, Unkarin asteroidin (434) mukaan . Unkarin perheen asteroidit erotetaan päävyöhykkeen asteroidien päämassasta Kirkwood-raolla, joka vastaa yhtä neljästä voimakkaasta 4:1 kiertoradan resonanssista, ja niillä on merkittävä kiertoradan kaltevuus. Lisäksi suhteellisen suuresta epäkeskisyydestä johtuen jotkut sen jäsenistä liikkuessaan Auringon ympäri ylittävät Marsin kiertoradan ja kokevat sen seurauksena voimakkaan gravitaatiovaikutuksen sen puolelta, mikä on luultavasti määrää vähentävä tekijä. tästä perheestä [67] .

Toinen sisemmän päävyöhykkeen asteroidien ryhmä, jolla on suurin kiertoradan kaltevuus jäsenistään, on Phocaea-perhe . Suurin osa sen edustajista kuuluu valospektriluokkaan S, kun taas useimmat Unkarin perheen asteroidit kuuluvat luokkaan E [68] . Phocaea-suvun asteroidien kiertoradat sijaitsevat 2,25 ja 2,5 AU:n välillä. auringosta.

Päävyöhykkeen ulkorajalle kuuluu myös useita asteroidiperheitä. Niistä erottuu Cybele-perhe , joka on välillä 3,3-3,5 a.u. Auringosta ja heikosti 7:4 kiertoradalla Jupiterin kanssa sekä Hilda-perheen kiertoradalla välillä 3,5-4,2 AU, 3:2 kiertoradalla Jupiterin kanssa. Yli 4,2 AU:n etäisyyden ja Jupiterin kiertoradalle asti asteroideja löytyy myös, mutta paljon harvemmin kuin itse vyöhykkeeltä. Mutta aivan Jupiterin kiertoradalla on kaksi erittäin suurta asteroidiryhmää, joita kutsutaan troijalaisiksi ja jotka rajoittuvat kahteen Lagrange-pisteeseen L4 ja L5 . Troijalaisia ​​asteroideja ei kuitenkaan ole vain Jupiterin, vaan myös useimpien muiden ulkoplaneettojen ympärillä [69] .

Nuoret perheet

Jotkut nykyään olemassa olevista perheistä muodostuivat tähtitieteellisessä mittakaavassa aivan äskettäin. Silmiinpistävä esimerkki on Carina-perhe , joka muodostui suhteellisen äskettäin, 5,7 miljoonaa vuotta sitten, kahden halkaisijaltaan 30 ja 5 km:n kappaleen katastrofaalisen törmäyksen seurauksena [70] . Toinen nuori asteroidiryhmä, Veritas-perhe , muodostui 8,3 Ma, myös törmäyksessä; se sisältää 62 asteroidia sekä kiertävän pölypylvään [71] [72] [73] .

Vielä nuorempi on Datura -joukko , joka muodostui kahden pienen asteroidin törmäyksen seurauksena noin 450 tuhatta vuotta sitten klusterin jäsenten kiertoradan tietojen mukaan. Toinen nuori, hieman edellistä vanhempi, on asteroidi (4652) Iannini- joukko , joka syntyi luultavasti 1-5 miljoonaa vuotta sitten [72] [73] .

Törmäykset

Kappaleiden suhteellisen korkea pitoisuus päävyöhykkeellä luo ympäristön, jossa asteroidien välisiä törmäyksiä tapahtuu tähtitieteellisesti tarkasteltuna hyvin usein. Näin ollen törmäyksiä suurten asteroidien välillä, joiden säde on noin 10 km, tapahtuu kerran 10 miljoonassa vuodessa [74] . Kun suuret asteroidit törmäävät, ne hajoavat erillisiksi palasiksi, mikä voi johtaa uuden asteroidiperheen tai -joukon muodostumiseen. Kuitenkin, jos asteroidit lähestyvät toisiaan suhteellisen alhaisilla nopeuksilla, tämä ei voi johtaa asteroidien pirstoutumiseen, vaan päinvastoin niiden yhdistymiseen yhdeksi suuremmaksi kappaleeksi. Tämä prosessi johti planeettojen muodostumiseen 4 miljardia vuotta sitten. Sittemmin näiden kahden prosessin vaikutus on muuttanut asteroidivyöhykettä täysin, ja nyt se on radikaalisti erilainen kuin ennen.

Asteroidivyöhykkeellä tapahtuneen törmäyksen mahdolliset seuraukset havaittiin käyttämällä Hubble - teleskooppia , jonka tiedot osoittivat komeetan toiminnan läsnäolon asteroidin (596) Sheilan lähellä 11.11.-3.12.2010 . Tutkijat ehdottavat, että tämä asteroidi törmäsi tuntemattomaan esineeseen, jonka halkaisija oli noin 35 m, noin 5 km/s nopeudella [75] .

Pöly

Vyöhykkeellä on asteroidien ohella myös pölypilviä, jotka koostuvat useiden satojen mikrometrien säteeltään mikrohiukkasista, jotka muodostuivat asteroidien välisten törmäysten ja niiden mikrometeoriitin pommitusten seurauksena. Poynting-Robertson-ilmiön vaikutuksesta tämä pöly kuitenkin kiertyy vähitellen kohti aurinkoa auringon säteilyn vaikutuksesta [76] .

Asteroidipölyn ja komeettojen sinkoaman pölyn yhdistelmä saa aikaan eläinradan valon ilmiön . Tämä heikko hehku ulottuu ekliptiikan tasossa kolmion muodossa, ja se näkyy päiväntasaajalla pian auringonlaskun jälkeen tai vähän ennen auringonnousua. Sen aiheuttavien hiukkasten koko vaihtelee keskimäärin noin 40 mikronia, ja niiden elinikä ei ylitä 700 tuhatta vuotta. Siten näiden hiukkasten läsnäolo osoittaa, että niiden muodostumisprosessi tapahtuu jatkuvasti [76] .

Meteoriitit

Asteroidien törmäysten roskat voivat levitä ympäri aurinkokuntaa, ja jotkut niistä kohtaavat joskus planeettamme ja putoavat sen pinnalle meteoriittien muodossa [77] . Lähes kaikki maan pinnalta löydetyt meteoriitit (99,8 %), joita on nykyään noin 30 000, ilmestyivät asteroidivyöhykkeelle kerralla [78] . Syyskuussa 2007 julkaistiin tšekkiläis-amerikkalaisen tutkimuksen tulokset, joiden mukaan asteroidin (298) Baptistinan, toisen suuren kappaleen, kanssa tapahtuneen törmäyksen seurauksena suuri määrä suuria fragmentteja sinkoutui sen sisäosaan. aurinkokunta, joista osalla voi olla vakava vaikutus Maakuntaan - Kuu. Erityisesti uskotaan, että ne voivat olla vastuussa Tycho -kraatterin muodostumisesta Kuun pinnalle ja Chicxulub -kraatterin muodostumisesta Meksikossa , joka muodostui meteoriitin putoamisen aikana, joka joidenkin versioiden mukaan tappoi dinosaurukset 65 miljoonaa vuotta sitten [79] . Tiedeyhteisössä ei kuitenkaan ole tässä asiassa yhtenäisyyttä - Baptistinan lisäksi on muita asteroideja, joiden palaset voivat olla tämän katastrofin syyllisiä.

