Pás asteroidů

Pás asteroidů  je oblast sluneční soustavy , která se nachází mezi drahami Marsu a Jupiteru a je místem hromadění mnoha objektů různých velikostí, většinou nepravidelného tvaru, nazývaných asteroidy nebo planetky.

Tato oblast je také často označována jako hlavní pás asteroidů [1] nebo jednoduše hlavní pás [2] [3] , čímž se zdůrazňuje její odlišnost od jiných podobných oblastí shluků malých planet, jako je Kuiperův pás za oběžnou dráhou Neptun , stejně jako shluky rozptýlených diskových objektů a Oortova oblaka .

Výraz „pás asteroidů“ se začal používat na počátku 50. let 19. století [4] [5] . První použití tohoto termínu je spojeno se jménem Alexandra von Humboldta a jeho knihou " Kosmos: plán pro popis fyzického světa " (" Kosmos - Entwurf einer physischen Weltbeschreibung ", 1845) [6] .

Celková hmotnost hlavního pásu je přibližně 4 % hmotnosti Měsíce, více než polovina je soustředěna ve čtyřech největších objektech: Ceres , (4) Vesta , (2) Pallas a (10) Hygiea . Jejich průměrný průměr je více než 400 km a největší z nich, Ceres, má průměr více než 950 km a jeho hmotnost je dvojnásobkem celkové hmotnosti Pallas a Vesta [7] . Ale většina asteroidů, kterých je několik milionů, je mnohem menší, až několik desítek metrů . Zároveň jsou asteroidy v této oblasti vesmíru tak silně rozptýleny, že jimi nebyla poškozena ani jedna kosmická loď prolétající touto oblastí .

Podle obecně uznávané hypotézy je důvodem tohoto složení pásu asteroidů to, že se začal formovat přímo v blízkosti Jupiteru , jehož gravitační pole neustále vnášelo vážné poruchy do drah planetesimál . Přebytek orbitální energie přijatý od Jupitera vedl k prudším srážkám těchto těles mezi sebou, což jim zabránilo slepení do protoplanety a jejímu dalšímu zvětšování .

Výsledkem bylo, že většina planetesimál byla roztříštěna na četné malé úlomky, z nichž většina byla buď vyvržena ze sluneční soustavy, což vysvětluje nízkou hustotu pásu asteroidů, nebo se přesunula na protáhlé dráhy, po kterých padaly do vnitřní oblasti sluneční soustavy, srazil se s planetami pozemská skupina ; tento jev se nazývá pozdní těžké bombardování .

Po tomto období došlo také ke srážkám mezi asteroidy , což vedlo ke vzniku četných rodin asteroidů  - skupin těles s podobnými drahami a chemickým složením , které zahrnují značné množství dnes existujících asteroidů, a také ke vzniku jemného kosmického prachu. které tvoří zvířetníkové světlo .

Kromě toho Jupiterova gravitace vytváří také oblasti nestabilních drah, kde se v důsledku rezonancí s Jupiterem prakticky nevyskytují žádné asteroidy . Asteroid, který tam vstoupí, bude v relativně krátké době vyvržen z této dráhy mimo sluneční soustavu nebo doplní populaci asteroidů, které protínají dráhy vnitřních planet. Nyní v takových oblastech prakticky žádné asteroidy nejsou, ale oběžné dráhy mnoha malých asteroidů se nadále pomalu mění pod vlivem jiných faktorů .

Hlavním rozlišovacím znakem, který charakterizuje jednotlivé planetky, je jejich spektrum, pomocí kterého lze posuzovat chemické složení daného tělesa. V hlavním pásu se v závislosti na chemickém složení rozlišují 3 hlavní spektrální třídy asteroidů : uhlík ( třída C ), křemičitan ( třída S ) a kov ( třída M ) . Všechny tyto třídy asteroidů, zejména kovových, jsou zajímavé z hlediska kosmického průmyslu obecně a průmyslového vývoje asteroidů zvláště .

Historie studia asteroidů

Titius-Bode pravidlo

Za zvláštní prehistorii počátku studia pásu asteroidů lze považovat objev závislosti, která přibližně popisuje vzdálenosti planet od Slunce, zvané Titius-Bodeovo pravidlo. Podstatou pravidla je, že polohu drah planet sluneční soustavy lze přibližně popsat empirickým vzorcem ve tvaru

kde  je pořadové číslo planety (zároveň by se u Merkura mělo předpokládat , že , a neodpovídá žádné známé planetě).

Poprvé ji formuloval a publikoval německý fyzik a matematik Johann Titius již v roce 1766 [8] [9] [10] , ale navzdory tomu, že s naznačenými výhradami všech šest tehdy známých planet (od Merkuru po Saturn ), pravidlo dlouho nepřitahovalo pozornost. To pokračovalo až do objevení Uranu v roce 1781, jehož polohlavní osa oběžné dráhy přesně odpovídala té, kterou předpověděl tento vzorec. Poté Johann Elert Bode navrhl možnost existence páté planety od Slunce mezi drahami Marsu a Jupiteru, která se podle tohoto pravidla měla nacházet ve vzdálenosti 2,8 AU. a dosud nebyl objeven [10] . Objev Ceres v lednu 1801 a přesně ve stanovené vzdálenosti od Slunce vedl mezi astronomy ke zvýšené důvěře v Titius-Bodeovo pravidlo, které přetrvalo až do objevu Neptunu .

Objev Ceres

Baron Franz Xaver byl první, kdo v roce 1787 hledal planetu mezi Marsem a Jupiterem . Po několika letech neúspěšných pozorování si ale uvědomil, že potřebuje pomoc dalších astronomů, a tak v září 1800 shromáždil skupinu 24 vědců, aby společně hledali planetu a vytvořili jakýsi neformální klub nazvaný Lilienthal Society . Nicméně, tato skupina byla nejlépe známá jako "Himmelspolizei", nebo "nebeská policie". Jeho nejvýznamnějšími členy byli William Herschel , Charles Messier a Heinrich Olbers [11] . Zvěrokruhovou část oblohy blízko ekliptiky rozdělili na 24 částí (podle počtu astronomů), přičemž každá oblast zvěrokruhu byla 15° široká pro hledání planety [12] . Úkolem bylo popsat souřadnice všech hvězd v oblasti souhvězdí zvěrokruhu v určitém okamžiku. V následujících nocích byly souřadnice kontrolovány a zvýrazněny objekty, které se pohybovaly na větší vzdálenost. Odhadovaný posun hledané planety měl být asi 30 obloukových sekund za hodinu, což je dobře vidět.