Fyysiset ominaisuudet

Vastoin yleistä käsitystä asteroidivyöhykkeen esineiden välinen etäisyys on suuri. Huolimatta siitä, että vuonna 2011 löydettyjen asteroidien määrä ylitti 300 000 ja yhteensä vyöhykkeellä on useita miljoonia tai enemmän esineitä (riippuen siitä, mihin koon alaraja piirretään), asteroidivyöhykkeen viemä tilan määrä on valtava, ja sen seurauksena esineiden tiheys vyöllä on hyvin pieni. Siksi ei vain törmäyksen, vaan yksinkertaisesti vahingossa tapahtuvan suunnittelemattoman lähestymisen todennäköisyyden, esimerkiksi avaruusaluksen jonkin asteroidin kanssa, arvioidaan nyt olevan alle yksi miljardista [80] .

Mitat ja paino

Asteroidit ovat kappaleita, joiden halkaisija on yli 30 m, pienempiä kappaleita kutsutaan meteoroideiksi [81] . Asteroidivyöhykkeellä on hyvin vähän suuria kappaleita, esimerkiksi halkaisijaltaan yli 100 km:n asteroideja on noin 200 [82] , halkaisijaltaan yli 15 km:n asteroideja tunnetaan edelleen noin 1000 ja tutkimustietoa mm. spektrin infrapuna-alue viittaa siihen, että niiden lisäksi päävyöhykkeellä on edelleen 700 000 - 1,7 miljoonaa asteroidia, joiden halkaisija on 1 km tai enemmän [83] . Asteroidien magnitudi vaihtelee 11 metristä 19 metriin ja suurimman osan niistä on noin 16 metriä [50] .

Kaikkien päävyöasteroidien kokonaismassa on suunnilleen 3,0⋅10 21 - 3,6⋅10 21 kg, mikä on vain 4 % Kuun massasta tai 0,06 % Maan massasta [84] [85] . Puolet tästä massasta putoaa kymmenen suurimman asteroidin neljälle suurimmalle asteroidille: Ceresille , Vestalle , Pallasille ja Hygiealle , ja melkein kolmannes Ceresille [7] .

Koostumus

Suurin osa päävyöhykkeen esineistä on kolmen pääluokan asteroideja: luokan C tummahiiliasteroidit , luokan S kevyet silikaattiasteroidit ja metalliluokan M asteroidit . Asteroideja on muitakin, tarkempia luokkia, mutta niiden pitoisuus vyöllä on erittäin pieni.

Luokan C hiilipitoiset asteroidit , jotka on nimetty niiden koostumuksensa yksinkertaisimpien hiiliyhdisteiden suuren osuuden vuoksi, ovat päävyöhykkeen yleisimmät kohteet, niiden osuus kaikista asteroideista on 75 %, ja niiden pitoisuus on erityisen korkea asteroidien ulkoalueilla. hihna [86] . Näillä asteroideilla on hieman punertava sävy ja erittäin alhainen albedo (välillä 0,03 - 0,0938). Koska ne heijastavat hyvin vähän auringonvaloa, niitä on vaikea havaita. On todennäköistä, että asteroidivyöhykkeellä on vielä monia suhteellisen suuria asteroideja, jotka kuuluvat tähän luokkaan, mutta joita ei ole vielä löydetty niiden alhaisen kirkkauden vuoksi. Mutta nämä asteroidit säteilevät melko voimakkaasti infrapuna-alueella, koska niiden koostumuksessa on vettä. Yleensä niiden spektrit vastaavat sen aineen spektriä, josta aurinkokunta muodostui, lukuun ottamatta haihtuvia alkuaineita. Koostumukseltaan ne ovat hyvin lähellä hiilipitoisia kondriittimeteoriitteja, joita esiintyy usein maapallolla. Tämän luokan suurin edustaja on asteroidi (10) Hygiea .

Päävyöhykkeen asteroidien toiseksi yleisin spektriluokka on luokka S , jossa yhdistyvät vyön sisäosan silikaattiasteroidit , jotka sijaitsevat 2,5 AU:n etäisyydellä. auringosta [86] [87] . Näiden asteroidien spektrianalyysi paljasti erilaisten silikaattien ja joidenkin metallien (raudan ja magnesiumin) läsnäolon niiden pinnalla, mutta hiiliyhdisteiden lähes täydellisen puuttumisen. Tämä osoittaa, että kivet ovat kokeneet merkittäviä muutoksia näiden asteroidien olemassaolon aikana, mahdollisesti osittaisen sulamisen ja erilaistumisen vuoksi. Niillä on melko korkea albedo (välillä 0,10 - 0,2238) ja ne muodostavat 17% kaikista asteroideista. Asteroidi (3) Juno on tämän luokan suurin edustaja.

M-luokan metalliset asteroidit , joissa on runsaasti nikkeliä ja rautaa, muodostavat 10 % kaikista vyöasteroideista ja niillä on kohtalaisen korkea albedo (välillä 0,1-0,1838). Ne sijaitsevat pääasiassa vyön keskialueilla 2,7 AU:n etäisyydellä. Auringosta [63] ja voivat olla fragmentteja suurten planetesimaalien , kuten Ceresin, metallisistä ytimistä, jotka olivat olemassa aurinkokunnan muodostumisen kynnyksellä ja tuhoutuivat keskinäisissä törmäyksissä. Kuitenkin metallisten asteroidien tapauksessa asiat eivät ole niin yksinkertaisia. Tutkimuksen aikana löydettiin useita kappaleita, kuten asteroidi (22) Calliope , jonka spektri on lähellä M-luokan asteroidien spektriä, mutta samalla niiden tiheys on metallisten asteroidien kannalta erittäin pieni [88] . Tällaisten asteroidien kemiallinen koostumus on nykyään käytännössä tuntematon, ja on täysin mahdollista, että ne ovat koostumukseltaan lähellä C- tai S-luokan asteroideja [89] .

Yksi asteroidivyöhykkeen mysteereistä on suhteellisen harvinaiset luokan V basalttiasteroidit [90] . Asteroidivyöhykkeen muodostumisteoria ennusti, että asteroidivyöhykkeellä olisi varhaisessa vaiheessa pitänyt olla monia suuria Vestan kokoisia esineitä, joissa pohjamaan erilaistuminen olisi alkanut. Tällaisilla esineillä on täytynyt olla pääosin basalttikivistä koostuva kuori ja vaippa. Näiden planetesimaalien myöhemmässä tuhossa yli puolet asteroideista on täytynyt koostua basaltista ja oliviinista . Itse asiassa kävi ilmi, että 99 % basalttimateriaalista puuttuu asteroidivyöhykkeeltä [91] . Vuoteen 2001 asti uskottiin, että suurin osa asteroidivyöhykkeellä olevista basalttikappaleista oli Vesta-kuoren palasia (siis nimi luokka V), mutta yksityiskohtainen tutkimus asteroidista (1459) Magnesium paljasti tiettyjä eroja asteroidin kemiallisessa koostumuksessa. löysi basalttiasteroideja, mikä viittaa niiden erilliseen alkuperään [91] . Tämä tosiasia vahvistettiin vuonna 2007 tehdyn tarkemman tutkimuksen yhteydessä kahden basalttikoostumukseltaan erilaisen asteroidin (7472) Kumakiri ja (10537) 1991 RY 16 vyön ulkoosassa , joilla ei ole mitään tekemistä Vestan kanssa. Nämä kaksi kappaletta ovat ainoat tämän luokan asteroidit, jotka löytyvät päävyön ulkopuolelta [90] .

Asteroidin koostumuksen ja sen etäisyyden Auringosta välillä on melko selvä yhteys. Kivet, vedettömistä silikaateista koostuvat asteroidit sijaitsevat pääsääntöisesti lähempänä Aurinkoa kuin hiilipitoiset saviasteroidit, joista löytyy usein veden jälkiä, enimmäkseen sidottuina, mutta mahdollisesti myös tavallisen vesijään muodossa. Samaan aikaan lähellä aurinkoa olevilla asteroideilla on huomattavasti korkeampi albedo kuin keskustassa ja reunalla olevilla asteroideilla. Uskotaan, että tämä johtuu protoplanetaarisen levyn sen osan ominaisuuksista, josta asteroidit muodostuivat. Vyöhykkeen sisäalueilla auringon säteilyn vaikutus oli suurempi, mikä johti valoelementtien, erityisesti veden, puhaltamiseen reuna-alueille. Tämän seurauksena vesi tiivistyi vyön ulkoosan asteroideille, ja sisäalueilla, joissa asteroidit lämpenevät melko hyvin, vettä ei käytännössä ollut jäljellä.

Asteroidin pinnan lämpötila riippuu etäisyydestä Auringosta ja sen albedosta. Pölyhiukkasille etäisyydellä 2,2 a.u. lämpötila-alue alkaa 200 K (−73 °C) ja sen alapuolella ja etäisyydellä 3,2 AU. jo lämpötilasta 165 K (−108 °C) [92] . Tämä ei kuitenkaan pidä täysin paikkaansa asteroidien kohdalla, sillä pyörimisen vuoksi sen päivä- ja yöpuolen lämpötilat voivat vaihdella merkittävästi.

Päävyön komeetat

Päävyöhykkeen asteroidien joukossa on myös niitä, joissa tietyllä etäisyydellä Auringosta havaittiin komeetan toiminnan ilmentymä, joka ilmaistaan ​​kaasu- tai pölypyrstön ilmaantumisena niissä, jotka näkyvät lyhyen aikaa kun keho kulkee läheltä periheliaa ( Ceres , (596) Sheila , (62412) 2000 SY178 ja muut). Koska radat, joita pitkin nämä komeetat liikkuvat, sulkevat pois mahdollisuuden ilmaantua päävyöhykkeelle klassisten komeettojen vangitsemisen seurauksena, uskotaan, että ne muodostuivat itse vyöllä, sen ulkoosassa. Tämä viittaa siihen, että monet ulomman vyöhykkeen kohteet voivat sisältää jäätä, joka haihtuu, kun aurinko lämmittää asteroidin pintaa. On mahdollista, että päävyöhykkeen komeetat olivat Maan valtamerten lähde, koska deuteriumin ja vedyn suhde niissä on liian alhainen klassisille komeetoille [93] .

Asteroidivyöhykkeen suurimmat esineet

Asteroidivyöhykkeen suurimmat kohteet ovat Ceres , (4) Vesta , (2) Pallas ja (10) Hygiea . Vaikka niillä on monia yhteisiä piirteitä, vain yhden niistä, Ceresin, on havaittu olevan tarpeeksi pyöreä voidakseen luokitella kääpiöplaneetaksi [94] . Myös kolmelle muulle voidaan tulevaisuudessa antaa tämä asema [95] [96] .

Ceres

Ceres on muodoltaan lähes pallomainen ja sen halkaisija on noin 950 km, mikä on lähes kolmasosa kuun halkaisijasta, ja sen massa on 9,43⋅10 20 kg, mikä on jo vain 1,3 % Kuun massasta, mutta vastaa kolmannesta kaikkien päävyöhykkeen asteroidien massasta. Se sijaitsee 2,766 AU:n etäisyydellä, mikä on hyvin lähellä 2,8 AU:n etäisyydellä sijaitsevan päähihnan massakeskusta. [60] Ceresin absoluuttinen magnitudi on 3,32 m , mikä on paljon suurempi kuin mikään asteroidi [102] ja se voidaan selittää sen pinnalla olevalla jääkerroksella [103] , mutta tästä huolimatta se on edelleen hyvin tumma kappale. joka heijastaa vain 5 % putoavasta valosta.

Kuten maanpäällisillä planeetoilla , Ceresillä tapahtui aineen erilaistuminen silikaattiytimeksi , jota ympäröi jäinen vaippa ja ohut hiilikuori [103] . Pieni osa jäätä pinnalla haihtuu ajoittain lyhyen aikaa ja muodostaa ympärilleen hyvin harvinaisen ilmakehän vaikutelman.

Vesta

Asteroidi (4) Vesta , jonka Olbers löysi vuonna 1807, tärkeimpien vyöasteroidien joukossa, on kirkkaudeltaan ensimmäinen, massaltaan toinen ja kooltaan kolmas. Se on myös ainoa asteroidi, jolla on ollut keinotekoinen satelliitti . Sen pinta heijastaa 42 % sille putoavasta valosta, mikä on jopa enemmän kuin maan pinta (37 %). Keskimääräisellä halkaisijallaan 530 km, se muodostaa 9% asteroidivyön massasta ja kiertää Auringon ympärillä suunnilleen samalla etäisyydellä kuin Ceres. Koska Vesta muodostui lumirajan ulkopuolelle, siinä ei ole käytännössä vettä [104] [105] ja se koostuu tiheästä rauta-nikkeli-seoksen metalliytimestä, basalttivaipasta (pääasiassa oliviinista ) [91] ja erittäin ohuesta, vain muutaman kilometrin pituisesta. paksu, kuori.

Vestan etelänavan lähellä on suuri kraatteri suuren asteroidin putoamisesta. Tämän törmäyksen seurauksena Vestasta sinkoutui valtava määrä fragmentteja, jotka sitten muodostivat sen ympärille asteroidiperheen , jonka kokonaismassa (ilman itse Vestan massaa) on noin 1 % kaikkien asteroidien massasta. päävyö; samoin kuin erityinen spektriluokka V pinnasta syrjäytyneistä kivikappaleista ja luokka J lähempänä asteroidin keskustaa sijaitsevasta kalliosta. Suurin osa tämän perheen jäsenistä on hajallaan, koska se on lähellä 3:1 kiertorataresonanssia Jupiterin kanssa, ja osa heistä putosi Maahan meteoriittien muodossa.