Navzdory snaze „nebeské policie“ planetu náhodně objevil člověk, který nebyl členem klubu – italský astronom z Univerzity v Palermu na Sicílii Giuseppe Piazzi , který ji pozoroval v noci na 1. , 1801 . Při sestavování kompletního katalogu hvězd ze souhvězdí Býka objevil malý světelný bod pohybující se na pozadí hvězd. Následná pozorování potvrdila, že nejde o hvězdu, ale o nový objekt ve sluneční soustavě. Zpočátku si jej Piazzi spletl s kometou, ale nepřítomnost kómatu ho přiměla k myšlence, že by tento objekt mohl být planetou [11] . Byla ve vzdálenosti 2,77 AU. od Slunce, což téměř přesně odpovídalo předpovědím Titius-Bodeova pravidla. Piazzi pojmenoval planetu Ceres , po římské bohyni sklizně a patronce Sicílie.

Krátce po objevení byl objekt ztracen. Ale díky nejsložitějším výpočtům, které 24letý Carl Gauss provedl během několika hodin pomocí nové metody, kterou sám objevil ( metoda nejmenších čtverců ), se mu podařilo označit místo, kde planetu hledat, kde byl záhy objeven.

Objev Pallas a dalších asteroidů

O 15 měsíců později, 28. března 1802 , Heinrich Olbers objevil druhý hlavní objekt ve stejné oblasti sluneční soustavy, který se jmenoval Pallas . Jeho hlavní poloosa byla přibližně stejná jako u Ceres, ale excentricita a sklon byly naopak velmi odlišné od těch Ceres. Nejdůležitější je, že obě otevřená tělesa na rozdíl od jiných planet i v těch nejvýkonnějších dalekohledech té doby vypadala jako světelné body, tedy nebylo vidět jejich disky, a nebýt jejich rychlého pohybu, bude k nerozeznání od hvězd. Proto 6. května 1802, po prostudování povahy a velikosti těchto dvou nových objektů, William Herschel navrhuje klasifikovat je jako samostatnou třídu objektů, které z řečtiny nazval „asteroidy“. Αστεροειδής , což znamená „hvězdný“ [13] [14] [15] . Definice byla záměrně zvolena tak, aby byla poněkud nejednoznačná, aby byla „dostatečně široká, aby pokryla všechny možné budoucí objevy“. Navzdory Herschelovu úsilí zavést tento nový termín však astronomové několik desetiletí nadále označovali nově objevené objekty jako „planety“ [8] . Ceres byla tedy nazývána planetou až do 60. let 19. století, kdy byla přesto zařazena do třídy asteroidů, ve které byla až do roku 2006 , dokud nebyla spolu s Plutem a některými dalšími transneptunskými objekty převedena do kategorie trpaslíků. planety. Jak ale přibývalo objevených asteroidů, systém jejich klasifikace a označování byl stále těžkopádnější a počátkem 50. let 19. století byly na návrh Alexandra von Humboldta vyřazeny ze složení planet a postupně začaly být stále častěji nazývané asteroidy.

Rakouský astronom Josef Litrov navrhl jiné, mnohem informativnější označení – „zenareid“. Tento název, odvozený z řeckých názvů pro Jupiter a Mars (Zeus a Ares), označoval polohu pásu asteroidů mezi drahami těchto dvou planet. Tento termín byl však příliš pozdě: nová těla již byla pojmenována jiným slovem, kromě toho byl výraz „zenareid“ poněkud těžkopádný a okázalý. Proto se nikdy nedostal do vědy, jen příležitostně se vyskytuje ve staré německé astronomické literatuře [16] .

Do roku 1807 byly objeveny další dva objekty, pojmenované Juno a Vesta [17] . Tím ale objevy skončily. Začátek éry napoleonských válek posloužil jako jakýsi konec první historické etapy v dějinách hledání asteroidů. Nebylo možné najít nové asteroidy a většina astronomů se rozhodla, že už neexistují, a zastavila výzkum. Karl Ludwig Henke však vytrval, v roce 1830 obnovil hledání nových asteroidů a v roce 1845 objevil Astraeu  – první nový asteroid po 38 letech. A o necelé dva roky později byla objevena Hebe . Poté se do pátrání zapojili další astronomové z celého světa a objevování nových asteroidů se zrychlovalo – minimálně jeden za rok. Jak se dalekohledy zdokonalovaly, rychlost objevování asteroidů se neustále zvyšovala a v polovině roku 1868 jejich počet překročil stovku.

Když vyšlo najevo, že kromě Ceres je ve zhruba stejné vzdálenosti od Slunce mnoho dalších menších těles, aby se to nějak vysvětlilo z pozice Titius-Bodeova pravidla, byla předložena hypotéza o planetě která bývala na této oběžné dráze , hypoteticky planeta Phaeton , která se v raných fázích formování sluneční soustavy zhroutila tak, že asteroidy se staly jejími fragmenty, které vytvořily Pás asteroidů. Následně byla tato hypotéza vyvrácena, jelikož se ukázalo, že vlivem gravitačního vlivu Jupitera v dané vzdálenosti od Slunce se žádné velké těleso jednoduše vytvořit nemůže.

Slavní „lovci asteroidů“ té doby

S objevem Neptunu v roce 1846 se Titius-Bodeovo pravidlo ukázalo být v očích vědců zcela zdiskreditováno, protože hlavní poloosa této planety byla daleko od té, kterou pravidlo předpovídalo [18] .

Planeta i k Poloměr oběžné dráhy ( a.u. )
podle pravidla aktuální
Rtuť −1 0 0,4 0,39
Venuše 0 jeden 0,7 0,72
Země jeden 2 1,0 1,00
Mars 2 čtyři 1.6 1.52
pás asteroidů 3 osm 2.8 ve středu 2,2–3,6
Jupiter čtyři 16 5.2 5.20
Saturn 5 32 10,0 9,54
Uran 6 64 19.6 19.22
Neptune vypadává 30.06
Pluto 7 128 38.8 39,5
Eris osm 256 77,2 67,7

Nová etapa ve studiu asteroidů začala s použitím astrofotografie Maxem Wolfem v roce 1891 k hledání nových asteroidů [19] . Spočívala v tom, že na fotografiích s dlouhou expoziční dobou zanechávaly asteroidy krátké jasné čáry, zatímco hvězdy zůstávaly tečky díky tomu, že se dalekohled otáčí po rotaci nebeské sféry. Tato metoda značně urychlila objevování nových asteroidů ve srovnání s dříve používanými metodami vizuálního pozorování: Max Wolf sám objevil 248 asteroidů, počínaje asteroidem (323) Brucia , zatímco jen něco málo přes 300 bylo objeveno během několika desetiletí před ním.

Prvních tisíc asteroidů bylo objeveno do října 1921, 10 000 do roku 1981 [20] , do roku 2000 přesáhl počet objevených planetek 100 000 a k 6. září 2011 je počet očíslovaných planetek již 285 075 [21] .

V roce 1993 poblíž asteroidu (243) Ida objevila automatická meziplanetární stanice Galileo první potvrzený satelit planetky [22] .

Je známo, že pás asteroidů jich obsahuje mnohem větší množství, než je známo nyní (vše záleží na tom, jak malá tělesa lze nazývat asteroidy). Protože však moderní systémy pro hledání nových asteroidů umožňují jejich detekci zcela automaticky s malým nebo žádným lidským zásahem, většina vědců po nich nepátrá a asteroidy nazývají „vesmírným smetím“, které zbylo z formování sluneční soustavy. Nyní se více pozornosti věnuje asteroidům, které jsou pro Zemi potenciálně nebezpečné. Říká se jim blízkozemní asteroidy a jsou součástí skupiny blízkozemních objektů, které zahrnují také některé komety a meteoroidy .

Výzkum

První kosmická loď, která proletěla pásem asteroidů, byla Pioneer 10 , která dosáhla oblasti hlavního pásu 16. července 1972 . Tehdy ještě panovaly obavy z možnosti kolize zařízení s některým z malých asteroidů, ale od té doby na cestě k vnějším planetám proletělo pásem asteroidů již 9 kosmických lodí bez jakéhokoli incidentu.

Pioneer 11 , Voyager 1 a Voyager 2 , stejně jako sonda Ulysses , prošly pásem bez plánovaného nebo náhodného setkání s asteroidy. Sonda Galileo se stala první sondou, která pořídila snímky asteroidů. První fotografované objekty byly asteroid (951) Gaspra v roce 1991 a asteroid (243) Ida v roce 1993. Poté NASA přijala program, podle kterého by jakékoli zařízení prolétající pásem asteroidů mělo pokud možno proletět kolem asteroidu. V následujících letech byla kosmickými sondami a dopravními prostředky zobrazena řada malých objektů, jako například (253) Matilda v roce 1997 z NEAR Shoemaker , (2685) Mazursky v roce 2000 z Cassini , (5535) Annafranc v roce 2002 z Hvězdného prachu “, ( 132524) APL v roce 2006 ze sondy New Horizons , (2867) Steins v roce 2008 a (21) Lutetia v roce 2010 z Rosetty [23 ] .

Většina snímků asteroidů hlavního pásu přenášených kosmickou lodí byla získána jako výsledek krátkého průletu sond poblíž asteroidů na cestě k hlavnímu cíli mise – k podrobnému studiu asteroidů byla vyslána pouze dvě vozidla: NEAR Shoemaker , která zkoumala (433) Eros a Matilda [24] a také " Hayabusa ", jejímž hlavním účelem bylo studium (25143) Itokawa . Přístroj dlouhodobě studoval povrch asteroidu a dokonce poprvé v historii vynesl z jeho povrchu částice půdy [25] .

27. září 2007 byla k největším asteroidům Vesta a Ceres vyslána automatická meziplanetární stanice Dawn . Zařízení bylo na oběžné dráze Vesta od 16. července 2011 do 12. září 2012, poté letělo k Ceres, která na oběžnou dráhu vstoupila 6. března 2015. Po dokončení hlavní mise v roce 2016 se objevily návrhy na let do Pallas [26] . Bylo však rozhodnuto pokračovat ve studii Ceres, která skončila v listopadu 2018 kvůli vyčerpání paliva. Plavidlo zůstalo na stabilní oběžné dráze kolem této trpasličí planety.

Původ

Formace

Vesmírní vědci mají různé návrhy ohledně důvodu velké koncentrace asteroidů v relativně úzkém prostoru meziplanetárního prostředí mezi drahami Marsu a Jupiteru.

Nejpopulárnější mezi hypotézami převažujícími v 19. století o původu těles pásu asteroidů byla hypotéza navržená v roce 1802 , krátce po objevu Pallas, německým vědcem Heinrichem Olbersem. Navrhl, že Ceres a Pallas by mohly být fragmenty hypotetické planety Phaethon , která kdysi existovala mezi drahami Marsu a Jupiteru a byla zničena v důsledku srážky s kometou před mnoha miliony let [19] .

Novější studie však tuto hypotézu vyvracejí. Argumenty proti jsou velmi velké množství energie potřebné ke zničení celé planety, extrémně malá celková hmotnost všech asteroidů hlavního pásu, která představuje pouhá 4 % hmotnosti Měsíce , a praktická nemožnost vytvořit velký planetě podobný objekt v oblasti sluneční soustavy , který zažívá silné gravitační poruchy od Jupiteru. Výrazné rozdíly v chemickém složení planetek také vylučují možnost jejich původu z jednoho tělesa [27] . Pás asteroidů s největší pravděpodobností není zničenou planetou, ale planetou, která nikdy nemohla vzniknout vlivem gravitačního vlivu Jupitera a v menší míře i jiných obřích planet.

Obecně se formování planet a asteroidů Sluneční soustavy blíží popisu tohoto procesu v hypotéze mlhoviny , podle níž před 4,5 miliardami let vytvořila oblaka mezihvězdného plynu a prachu rotující plynový a prachový disk pod vliv gravitace , při kterém došlo ke zhutnění a kondenzaci hmoty disku. Během prvních několika milionů let historie Sluneční soustavy vlivem turbulentních a jiných nestacionárních jevů, v důsledku slepování při vzájemných srážkách malých částic zmrzlého plynu a prachu, vznikaly sraženiny hmoty. Tento proces se nazývá akrece . Vzájemné nepružné srážky spolu s gravitační interakcí rostoucí s rostoucí velikostí a hmotností způsobily zvýšení rychlosti růstu shluků. Pak shluky hmoty přitahovaly okolní prach a plyn, stejně jako další shluky, spojující se do planetesimál , ze kterých se následně vytvořily planety [28] [29] .

S rostoucí vzdáleností od Slunce se průměrná teplota plynné a prachové látky snižovala a v důsledku toho se měnilo její obecné chemické složení. Ukázalo se, že prstencová zóna protoplanetárního disku, ze které se následně vytvořil hlavní pás asteroidů, byla blízko kondenzační hranice těkavých sloučenin, zejména vodní páry. Právě to je důvodem vzniku pásu asteroidů v tomto místě namísto plnohodnotné planety. Blízkost této hranice vedla k předstihovému růstu embrya Jupitera , který byl poblíž a stal se centrem akumulace vodíku , dusíku , uhlíku a jejich sloučenin, čímž zůstala více zahřátá centrální část sluneční soustavy.