Pallas

Asteroidi (2) Pallas  on asteroidivyöhykkeen toiseksi suurin esine, mutta jos Ceres on vain kääpiöplaneetta, niin Pallas on suurin asteroidi. Se on vähemmän massiivinen kuin Vesta, mutta se muodostaa 7% päähihnan massasta. Pallas on mielenkiintoinen siinä mielessä, että Uranuksen tavoin sen pyörimisakselin kallistus on melko voimakas, 34° [106] , kun taas kolmen muun suurimman asteroidin kohdalla tämä kulma ei ylitä 10°. Aivan kuten Ceres, se kuuluu luokkaan C , jossa on runsaasti hiiltä ja piitä, minkä vuoksi sen albedo on 12 % [107] . Asteroidi liikkuu kiertoradalla suurella epäkeskisyydellä 0,32, minkä vuoksi sen etäisyys Auringosta vaihtelee suuresti: 2,1 AU:sta 2,1 AU:hun. jopa 3,4 a.u.

Hygeia

Suurin hiiliasteroidi (75% kaikista asteroideista on hiiltä), muodoltaan epäsäännöllinen ja keskimääräinen halkaisija 431 km. (10) Hygiea on neljänneksi suurin ja sen osuus on 3 prosenttia päähihnan massasta. Se kuuluu hiiliasteroideihin, joiden albedo on 7%, joten suuresta koostaan ​​​​huolimatta se on melko huonosti näkyvissä Maasta. Se on samannimisen perheen pää ja toisin kuin kolme muuta asteroidia, se sijaitsee lähellä ekliptista tasoa [108] [109] ja kiertää Auringon 5,5 vuodessa.

Asteroidit resurssien lähteinä

Teollisuuden luonnonvarojen kulutuksen jatkuva kasvu johtaa niiden maapallon varannon ehtymiseen, joidenkin arvioiden mukaan sellaisten teollisuuden kannalta keskeisten alkuaineiden, kuten antimoni , sinkki , tina , hopea , lyijy , indium , kulta ja kupari , varannot . on käytetty loppuun vuoteen 2060–2070 mennessä [110] , ja tarve etsiä uusia raaka-ainelähteitä tulee erityisen ilmeiseksi.

Teollisen kehityksen kannalta asteroidit ovat aurinkokunnan saavutettavimpia kappaleita. Alhaisen painovoiman vuoksi laskeutuminen ja nousu niiden pinnalta vaativat minimaalista polttoaineenkulutusta, ja jos kehittämiseen käytetään Maanläheisiä asteroideja, resurssien toimituskustannukset niistä Maahan ovat alhaiset. Asteroidit voivat olla arvokkaiden luonnonvarojen lähteitä, kuten vettä (jään muodossa), josta voidaan saada happea hengitykseen ja vetyä avaruuspolttoaineeksi, sekä erilaisia ​​harvinaisia ​​metalleja ja mineraaleja, kuten rautaa , nikkeliä , titaania , kobolttia ja platinaa . , ja vähäisemmässä määrin muita alkuaineita, kuten mangaani , molybdeeni , rodium jne. Itse asiassa suurin osa rautaa raskaammista alkuaineista, joita nykyään louhitaan planeettamme pinnasta, ovat jäänteitä asteroideista, jotka putosivat Maahan myöhään raskas pommitus [111 ] [112] . Asteroidit ovat käytännössä ehtymättömiä luonnonvarojen lähteitä, esimerkiksi yksi pieni M-luokan asteroidi, jonka halkaisija on 1 km, voi sisältää jopa 2 miljardia tonnia rauta-nikkelimalmia, mikä on 2-3 kertaa enemmän kuin malmin tuotanto vuonna 2004 [ 113] . Asteroidien teollinen kehittäminen johtaa näiden resurssien hintojen laskuun, mahdollistaa avaruusinfrastruktuurin aktiivisen kehittämisen, jota tarvitaan avaruustutkimuksen jatkamiseen, ja auttaa myös välttämään maapallon resurssien ehtymistä.

Muistiinpanot

1. ↑ Gianluca Ranzini. Avaruus. Universumin supernova-atlas / Käännetty italiasta. G. I. Semenova. - M . : Eksmo, 2007. - ISBN 978-5-699-11424-5 .
2. ↑ E. V. Kononovich, V. I. Moroz. Tähtitieteen yleinen kurssi. Oppikirja korkeakoulujen tähtitieteellisille osastoille / Toim. V. V. Ivanova. - 2. painos, korjattu. - M . : Pääkirjoitus URSS, 2003. - ISBN 5-354-00866-2 .
3. ↑ P. G. Kulikovsky. Amatööritähtitieteen hakuteos / Toim. V. G. Surdina . - 5. painos, tarkistettu ja täysin päivitetty. - M . : Pääkirjoitus URSS, 2002. - ISBN 5-8360-0303-3 .
4. ↑ Mann, Robert James. Opas taivaan tuntemiseen. - Jarrold, 1852. - S. 171, 216.
5. ↑ Lisätutkimuksia asteroidiplaneettojen muotoon, suuruuteen, massaan ja kiertoradalle  //  The Edinburgh New Philosophical Journal : Journal. - Edinburgh, 1857. - Voi. V. _ - s. 191 .
6. ↑ von Humboldt, Alexander. Cosmos: Luonnos maailmankaikkeuden fyysisestä kuvauksesta  (englanniksi) . - Harper & Brothers, New York (NY), 1850. - Voi. 1. - s. 44. - ISBN 0-8018-5503-9 .
7. ↑ 1 2 NASA JPL Solar System Small Body -tietokanta (1  ) .
8. ↑ 1 2 Hilton, J. Milloin asteroideista tuli pieniä planeettoja?  (englanniksi) . US Naval Observatory (USNO) (2001). Haettu 1. lokakuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 22. elokuuta 2011.
9. ↑ Dawn: Matka aurinkokunnan  alkuun . Avaruusfysiikan keskus: UCLA (2005). Haettu 3. marraskuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 22. elokuuta 2011.
10. ↑ 1 2 Hoskin, Michael. Boden laki ja  Ceresin löytö . Churchill College, Cambridge . Haettu 12. heinäkuuta 2010. Arkistoitu alkuperäisestä 24. tammikuuta 2012.
11. ↑ 1 2 Soita poliisille! Tarina asteroidien löytämisen takana  //  Astronomy Now : Journal. — Ei. kesäkuuta 2007 . - s. 60-61 .
12. ↑ Pogge, Richard. Johdatus aurinkokunnan astronomiaan: Luento 45: Onko Pluto planeetta? . Johdatus aurinkokunnan astronomiaan . Ohion osavaltion yliopisto (2006). Haettu 11. marraskuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 24. tammikuuta 2012. (määrätön)
13. ↑ etymonliini: asteroidi . Haettu 5. marraskuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 24. tammikuuta 2012. (määrätön)
14. ↑ DeForest, Jessica. Kreikkalaiset ja latinalaiset juuret . Michigan State University (2000). Haettu 25. heinäkuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 24. tammikuuta 2012. (määrätön)
15. ↑ Cunningham, Clifford. William Hershel ja kaksi ensimmäistä asteroidia . Dance Hall Observatory, Ontario (1984). Haettu 5. marraskuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 24. tammikuuta 2012. (määrätön)
16. ↑ Karpenko Yu. A. Luku VII Asteroidit // Tähtitaivaan nimet / A. V. Superanskaya. - M .: Nauka, 1981. - S. 97. - 184 s.
17. ↑ Henkilökunta. Astronomical Serendipity (linkki ei saatavilla) . NASA JPL (2002). Haettu 20. huhtikuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 24. tammikuuta 2012. (määrätön) 
18. ↑ Onko sattumaa, että suurin osa planeetoista on Titius-Boden lain rajojen sisällä? . astronomy.com . Käyttöpäivä: 16. lokakuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 24. tammikuuta 2012. (määrätön)
19. ↑ 1 2 Hughes, David W. Lyhyt historia asteroidien havaitsemisesta . BBC. Haettu 20. huhtikuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 24. tammikuuta 2012. (määrätön)
20. ↑ Animaatio: asteroidien löydön historia 1980-2010 . Haettu 30. syyskuuta 2017. Arkistoitu alkuperäisestä 8. marraskuuta 2019. (määrätön)
21. ↑ MPC-arkistotilastot . IAU Minor Planet Center. Käyttöpäivä: 29. joulukuuta 2010. Arkistoitu alkuperäisestä 24. tammikuuta 2012. (määrätön)
22. ↑ 243 Ida ja Daktyyli. Nineplanets.org . Haettu 4. lokakuuta 2008. Arkistoitu alkuperäisestä 19. maaliskuuta 2012.  (määrätön)  (Englanti)
23. ↑ Barucci, M.A.; Fulchignoni, M.; ja Rossi, A. Rosetta Asteroidikohteet: 2867 Steins and 21 Lutetia  // Space Science Reviews  : Journal  . - Springer , 2007. - Voi. 128 , nro. 1-4 . - s. 67-78 . - doi : 10.1007/s11214-006-9029-6 .
24. ↑ Near Earth Asteroid Rendezvous -virallinen sivusto. Usein Kysytyt Kysymykset. . Haettu 17. marraskuuta 2008. Arkistoitu alkuperäisestä 2. helmikuuta 2012.  (määrätön)  (Englanti)
25. ↑ Japanilainen luotain palaa Maahan asteroiditehtävän jälkeen . Lenta.ru (13. kesäkuuta 2010). Haettu 14. elokuuta 2010. Arkistoitu alkuperäisestä 8. elokuuta 2011. (määrätön)
26. ↑ Aamunkoiton  tehtävä . jpl.nasa.gov . Haettu 20. lokakuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 24. tammikuuta 2012.
27. ↑ Masetti, M.; ja Mukai, K. Asteroidivyön alkuperä . NASA Goddard Spaceflight Center (1. joulukuuta 2005). Haettu 25. huhtikuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 24. tammikuuta 2012. (määrätön)
28. ↑ Watanabe, Susan Aurinkosumun mysteerit . NASA (20. heinäkuuta 2001). Haettu 2. huhtikuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 24. tammikuuta 2012. (määrätön)
29. ↑ Lin, Douglas Planeettojen alkuperä . "Tieteen maailmassa" nro 8, 2008. Haettu 2. huhtikuuta 2007. Arkistoitu 24. tammikuuta 2012. (määrätön)
30. ↑ Edgar, R.; ja Artymowicz, P. Nopeasti vaeltavan planeetan pumppaaminen planetesimaaliseen levyyn  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : Journal  . - Oxford University Press , 2004. - Voi. 354 , no. 3 . - s. 769-772 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2004.08238.x . - . — arXiv : astro-ph/0409017 . Arkistoitu alkuperäisestä 21. kesäkuuta 2007.
31. ↑ 1 2 Petit, J.-M.; Morbidelli, A.; ja Chambers, J. The Primordial Excitation and Clearing of the Asteroid Belt  (englanniksi)  // Icarus  : Journal. - Elsevier , 2001. - Voi. 153 , no. 2 . - s. 338-347 . - doi : 10.1006/icar.2001.6702 . - .
32. ↑ Asteroidi (pääsemätön linkki) . Haettu 25. lokakuuta 2011. Arkistoitu alkuperäisestä 18. lokakuuta 2011. (Venäjän kieli) 
33. ↑ 1 2 Saturnus ja Jupiter tekivät "reikiä" asteroidivyöhykkeeseen - tutkimus . Haettu 28. heinäkuuta 2011. Arkistoitu alkuperäisestä 5. maaliskuuta 2016. (määrätön)
34. ↑ Scott, ERD (13.–17. maaliskuuta 2006). "Jupiterin iän ja muodostumismekanismin sekä sumun eliniän rajoitukset kondriiteista ja asteroideista" . Proceedings 37th Annual Lunar and Planetary Science Conference . League City, Texas: Lunar and Planetary Society. Arkistoitu alkuperäisestä 2015-03-19 . Haettu 16.4.2007 . Käytöstä poistettu parametri |deadlink=( ohje );Tarkista päivämäärä osoitteessa |date=( englanniksi ohje )
35. ↑ V.V. Busarev. Asteroidit (SolarSystem/asteroids) (23. maaliskuuta 2010). Haettu 25. lokakuuta 2011. Arkistoitu alkuperäisestä 12. tammikuuta 2012. (Venäjän kieli)
36. ↑ Clark, BE; Hapke, B.; Pieters, C.; ja Britt, D. Asteroid Space Weathering and Regolith Evolution . Arizonan yliopisto (2002). Haettu 8. marraskuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 24. tammikuuta 2012. (määrätön)
37. ↑ Gaffey, Michael J. Metallin spektri- ja fysikaaliset ominaisuudet meteoriittikokoonpanoissa: vaikutukset asteroidien pintamateriaaleihin (1996). Haettu 8. marraskuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 24. tammikuuta 2012. (määrätön)
38. ↑ Keil, K. Asteroidien lämpömuutos: todisteita meteoriiteista . Planeetta- ja avaruustiede (2000). Haettu 8. marraskuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 24. tammikuuta 2012. (määrätön)
39. ↑ Baragiola, R.A.; Duke, CA; Loeffler, M.; McFadden, L.A.; ja Sheffield, J. Ionien ja mikrometeoriitin vaikutus mineraalipintoihin: Heijastuksen muutokset ja ilmakehän lajien tuotanto ilmattomissa aurinkokunnan kappaleissa (2003). Haettu 8. marraskuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 24. tammikuuta 2012. (määrätön)
40. ↑ Pölystä Planetesimalsiin: Workshop Ringbergin linnassa Saksassa (pääsemätön linkki) (2006). Haettu 8. marraskuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 24. tammikuuta 2012. (määrätön) 