Silné gravitační poruchy rychle rostoucího zárodku Jupitera zabránily vytvoření poměrně velkého protoplanetárního tělesa v pásu asteroidů [30] . Proces akumulace hmoty se tam zastavil v okamžiku, kdy stačilo zformovat jen několik desítek planetesimál předplanetární velikosti (asi 500–1000 km), které se pak při srážkách začaly rozpadat [31] v důsledku rychlého nárůstu v jejich relativních rychlostech (od 0,1 do 5 km/c) [32] . Důvod jejich růstu spočívá v orbitálních rezonancích , jmenovitě v takzvaných Kirkwoodových mezerách odpovídajících oběžným drahám, přičemž periody rotace odpovídají periodě Jupiterovy revoluce jako celá čísla (4:1, 3:1, 5:2). .

Na takových drahách dochází nejčastěji k přiblížení k Jupiteru a jeho gravitační vliv je maximální, takže tam prakticky žádné asteroidy nejsou. Mezi drahami Marsu a Jupiteru existuje několik zón takových rezonancí, více či méně silných. V určité fázi svého vzniku začal Jupiter migrovat do vnitřní části Sluneční soustavy [33] , v důsledku toho se tyto rezonance prohnaly celým pásem, vnesly poruchy do drah asteroidů a zvýšily jejich rychlost [34]. . Protoasteroidy přitom zažily četné srážky nejen mezi sebou, ale i s tělesy, která napadla pás asteroidů ze zón Jupiteru, Saturnu a vzdálenější periferie Sluneční soustavy. Předtím byl postupný růst mateřských těles asteroidů možný díky jejich nízkým relativním rychlostem (do 0,5 km/s), kdy srážky objektů končily jejich sjednocením a ne rozdrcením. Zvýšení proudění těles vržených do pásu asteroidů Jupiterem a Saturnem vedlo k tomu, že relativní rychlosti mateřských těles planetek výrazně vzrostly (až na 3–5 km/s) a staly se více chaotickými, což způsobilo proces dalšího rozšiřování těl nemožný. Proces hromadění mateřských těles planetek byl nahrazen procesem jejich fragmentace při vzájemných srážkách a možnost vzniku velké planety v dané vzdálenosti od Slunce nenávratně zmizela [35] .

Předpokládá se, že v důsledku gravitačních poruch byla většina materiálu hlavního pásu během prvních dvou milionů let od okamžiku jeho vzniku rozptýlena, přičemž zbylo méně než 0,1 % materiálu původní hmoty, což podle k počítačovým simulacím by mohlo stačit k vytvoření planety s hmotností Země [31] . Je možné, že některé z těchto asteroidů mohly přežít v Kuiperově pásu nebo mezi ledovými tělesy Oortova oblaku , ale významná část byla pravděpodobně jednoduše vyvržena ze sluneční soustavy.

Evoluce

Od okamžiku formování z primární mlhoviny prošla většina asteroidů významnými změnami, které byly způsobeny výrazným zahřátím v prvních několika milionech let po jejich vzniku, diferenciací nitra velkých planetesimál a jejich fragmentací na samostatné menší fragmenty, táním povrchu v důsledku dopadů mikrometeoritů a vlivem kosmických procesů zvětrávání , ke kterému docházelo pod vlivem slunečního záření v průběhu historie sluneční soustavy [36] [37] [38] [39] . Navzdory tomu je mnoho vědců nadále považuje za pozůstatky planetesimál a doufají, že v nich najdou primární látku, která tvořila oblak plynu a prachu a která by se mohla uchovat v hlubinách asteroidů [40] , jiní se domnívají, že asteroidy prošly příliš závažné změny od jejich vzniku [41] .

Zároveň se oblast plynného a prachového mračna, ze kterého se asteroidy vytvořily, vzhledem ke své dosti specifické poloze ukázala jako velmi heterogenní ve složení v závislosti na vzdálenosti ke Slunci: se vzdáleností od Slunce ( v oblasti od 2,0 do 3,5 AU) v něm prudce poklesl relativní obsah nejjednodušších silikátových sloučenin, naopak vzrostl obsah lehkých těkavých sloučenin, zejména vody. Ve stejné době bylo mnoho mateřských těles moderních asteroidů v částečně nebo zcela roztaveném stavu. Alespoň ty, které obsahovaly vysoký podíl silikátových sloučenin a byly blíže Slunci, byly již zahřáté a zažily gravitační diferenciaci nitra (stratifikace hmoty na více a méně hustou) a některé z nich dokonce přežily období aktivní vulkanismus a tvoří oceány magmatu na povrchu jako moře na Měsíci. Zdrojem zahřívání může být buď rozpad radioaktivních izotopů, nebo působení indukčních proudů indukovaných v látce těchto těles mohutnými proudy nabitých částic z mladého a aktivního Slunce.

Mateřská tělesa asteroidů (protoasteroidy), z nějakého důvodu zachovaná dodnes, jsou takové největší asteroidy jako Ceres a (4) Vesta . V procesu gravitační diferenciace protoasteroidů, které prošly zahřátím dostatečným k roztavení jejich silikátové látky, se v nich oddělila kovová jádra a lehčí silikátové obaly a v některých případech (například u Vesta) dokonce i čedičová kůra, jako na pozemských planetách. . Protože však materiál v zóně asteroidů obsahoval značné množství těkavých sloučenin, byl jeho průměrný bod tání relativně nízký. Jak ukazuje matematické modelování a numerické výpočty, pro takovou silikátovou látku by to mohlo být v rozmezí 500–1000 °C. Takto nízká teplota v kombinaci s malou velikostí planetek zajistila rychlé ochlazení protoasteroidů, v důsledku čehož podle výpočtů nemohla doba tání těchto těles trvat déle než několik milionů let [42] . Studie krystalů zirkonia nalezených v srpnu 2007 v antarktických meteoritech, údajně pocházejících z Vesty, potvrzuje, že jeho látka byla podle geologických standardů velmi krátkou dobu v roztaveném stavu [43] .

Migrace Jupiteru do vnitřní části Sluneční soustavy, která začala téměř současně s těmito procesy, a v důsledku toho orbitální rezonance, které se prohnaly pásem asteroidů, vedly k tomu, že protoasteroidy, které se právě zformovaly a prošly diferenciace střev začala de-orbit a narážela do sebe. Při relativní rychlosti několika kilometrů za sekundu vedly srážky těles složených z několika silikátových skořepin s různou mechanickou pevností (čím více kovů obsahuje pevná látka, tím je odolnější), k „odloupnutí“ a rozdrcení na malé úlomky. , v první řadě nejméně odolné vnější silikátové obaly, což vedlo ke vzniku velkého množství nových asteroidů, ale mnohem menších.

Tyto úlomky, stejně jako větší těla, však v hlavním pásu dlouho nezůstaly, ale byly rozptýleny a z větší části vyhozeny z hlavního pásu. Hlavním mechanismem takového rozptylu by mohla být orbitální rezonance s Jupiterem. 4:1 a 2:1 rezonance při 2,06 a 3,27 AU. lze považovat za vnitřní a vnější hranice hlavního pásu, za nimiž počet asteroidů prudce klesá. Dráhy asteroidů, které spadají do rezonanční oblasti, se stávají extrémně nestabilními, takže asteroidy jsou z těchto drah vyvrženy během poměrně krátké doby a přesunou se na stabilnější nebo úplně opustí sluneční soustavu. Většina asteroidů, které dopadly na tyto dráhy, byla rozptýlena buď Marsem nebo Jupiterem [44] . Asteroidy maďarské rodiny umístěné uvnitř rezonance 4:1 a planetky Cybele na vnějším okraji pásu jsou chráněny před rozptylem vysokým sklonem orbity [45] .

Jak však ukazuje numerická simulace kolizí silikátových těles o velikosti asteroidu, mnoho z asteroidů, které nyní existují po vzájemných srážkách, by se mohlo znovu akumulovat, tedy spojit se ze zbývajících fragmentů, a nepředstavovat tak monolitická tělesa, ale pohybující se „ hromady “. z dlažebních kostek “.

Takové srážky by také mohly vést ke vzniku malých satelitů, které k nim gravitačně váže řada asteroidů. Tato hypotéza, byť v minulosti vyvolala bouřlivé diskuse mezi vědci, byla potvrzena zejména pozorováním konkrétní změny jasnosti planetek a poté přímo na příkladu planetky (243) Ida . 28. srpna 1993 se sondě Galileo podařilo získat snímky tohoto asteroidu spolu s jeho satelitem (který byl později pojmenován Dactyl ). Velikost Idy je 58 × 23 km, Daktyl 1,5 km, vzdálenost mezi nimi je 85 km.

Když Jupiterova migrace ustala a oběžné dráhy asteroidů se stabilizovaly, počet srážek mezi asteroidy prudce klesl, což vedlo k relativně stabilní distribuci velikosti asteroidů po většinu historie hlavního pásu [46] .

Zajímavé je, že když se pás asteroidů teprve začínal formovat, ve vzdálenosti 2,7 AU. od Slunce vznikla tzv. „sněhová čára“, kdy maximální teplota na povrchu planetky nepřesáhla teplotu tání ledu. Díky tomu mohla voda ve formě ledu kondenzovat na asteroidech, které se vytvořily mimo tuto linii, což vedlo ke vzniku asteroidů s velkým množstvím ledu na povrchu [47] [48] .

Jednou z odrůd takových asteroidů jsou komety hlavního pásu , jejichž objev byl oznámen v roce 2006. Jsou umístěny ve vnější části hlavního pásu mimo sněžnou čáru. Je docela možné, že tyto asteroidy by mohly být zdrojem vody v pozemských oceánech, které zasáhly Zemi během bombardování kometami, protože izotopové složení hmoty komet z Oortova oblaku neodpovídá rozložení izotopů v voda zemské hydrosféry [49] .

Dráhy a rotace

Asteroidy se pohybují po oběžných drahách kolem Slunce ve stejném směru jako planety, v závislosti na velikosti hlavní poloosy se doba jejich rotace pohybuje od 3,5 do 6 let. Většina asteroidů, jak je vidět z diagramu vpravo, se pohybuje po drahách s excentricitou ne větší než 0,4, ale existuje poměrně málo asteroidů, které se pohybují po vysoce protáhlých drahách s excentricitou až 0,6, např. asteroid (944) Hidalgo a vyšší. Sklon oběžné dráhy typického asteroidu nepřesahuje 30 °, i když jsou zde i držitelé rekordů: asteroid (945) Barcelona , ​​jehož sklon oběžné dráhy je 32,8 °. U většiny asteroidů není průměrný sklon oběžné dráhy větší než 4° a excentricita je asi 0,07 [50] .

Oblast prostoru nacházející se mezi dvěma orbitálními rezonancemi 4:1 a 2:1, která odpovídá oběžným vzdálenostem 2,06 a 3,27 AU, se někdy nazývá jádro pásu asteroidů a obsahuje až 93,4 % všech číslovaných planetek. Zahrnuje asteroidy s excentricitou ne větší než 0,33 a sklonem menším než 20°, jejichž hlavní poloosy leží ve výše uvedených mezích [51] .

Povrch většiny asteroidů s průměrem větším než 100 m je pravděpodobně pokryt silnou vrstvou drcené horniny a prachu, vzniklé při pádu meteoritů nebo nashromážděné během orbitálního pohybu [52] . Měření period rotace planetek kolem jejich osy ukázala, že pro relativně velké planetky s průměrem větším než 100 m existuje horní hranice rychlosti rotace, což je 2,2 hodiny. U rychleji rotujících asteroidů začnou setrvačné síly vyplývající z rotace převyšovat sílu gravitace , díky čemuž na povrchu takového asteroidu nemůže nic spočívat. Veškerý prach a suť, která se objeví na jejím povrchu při pádu meteoritů, je okamžitě vymrštěna do okolního prostoru. Asteroid, který je pevným pevným tělesem, a nikoli jen hromadou suti , se však díky kohezním silám působícím uvnitř v zásadě může otáčet vyšší rychlostí.

Vliv Yarkovského efektu

I když jsou orbitální rezonance s Jupiterem nejúčinnějším a nejúčinnějším způsobem, jak změnit oběžné dráhy asteroidů, existují i ​​jiné mechanismy pro přemístění asteroidů z jejich původních drah. Jedním z takových mechanismů je Yarkovského efekt .

Předpověděl ji ruský vědec 19. století I. O. Jarkovskij a spočívá v možnosti změny oběžné dráhy tělesa v kosmickém prostoru vlivem tlaku slunečního světla. Navrhl, že sluneční světlo je schopno nést malou hybnost , která se přenáší na kosmické tělo, když absorbuje světlo. A nerovnoměrnost tepelného vyzařování ohřívací a chladící strany samotného kosmického tělesa vede k vytvoření slabého reaktivního impulsu, jehož hodnota je dostatečná pro pomalou změnu hlavní poloosy drah malých asteroidy s nízkou hmotností [53] .