41. ↑ Kracher, A. Asteroidi 433 Eros ja osittain erilaistuneet planetesimaalit: bulk-häviö versus rikin pinnan väheneminen (PDF). Ames Laboratory (2005). Haettu 8. marraskuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 24. tammikuuta 2012. (määrätön)
42. ↑ Taylor, GJ; Keil, K.; McCoy, T.; Haack, H.; ja Scott, ERD Asteroidien erilaistuminen - Pyroklastinen vulkanismi magmameriin // Meteoritics. - 1993. - T. 28 , nro 1 . - S. 34-52 . - .
43. ↑ Kelly, Karen. U of T -tutkijat löytävät vihjeitä varhaisesta aurinkokunnasta (linkki ei saatavilla) . Toronton yliopisto (2007). Haettu 12. heinäkuuta 2010. Arkistoitu alkuperäisestä 24. tammikuuta 2012. (määrätön) 
44. ↑ Alfven, H.; ja Arrhenius, G. The Small Bodies . SP-345 Aurinkokunnan kehitys . NASA (1976). Haettu 12. huhtikuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 24. tammikuuta 2012. (määrätön)
45. ↑ Pienplaneettojen Hungaria-ryhmä . Haettu 21. kesäkuuta 2011. Arkistoitu alkuperäisestä 3. heinäkuuta 2019. (määrätön)
46. ↑ Stiles, Lori. Asteroidit aiheuttivat varhaisen sisäisen aurinkokunnan kataklysmin . University of Arizona News (15. syyskuuta 2005). Haettu 18. huhtikuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 24. tammikuuta 2012. (määrätön)
47. ↑ Lecar, M.; Podolak, M.; Sasselov, D.; ja Chiang, E. Infrapunakirrus – laajennetun infrapunasäteilyn uudet komponentit  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2006. - Voi. 640 , no. 2 . - s. 1115-1118 . - doi : 10.1086/500287 . - .
48. ↑ Berardelli, Phil. Päävyöhykkeen komeetat ovat saattaneet olla maapallon veden lähde . Space Daily (23. maaliskuuta 2006). Haettu 27. lokakuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 24. tammikuuta 2012. (määrätön)
49. ↑ Emily Lakdawalla . Täysin uudentyyppisen komeetan löytö . Planetary Society (28. huhtikuuta 2006). Haettu 20. huhtikuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 24. tammikuuta 2012. (määrätön)
50. ↑ 1 2 Williams, Gareth Pienten planeettojen levinneisyys . Minor Planets Center. Käyttöpäivä: 27. lokakuuta 2010. Arkistoitu alkuperäisestä 24. tammikuuta 2012. (määrätön)
51. ↑ Tämä arvo saatiin laskemalla yksinkertaisesti kaikki kyseisen alueen kappaleet käyttämällä 120 437 numeroitua pienplaneettaa koskevia tietoja Minor Planet Centerin kiertoratatietokannasta . Minor Planets Center. Käyttöpäivä: 27. lokakuuta 2010. Arkistoitu alkuperäisestä 24. tammikuuta 2012. (määrätön)
52. ↑ Rossi, Alessandro Asteroidin kiertopäivän mysteerit (linkki ei saatavilla) . Spaceguard Foundation (20. toukokuuta 2004). Haettu 9. huhtikuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 24. tammikuuta 2012. (määrätön) 
53. ↑ Surdin V.G. Insinööri Yarkovsky-ilmiö (pääsemätön linkki) . StarContact (20. toukokuuta 2004). Haettu 9. huhtikuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 24. tammikuuta 2012. (Venäjän kieli) 
54. ↑ Surdin V. G. Luonto: Insinööri Jarkovski-ilmiö . Luonto. Haettu 9. huhtikuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 2. lokakuuta 2013. (Venäjän kieli)
55. ↑ YORP spin: auringonsäteet pyörittävät suihkuasteroideja (linkki ei saavutettavissa) . Kalvo . Haettu 29. lokakuuta 2011. Arkistoitu alkuperäisestä 8. syyskuuta 2011. (Venäjän kieli) 
56. ↑ Fernie, J. Donald. Amerikkalainen Kepler  // Amerikkalainen tiedemies. - 1999. - T. 87 , nro 5 . - S. 398 .
57. ↑ Liou, Jer-Chyi; ja Malhotra, Renu. Ulkoisen asteroidivyöhykkeen ehtyminen  (englanniksi)  // Tiede. - 1997. - Voi. 275 , nro. 5298 . - s. 375-377 . - doi : 10.1126/tiede.275.5298.375 . — PMID 8994031 .
58. ↑ Ferraz-Mello, S. (14.-18. kesäkuuta 1993). Kirkwood Gaps ja Resonant Groups . 160. Kansainvälisen tähtitieteilijän liiton työt . Belgirate, Italia: Kluwer Academic Publishers. s. 175-188. Arkistoitu alkuperäisestä 2017-11-08 . Haettu 28.03.2007 . Käytöstä poistettu parametri |deadlink=( ohje );Tarkista päivämäärä osoitteessa |date=( englanniksi ohje )
59. ↑ Klacka, Joseph. Massajakauma asteroidivyöhykkeellä   // Maa , Kuu ja planeetat : päiväkirja. - 1992. - Voi. 56 , nro. 1 . - s. 47-52 . - doi : 10.1007/BF00054599 . - .
60. ↑ 1 2 McBride, N.; ja Hughes, DW Asteroidien spatiaalinen tiheys ja sen vaihtelu asteroidin massan  mukaan // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : Journal  . - Oxford University Press , 1990. - Voi. 244 . - s. 513-520 . - .
61. ↑ Hughes, David W. Asteroidien etsiminen avaruudesta (linkki ei saatavilla) . BBC. Haettu 20. huhtikuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 24. tammikuuta 2012. (määrätön) 
62. ↑ Lemaitre, Anne (31. elokuuta - 4. syyskuuta 2004). "Asteroidiperheen luokitus erittäin suurista luetteloista" . Proceedings Dynamics of Populations of Planetary Systems . Belgrad, Serbia ja Montenegro: Cambridge University Press. s. 135-144. Arkistoitu alkuperäisestä 25.10.2018 . Haettu 15.4.2007 . Käytöstä poistettu parametri |deadlink=( ohje );Tarkista päivämäärä osoitteessa |date=( englanniksi ohje )
63. ↑ 1 2 Lang, Kenneth R. Asteroidit ja meteoriitit . NASAn Cosmos (2003). Haettu 2. huhtikuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 24. tammikuuta 2012. (määrätön)
64. ↑ Martel, Linda MV Pienet jäljet ​​suuresta asteroidin hajoamisesta . Planetary Science Research Discoveries (9. maaliskuuta 2004). Haettu 2. huhtikuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 24. tammikuuta 2012. (määrätön)
65. ↑ Drake, Michael J. Eukriitin/Vesta-tarina   // Meteoritics & Planetary Science : päiväkirja. - 2001. - Voi. 36 , ei. 4 . - s. 501-513 . - doi : 10.1111/j.1945-5100.2001.tb01892.x . - .
66. ↑ Rakkaus, SG; ja Brownlee, DE IRAS - pölynauhan panos planeettojen väliseen pölykompleksiin - Todisteita nähtynä 60 ja 100 mikronissa  // Astronomical Journal  :  Journal. - 1992. - Voi. 104 , no. 6 . - s. 2236-2242 . - doi : 10.1086/116399 . - .
67. ↑ Spratt, Christopher E. Pienplaneettojen Hungaria-ryhmä // Journal of the Royal Astronomical Society of Canada. - 1990. - T. 84 , nro 2 . - S. 123-131 . - .
68. ↑ Carvano, JM; Lazzaro, D.; Mothe-Diniz, T.; Angeli, Kalifornia; ja Florczak, M. Spectroscopic Survey of the Unkarin ja Phocaea Dynamical Groups  (englanniksi)  // Icarus  : Journal. - Elsevier , 2001. - Voi. 149 , nro. 1 . - s. 173-189 . - doi : 10.1006/icar.2000.6512 . - .
69. ↑ Troijan  sivu . Haettu 2. huhtikuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 24. tammikuuta 2012.
70. ↑ SwRI:n tutkijat tunnistavat asteroidin hajoamistapahtuman pääasteroidivyöhykkeellä . SpaceRef.com (12. kesäkuuta 2002). Haettu 15. huhtikuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 24. tammikuuta 2012. (määrätön)
71. ↑ McKee, Maggie. Pölymyrskyjen aikakausi jäljitetty asteroidin törmäykseen . New Scientist Space (18. tammikuuta 2006). Haettu 15. huhtikuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 24. tammikuuta 2012. (määrätön)
72. ↑ 1 2 Nesvorny, D.; Vokrouhlick, D.; ja Bottke, WF Päävyöhykkeen asteroidin hajoaminen 450 tuhatta vuotta sitten  //  Science : Journal. - 2006. - Voi. 312 , nro. 5779 . - s. 1490 . - doi : 10.1126/tiede.1126175 . - . — PMID 16763141 .
73. ↑ 1 2 Nesvorny, D.; Bottke, WF; Levison, H.F.; ja Dones, L. Aurinkokunnan pölynauhojen viimeaikainen alkuperä  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2003. - Voi. 591 , no. 1 . - s. 486-497 . - doi : 10.1086/374807 . - .
74. ↑ Backman, D.E. Fluktuations in the General Zodiacal Cloud Density (linkki ei saatavilla) . backmanin raportti . NASA Ames Research Center (6. maaliskuuta 1998). Haettu 4. huhtikuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 24. tammikuuta 2012. (määrätön) 
75. ↑ Jewitt, David ; Weaver, H.; Mutcher, M.; Larson, S.; Agarwal, J. Hubble-avaruusteleskooppihavainnot päävyökomeetta (596) Scheila  (englanniksi)  // The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2011. - Voi. 733 . - P.L4 . - doi : 10.1088/2041-8205/733/1/L4 . - . - arXiv : 1103.5456 .
76. ↑ 1 2 Reach, William T. Zodiacal emission. III - Pöly lähellä asteroidivyöhykettä  (englanniksi)  // The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 1992. - Voi. 392 , no. 1 . - s. 289-299 . - doi : 10.1086/171428 . - .
77. ↑ Kingsley, Danny Salaperäinen meteoriittipölyn yhteensopimattomuus ratkaistu . ABC Science (1. toukokuuta 2003). Haettu 4. huhtikuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 9. heinäkuuta 2013. (määrätön)
78. ↑ Meteorit ja meteoriitit . NASA. Haettu 12. heinäkuuta 2010. Arkistoitu alkuperäisestä 24. tammikuuta 2012. (määrätön)
79. ↑ Pääasteroidivyöhykkeen hajoamistapahtuma aiheutti todennäköisesti dinosaurusten sukupuuton 65 miljoonaa vuotta sitten . Southwest Research Institute (2007). Käyttöpäivä: 14. lokakuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 24. tammikuuta 2012. (määrätön)
80. ↑ Stern, Alan. New Horizons ylittää asteroidivyöhykkeen . Space Daily (2. kesäkuuta 2006). Haettu 14. huhtikuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 24. tammikuuta 2012. (määrätön)
81. ↑ 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 .
82. ↑ Yeomans, Donald K. JPL Small Body -tietokantahakukone . NASA JPL. Haettu 26. huhtikuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 24. tammikuuta 2012. (määrätön)
83. ↑ Tedesco, E.F.; ja Desert, F.-X. The Infrared Space Observatory Deep Asteroid Search  (englanti)  // The Astronomical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2002. - Voi. 123 , nro. 4 . - s. 2070-2082 . - doi : 10.1086/339482 . - .
84. ↑ Krasinsky, G.A.; Pitjeva, E.V.; Vasilyev, M. V.; ja 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 . - .
85. ↑ Pitjeva, EV Planeettojen korkean tarkkuuden efemeridit – EPM ja joidenkin tähtitieteellisten vakioiden määrittäminen  //  Aurinkokunnan tutkimus : päiväkirja. - 2005. - Voi. 39 , ei. 3 . - s. 176 . - doi : 10.1007/s11208-005-0033-2 .
86. ↑ 1 2 Wiegert, P.; Balam, D.; Moss, A.; Veillet, C.; Connors, M.; ja Shelton, I. Todisteet väririippuvuudesta päävyöhykkeen asteroidien kokojakaumassa  //  The Astronomical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2007. - Voi. 133 , nro. 4 . - P. 1609-1614 . - doi : 10.1086/512128 .
87. ↑ Clark, B.E. Uudet uutiset ja kilpailevat näkemykset asteroidivyöhykkeen geologiasta  //  Lunar and Planetary Science: aikakauslehti. - 1996. - Voi. 27 . - s. 225-226 . - .
88. ↑ Margot, JL; ja Brown, ME Pienitiheyksinen M-tyypin asteroidi päävyöhykkeellä   // Tiede . - 2003. - Voi. 300 , ei. 5627 . - P. 1939-1942 . - doi : 10.1126/tiede.1085844 . - . — PMID 12817147 .
89. ↑ Mueller, M.; Harris, A. W.; Delbo, M.; ja MIRSI-tiimi. 21 Lutetia ja muut M-tyypit: Niiden koot, albedot ja lämpöominaisuudet uusista IRTF-mittauksista   // Bulletin of the American Astronomical Society : päiväkirja. - 2005. - Voi. 37 . - s. 627 . - .
90. ↑ 1 2 Duffard, R.; ja Roig, F. Kaksi uutta basaltista asteroidia ulkoisella päävyöhykkeellä (2007). Käyttöpäivä: 14. lokakuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 24. tammikuuta 2012. (määrätön)
91. ↑ 1 2 3 Kuin, Ker. Strange Asteroids hämmentää tiedemiehiä . space.com (2007). Käyttöpäivä: 14. lokakuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 24. tammikuuta 2012. (määrätön)
92. ↑ Matala, FJ; et ai. Infrapunakirrus – laajennetun infrapunasäteilyn uudet komponentit  (englanniksi)  // The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 1984. - Voi. 278 . -P.L19- L22 . - doi : 10.1086/184213 . - .
93. ↑ David Jewitt . David Jewittin haastattelu . YouTube . Haettu 14. lokakuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 19. heinäkuuta 2011. (määrätön)
94. ↑ IAU:n lopullinen päätöslauselma "planeetan" määritelmästä, valmis äänestämään . IAU (24. elokuuta 2006). Haettu 2. maaliskuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 24. tammikuuta 2012. (määrätön)
95. ↑ IAU:n päätöslauselmaluonnos (linkki ei saatavilla) (2006). Haettu 20. lokakuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 24. tammikuuta 2012. (määrätön) 
96. ↑ IAU 2006 yleiskokous: IAU:n päätöslauselman äänestystulos . Käyttöpäivä: 29. maaliskuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 24. tammikuuta 2012. (määrätön)
97. ↑ Russell, CT et ai. Dawn at Vesta: Testing the Protoplanetary Paradigm   // Tiede . - 2012. - Vol. 336 , nro. 6082 . - s. 684-686 . - doi : 10.1126/tiede.1219381 . - .
98. ↑ Carry, B. et ai. (2) Pallaksen fysikaaliset ominaisuudet   // Icarus . — Elsevier , 2009. — Voi. 205 . - s. 460-472 . - doi : 10.1016/j.icarus.2009.08.007 . - . - arXiv : 0912.3626 .
99. ↑ Schmidt, B.E., et ai. Hubble tarkastelee Pallas: muoto, koko ja pinta  //  39th Lunar and Planetary Science Conference (Lunar and Planetary Science XXXIX). Järjestettiin 10.–14. maaliskuuta 2008 League Cityssä, Texasissa. : päiväkirja. - 2008. - Voi. 1391 . - s. 2502 .
100. ↑ Jim Baer. Viimeaikaiset asteroidien massamääritykset (linkki ei saatavilla) . Henkilökohtainen verkkosivusto (2008). Haettu 3. joulukuuta 2008. Arkistoitu alkuperäisestä 26. elokuuta 2011. (määrätön) 
101. ↑ JPL Small Body -tietokantaselain: 10 Hygiea . Käyttöpäivä: 7. syyskuuta 2008. Arkistoitu alkuperäisestä 17. tammikuuta 2010. (määrätön)
102. ↑ Parker, JW; Stern, SA; Thomas, PC; Festou, M.C.; Merline, WJ; Young, E.F.; Binzel, R.P.; ja Lebofsky, LA . Analyysi ensimmäisistä levyresoluutioista Ceres-kuvista Hubble-avaruusteleskoopin avulla tehdyistä ultraviolettihavainnoista  //  The Astronomical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2002. - Voi. 123 , nro. 1 . - s. 549-557 . - doi : 10.1086/338093 . - .
103. ↑ 12 asteroidi 1 Ceres . Planeettayhdistys . Haettu 20. lokakuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 24. tammikuuta 2012. (määrätön)
104. ↑ Vestan asteroidi evoluution tärkeimmät vaiheet . Hubble Space Telescope -lehdistötiedote (1995). Haettu 20. lokakuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 24. tammikuuta 2012. (määrätön)
105. ↑ Russell, CT; et ai. Dawn tehtävä ja operaatiot . NASA/JPL (2007). Haettu 20. lokakuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 24. tammikuuta 2012. (määrätön)
106. ↑ Torppa, J.; et ai. Kolmenkymmenen asteroidin muodot ja pyörimisominaisuudet fotometrisista tiedoista  (englanniksi)  // Icarus  : Journal. - Elsevier , 1996. - Voi. 164 , nro. 2 . - s. 346-383 . - doi : 10.1016/S0019-1035(03)00146-5 . - .
107. ↑ Larson, HP; Feierberg, M.A.; ja Lebofsky, LA Asteroidi 2 Pallasin koostumus ja sen suhde primitiivisiin meteoriitteihin (1983). Haettu 20. lokakuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 24. tammikuuta 2012. (määrätön)
108. ↑ Barucci, M.A.; et ai. 10 Hygiea: ISO Infrared Observations (PDF)  (linkki ei saatavilla) (2002). Käyttöpäivä: 21. lokakuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 24. tammikuuta 2012. (määrätön)
109. ↑ Ceres the Planet (downlink) . orbitsimulator.com . Haettu 20. lokakuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 24. tammikuuta 2012. (määrätön) 
110. ↑ D. Cohen. Maan luonnonrikkaus: tarkastus Arkistoitu 7. kesäkuuta 2011 Wayback Machinessa , NewScientist , 23. toukokuuta 2007
111. ↑ Toronton yliopisto (2009, 19. lokakuuta). Geologit viittaavat ulkoavaruuteen maapallon mineraalirikkauksien lähteenä. Arkistoitu 21. huhtikuuta 2012 Wayback Machinessa . ScienceDaily
112. ↑ James M. Brenan ja William F. McDonough. Ytimen muodostus ja osmiumin ja iridiumin metalli-silikaattifraktiointi kullasta Arkistoitu 6. heinäkuuta 2011 Wayback Machinessa . - Nature Geoscience (18. lokakuuta 2009)
113. ↑ Taivaan louhinta: Asteroidien, komeettojen ja planeettojen lukemattomia rikkauksia / John S. Lewis (1998) ISBN 0-201-47959-1