Zároveň přímé sluneční světlo není schopno změnit oběžnou dráhu asteroidu, protože působí podél stejné osy jako gravitační přitažlivost Slunce. Klíčovou myšlenkou je, že asteroid má jiné rozložení teplot na povrchu, a tedy i jinou intenzitu infračerveného záření. Čím více zahřáté těleso (večerní strana tělesa), tím více tepla povrch vyzařuje a tím silnější je generovaný reaktivní impuls, na druhou stranu čím chladnější je povrch (ranní strana tělesa), tím nižší je intenzita infračerveného záření. záření a tím slabší je generovaný reaktivní impuls. Toto je přesně mechanismus změny oběžné dráhy: velký reaktivní impuls působí na těleso z ohřáté strany a impuls ze studené strany je příliš malý na to, aby jej kompenzoval, v závislosti na směru otáčení tělesa. asteroid, jeho pohyb na oběžné dráze se zpomalí nebo zrychlí a změna rychlosti způsobí odsunutí nebo přiblížení tělesa ke Slunci [54] .

Dopad tohoto efektu však není omezen pouze na jednu změnu na oběžné dráze. S přihlédnutím k vlivu některých nových parametrů, jako je albedo a tvar planetky, může tento efekt způsobit i změnu rychlosti rotace planetky nejen po oběžné dráze, ale i kolem její osy, a také ovlivnit úhel jeho sklonu a precese. Tato rafinovaná verze Yarkovského efektu se nazývá YORP efekt , což je zkratka prvních písmen jmen vědců, kteří nejvíce přispěli ke studiu tohoto jevu. Hlavní podmínkou pro projevení tohoto efektu je nesprávný tvar těla. Kvůli tomu při infračerveném záření z té části asteroidu, která je nejvzdálenější od jeho středu hmoty, při působení reaktivního pulzu vzniká točivý moment, který způsobuje změnu úhlové rychlosti rotace asteroidu [55] .

Kirkwoodovy štěrbiny

Hlavní poloosa asteroidu se používá k popisu velikosti jeho oběžné dráhy kolem Slunce a spolu s excentricitou určuje dobu oběhu asteroidu. V roce 1866 americký astronom Daniel Kirkwood navrhl existenci prázdných oblastí v pásu asteroidů, kde téměř úplně chybí. Období revoluce asteroidů v těchto oblastech, nazývané "Kirkwoodské mezery" , je v jednoduchém celočíselném poměru s oběžnou dobou Jupiteru, což vede k pravidelným přibližování asteroidů k ​​obří planetě, což způsobuje jev orbitální rezonance . Gravitační vliv Jupitera zároveň způsobuje destabilizaci drah asteroidů, která se projevuje zvýšením excentricity a v důsledku toho ztrátou stability oběžné dráhy a v konečném důsledku vede k vymrštění asteroidů z rezonanční oblasti [56] . Stejné asteroidy, které stále rotují v těchto oblastech, buď tam původně byly („Trojany“) [57] , nebo tam byly vrženy v důsledku vzájemných kolizí.

Orbitální rezonance jsou slabé (9:2, 10:3, 11:6 a další), kdy se přiblížení k Jupiteru, byť pravidelné, příliš často nevyskytují - v takových oblastech planetek, i když znatelně méně, se přesto vyskytují [ 58] - a silný (4:1, 3:1, 5:2, 2:1), kdy k setkání s Jupiterem dochází velmi často, jednou za pár let - prakticky žádné asteroidy tam nejsou. Celý pás asteroidů je někdy konvenčně rozdělen do tří zón.

Hlavní pás je často také rozdělen na dvě části: vnitřní a vnější . Vnitřní část pásu zahrnuje asteroidy, které se nacházejí blíže k oběžné dráze Marsu před orbitální rezonancí 3:1 ve vzdálenosti 2,5 AU, a vnější část zahrnuje asteroidy umístěné blíže k Jupiteru , již za touto hranicí (někteří autoři, veďte jej však ve vzdálenosti 3,3 AU, což odpovídá orbitální rezonanci 2:1).

Na rozdíl od mezer v Saturnových prstencích nelze mezery v pásu asteroidů při fotografování rezonanční oblasti vizuálně vidět, protože všechny asteroidy se pohybují po eliptických drahách a čas od času se kříží s rezonančními drahami. Proto se ve skutečnosti prostorová hustota asteroidů v těchto oblastech v žádné době příliš neliší od sousedních oblastí [60] .

Vzhledem k tomu, že během formování Sluneční soustavy prošla dráha Jupitera, stejně jako dráhy jiných planet, významnými změnami a samotné oblasti orbitálních rezonancí (Kirkwoodovy sloty) se pohybovaly spolu s planetou [33] , může to vysvětlovat, proč některé velké asteroidy jsou stále v oblasti rezonancí.

Rodiny a skupiny asteroidů

Rodiny asteroidů objevil v roce 1918 japonský astronom Kiyotsugu Hirayama , který provedl srovnávací analýzu drah poměrně velkého počtu asteroidů a jako první si všiml, že tyto parametry jsou u některých z nich podobné [61] .

K dnešnímu dni je známo, že téměř každý třetí asteroid je součástí rodiny. Známkou toho, že asteroidy patří do stejné rodiny, jsou přibližně stejné orbitální parametry, jako je hlavní poloosa, excentricita a sklon oběžné dráhy, stejně jako podobné spektrální rysy, které označují společný původ asteroidů vytvořené rodiny. následkem rozpadu většího tělesa. Konstrukce diagramu závislosti sklonů drah planetek na jejich excentricitě umožňuje vizuálně rozlišit skupiny planetek, které naznačují existenci rodiny.

Již bylo objeveno několik desítek rodin asteroidů, většina z nich je malá jak velikostí, tak počtem asteroidů, ale existují i ​​velmi velké rodiny. Nedávno bylo objeveno několik desítek dalších kup asteroidů, ale jejich stav ještě nebyl přesně určen. To lze s konečnou platností potvrdit pouze v případě, že spektrální charakteristiky asteroidů jsou společné [62] . Menší asociace asteroidů se nazývají skupiny nebo shluky.

Zde jsou některé z největších rodin asteroidů seřazené vzestupně podle jejich hlavních poloos: rodina Flora , rodina Eunomia , rodina Koronida , rodina Eos a rodina Themis [63] . Rodina Flora je jednou z nejpočetnějších, zahrnuje více než 800 planetek, mohla vzniknout v důsledku srážky dvou velkých planetek asi před miliardou let [64] . Převážnou část rodin tvoří malé asteroidy, ale jsou mezi nimi i velmi velké. Největší asteroid, který je součástí čeledi, je asteroid (4) Vesta , který vede stejnojmennou rodinu . Předpokládá se, že vznikla, když velký meteorit spadl na Vestu poblíž jejího jižního pólu, který z ní vyrazil velké množství úlomků, ze kterých se stala rodina. Některé z nich dopadly na Zemi ve formě meteoritů HED.[65] .

Kromě toho byly v hlavním pásu nalezeny tři prachové pásy, které, soudě podle orbitálních parametrů, mohou být spojeny se třemi rodinami asteroidů: Eos, Koronids a Themis [66] .

Rodiny na hranicích hlavního pásu

Další zajímavou rodinou asteroidů je maďarská rodina , která se nachází poblíž vnitřní hranice hlavního pásu (mezi 1,78 a 2,0 AU, se středními hlavními poloosami 1,9 AU). Tato malá rodina 52 planetek je pojmenována po největším členovi, planetce (434) Hungary . Asteroidy maďarské rodiny jsou odděleny od hlavní hmoty asteroidů hlavního pásu Kirkwoodovou mezerou odpovídající jedné ze čtyř silných orbitálních rezonancí 4:1 a mají významný sklon oběžné dráhy. Navíc kvůli relativně vysoké excentricitě někteří její členové v procesu pohybu kolem Slunce překročí dráhu Marsu a v důsledku toho zaznamenají silný gravitační efekt z jeho strany, což je pravděpodobně faktor snižující počet této čeledi [67] .

Další skupinou asteroidů ve vnitřním hlavním pásu, která má mezi svými členy nejvyšší sklon oběžné dráhy, je rodina Phocaea . Naprostá většina jeho zástupců patří do světelné spektrální třídy S, zatímco většina asteroidů maďarské rodiny patří do třídy E [68] . Dráhy asteroidů rodiny Phocaea se nacházejí mezi 2,25 a 2,5 AU. ze slunce.

Několik rodin asteroidů také patří k vnější hranici hlavního pásu. Mezi nimi se rozlišuje rodina Cybele , která je v intervalu mezi 3,3 a 3,5 a.u. od Slunce a ve slabé orbitální rezonanci 7:4 s Jupiterem, stejně jako rodina Hilda na drahách mezi 3,5 a 4,2 AU, v orbitální rezonanci 3:2 s Jupiterem. Za vzdáleností 4,2 AU a až po oběžnou dráhu Jupitera se asteroidy nacházejí také, ale mnohem méně často než v samotném pásu. Ale na samotné oběžné dráze Jupiteru jsou dvě velmi velké skupiny asteroidů, nazývané trojany , které jsou omezeny na dva Lagrangeovy body L4 a L5 . Trojské asteroidy však neexistují pouze kolem Jupitera, ale také kolem většiny ostatních vnějších planet [69] .

Mladé rodiny

Některé z rodin, které dnes existují, vznikly v astronomickém měřítku velmi nedávno. Pozoruhodným příkladem je rodina Carina , která vznikla relativně nedávno, před 5,7 miliony let, v důsledku katastrofické srážky dvou těles o průměru 30 a 5 km [70] . Další mladá skupina asteroidů, rodina Veritas , tvořila 8,3 Ma, rovněž při srážce; zahrnuje 62 asteroidů a také obíhající oblak prachu [71] [72] [73] .

Ještě mladší je kupa Datura , která vznikla v důsledku srážky dvou malých asteroidů asi před 450 tisíci lety, podle údajů o drahách členů kupy. Další mladou kupou, o něco starší než ta předchozí, je hvězdokupa Iannini (4652) , která vznikla pravděpodobně před 1 až 5 miliony let [72] [73] .

Srážky

Poměrně vysoká koncentrace těles v hlavním pásu vytváří prostředí, ve kterém ke srážkám mezi asteroidy dochází na astronomické poměry velmi často. Ke srážkám mezi velkými asteroidy o poloměrech asi 10 km tedy dochází jednou za 10 milionů let [74] . Když se srazí velké asteroidy, rozpadnou se na samostatné fragmenty, což může vést k vytvoření nové rodiny nebo kupy asteroidů. Pokud se však asteroidy k sobě přiblíží relativně nízkou rychlostí, může to vést nikoli k fragmentaci planetek, ale naopak k jejich sjednocení do jednoho většího tělesa. Právě tento proces vedl před 4 miliardami let ke vzniku planet. Od té doby vliv těchto dvou procesů zcela změnil pás asteroidů a nyní je radikálně odlišný od toho, co bylo v minulosti.

Možné následky kolize v pásu asteroidů byly detekovány pomocí Hubbleova teleskopu , jehož data ukázala přítomnost kometární aktivity v blízkosti asteroidu (596) Sheila od 11. listopadu do 3. prosince 2010. Vědci předpokládají, že se tento asteroid srazil s neznámým objektem o průměru asi 35 m rychlostí asi 5 km/s [75] .

Prach

Spolu s asteroidy jsou v pásu také prachové chocholy složené z mikročástic o poloměru několika stovek mikrometrů, které vznikly v důsledku srážek mezi asteroidy a jejich bombardováním mikrometeority. Vlivem Poynting-Robertsonova jevu se však tento prach působením slunečního záření postupně spirálovitě stáčí ke Slunci [76] .

Kombinace prachu asteroidů a prachu vyvrženého kometami dává fenomén zvířetníkového světla . Tato slabá záře se rozprostírá v rovině ekliptiky ve formě trojúhelníku a lze ji vidět v rovníkových oblastech krátce po západu slunce nebo krátce před východem slunce. Velikost částic, které ji způsobují, se v průměru pohybuje kolem 40 mikronů a jejich životnost nepřesahuje 700 tisíc let. Přítomnost těchto částic tedy naznačuje, že proces jejich tvorby probíhá nepřetržitě [76] .

Meteority

Úlomky ze srážek asteroidů mohou být rozptýleny po celé sluneční soustavě a některé z nich se někdy setkají s naší planetou a dopadají na její povrch v podobě meteoritů [77] . Téměř všechny meteority nalezené na zemském povrchu (99,8 %), kterých je dnes asi 30 000, se najednou objevily v pásu asteroidů [78] . V září 2007 byly zveřejněny výsledky česko-americké studie, podle které bylo v důsledku srážky s planetkou (298) Baptistina, dalším velkým tělesem, vyvrženo velké množství velkých úlomků do vnitřní části sluneční soustavy, z nichž některé by mohly mít vážný dopad na soustavu Země – Měsíc. Zejména se věří, že mohou být zodpovědné za vznik kráteru Tycho na povrchu Měsíce a kráteru Chicxulub v Mexiku , vzniklého při pádu meteoritu, který podle některých verzí zabil dinosaury 65 před miliony let [79] . Ve vědecké komunitě však v této otázce nepanuje jednota – kromě Baptistiny existují i ​​další asteroidy, jejichž úlomky mohou být viníky této katastrofy.

Fyzikální vlastnosti

Na rozdíl od všeobecného přesvědčení je vzdálenost mezi objekty v pásu asteroidů velká. Navzdory skutečnosti, že počet asteroidů objevených v roce 2011 přesáhl 300 000 a celkově je v pásu několik milionů nebo více objektů (podle toho, kde nakreslit spodní hranici velikosti), množství prostoru, které pás asteroidů zabírá, je obrovská a v důsledku toho je hustota objektů v pásu velmi nízká. Pravděpodobnost nejen srážky, ale prostě náhodného neplánovaného přiblížení například kosmické lodi s nějakým asteroidem, se nyní odhaduje na méně než jedna ku miliardě [80] .