Kirjallisuus

• George Burba. Avaruuskääpiöt  // Maailman ympäri  : aikakauslehti. - Nuori vartija , 2003. - Lokakuu. — ISSN 0321-0669 . Arkistoitu alkuperäisestä 22. kesäkuuta 2017. (Venäjän kieli)
• Elkins-Tanton, Linda T. Asteroidit, meteoriitit ja komeetat. — Ensin. New York: Chelsea House, 2006. - ISBN 0-8160-5195-X .
• Blair, Edward C. Asteroidit: yleiskatsaus, tiivistelmät ja bibliografia  (englanniksi) . - 2002. - ISBN 978-1590334829 .
• Britt, Daniel T.; Colsolmagno, Guy; Lebofsky, Larry. Main-Belt Asteroids // Aurinkokunnan tietosanakirja  (englanti) . - 2007. - ISBN 978-0120885893 .
• Kovacs, Jozsef. Ensimmäisten pienplaneettojen löytö // Eurooppalainen tiedemies: symposiumi Franz Xaver von Zachin (1754-1832) aikakaudesta ja työstä  (englanniksi) . - 2004. - Voi. 24, Acta Historica Astronomiae. — ISBN 978-3817117482 .
• Lewis, John S. Meteoriitit ja asteroidit // Aurinkokunnan fysiikka ja kemia  . - 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. Meteoriitit historiassa: katsaus renessanssista 1900-luvulle // Meteoriittien historia ja keskeiset meteoriittikokoelmat: tulipallot, putoukset ja löydöt  (englanti) . - 2006. - ISBN 978-1862391949 .

Linkit

• Asteroidit, komeetat, meteorit 1993 Arkistoitu 22. heinäkuuta 2014 Wayback Machinessa 
• Arnett, William A. Asteroidit . The Nine Planets (26. helmikuuta 2006). Haettu 20. huhtikuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 24. tammikuuta 2012. (määrätön)
• Cain, Fraser. Asteroidivyöhyke . Universumi tänään. Haettu 1. huhtikuuta 2008. Arkistoitu alkuperäisestä 24. tammikuuta 2012. (määrätön)
• Pääasteroidivyöhyke . Sol yritys. Haettu 20. huhtikuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 24. tammikuuta 2012. (määrätön)
• Munsell, Kirk Asteroids: Yleiskatsaus (linkki ei saatavilla) . NASAn aurinkokunnan tutkimus (16. syyskuuta 2005). Käyttöpäivä: 26. toukokuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 24. tammikuuta 2012. (määrätön) 
• Tontteja eksentrisyydestä vs. puolipääakseli ja kaltevuus vs. puolipääakseli Asteroidin dynaamisella paikalla
• Henkilökunta. Asteroidit . NASA (31. lokakuuta 2006). Haettu 20. huhtikuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 24. tammikuuta 2012. (määrätön)
• Henkilökunta. Avaruusaiheet: Asteroidit ja komeetat . The Planetary Society (2007). Haettu 20. huhtikuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 24. tammikuuta 2012. (määrätön)

Sanakirjat ja tietosanakirjat	Hienoa norjalaista
Bibliografisissa luetteloissa	J9U : 987007579234005171 LCCN : sh2012000460

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