Rozměry a hmotnost

Planetky jsou tělesa o průměru větším než 30 m, menší tělesa se nazývají meteoroidy [81] . V pásu planetek je velmi málo velkých těles, např. je zde asi 200 planetek o průměru větším než 100 km [82] , dosud je známo asi 1000 asteroidů s průměrem větším než 15 km a výzkumná data v r. infračervený rozsah spektra naznačuje, že kromě nich v hlavním pásu stále existuje od 700 tisíc do 1,7 milionu asteroidů o průměru 1 km nebo více [83] . Velikost planetek se pohybuje od 11 m do 19 m a u většiny z nich je asi 16 m [50] .

Celková hmotnost všech asteroidů hlavního pásu je přibližně rovna 3,0⋅10 21 až 3,6⋅10 21 kg, což jsou pouze 4 % hmotnosti Měsíce nebo 0,06 % hmotnosti Země [84] [85] . Polovina této hmoty připadá na 4 největší asteroidy z první desítky: Ceres , Vesta , Pallas a Hygiea a téměř třetina připadá na Ceres [7] .

Složení

Naprostá většina objektů v hlavním pásu jsou asteroidy tří hlavních tříd: tmavé uhlíkové asteroidy třídy C , lehké silikátové asteroidy třídy S a kovové asteroidy třídy M . Existují asteroidy jiných, specifičtějších tříd, ale jejich obsah v pásu je extrémně malý.

Uhlíkaté asteroidy třídy C , tak pojmenované kvůli vysokému procentu nejjednodušších uhlíkových sloučenin v jejich složení, jsou nejčastějšími objekty v hlavním pásu, tvoří 75 % všech asteroidů, jejich koncentrace je zvláště vysoká ve vnějších oblastech pás [86] . Tyto asteroidy mají mírně načervenalý odstín a velmi nízké albedo (mezi 0,03 a 0,0938). Protože odrážejí velmi málo slunečního světla, je těžké je spatřit. Je pravděpodobné, že v pásu asteroidů je stále mnoho relativně velkých asteroidů, které patří do této třídy, ale zatím nebyly nalezeny kvůli jejich nízké jasnosti. Ale tyto asteroidy vyzařují poměrně silně v infračervené oblasti kvůli přítomnosti vody v jejich složení. Obecně jejich spektra odpovídají spektru látky, ze které vznikla sluneční soustava, s výjimkou těkavých prvků. Svým složením jsou velmi blízké uhlíkatým chondritovým meteoritům, které se často vyskytují na Zemi. Největším zástupcem této třídy je planetka (10) Hygiea .

Druhou nejčastější spektrální třídou mezi asteroidy hlavního pásu je třída S , která kombinuje silikátové asteroidy vnitřní části pásu, umístěné do vzdálenosti 2,5 AU. ze Slunce [86] [87] . Spektrální analýza těchto asteroidů odhalila přítomnost různých křemičitanů a některých kovů (železa a hořčíku) na jejich povrchu, ale téměř úplnou absenci jakýchkoli sloučenin uhlíku. To naznačuje, že horniny prošly během existence těchto asteroidů významnými změnami, pravděpodobně v důsledku částečného tání a diferenciace. Mají poměrně vysoké albedo (mezi 0,10 a 0,2238) a tvoří 17 % všech asteroidů. Asteroid (3) Juno je největším zástupcem této třídy.

Kovové asteroidy třídy M , bohaté na nikl a železo, tvoří 10 % všech pásových asteroidů a mají středně vysoké albedo (mezi 0,1 a 0,1838). Jsou umístěny hlavně v centrálních oblastech pásu ve vzdálenosti 2,7 AU. ze Slunce [63] a mohou to být fragmenty kovových jader velkých planetesimál , jako je Ceres, které existovaly na úsvitu formování sluneční soustavy a byly zničeny při vzájemných srážkách. V případě kovových asteroidů však věci nejsou tak jednoduché. V průběhu výzkumu bylo objeveno několik těles, např. planetka (22) Calliope , jejíž spektrum se blíží spektru asteroidů třídy M, ale zároveň mají extrémně nízkou hustotu na kovové planetky [88] . Chemické složení takových asteroidů je dnes prakticky neznámé a je docela možné, že se svým složením blíží asteroidům třídy C nebo S [89] .

Jednou ze záhad pásu asteroidů jsou poměrně vzácné čedičové asteroidy třídy V [90] . Teorie formování pásu asteroidů předpovídala, že v raném stadiu v pásu asteroidů mělo být mnoho velkých objektů velikosti Vesta, ve kterých by měla začít diferenciace podloží. Takové objekty musely mít kůru a plášť složený převážně z čedičových hornin. Při následné destrukci těchto planetesimál musela být více než polovina asteroidů složena z čediče a olivínu . Ve skutečnosti se ukázalo, že v pásu asteroidů chybí 99 % čedičového materiálu [91] . Do roku 2001 se věřilo, že většina čedičových objektů v pásu asteroidů jsou úlomky kůry Vesta (odtud název třídy V), ale podrobná studie asteroidu (1459) Hořčík odhalil určité rozdíly v chemickém složení dříve objevil čedičové asteroidy, což naznačuje jejich samostatný původ [91] . Tato skutečnost byla potvrzena v souvislosti s podrobnějším studiem v roce 2007 ve vnější části pásu dvou planetek různého čedičového složení: (7472) Kumakiri a (10537) 1991 RY 16 , které nemají s Vestou nic společného. Tato dvě tělesa jsou jedinými asteroidy této třídy nalezenými ve vnější části hlavního pásu [90] .

Existuje poměrně jasný vztah mezi složením asteroidu a jeho vzdáleností od Slunce. Kamenné asteroidy, složené z bezvodých křemičitanů, se zpravidla nacházejí blíže Slunci než uhlíkaté jílové planetky, ve kterých se často nacházejí stopy vody, většinou ve vázaném stavu, ale případně i ve formě běžného vodního ledu. Asteroidy v blízkosti Slunce mají přitom výrazně vyšší albedo než asteroidy ve středu a na periferii. Předpokládá se, že je to způsobeno vlastnostmi té části protoplanetárního disku, ze kterého byly asteroidy vytvořeny. Ve vnitřních oblastech pásu byl vliv slunečního záření výraznější, což vedlo k vyfukování lehkých prvků, zejména vody, na periferii. V důsledku toho na asteroidech vnější části pásu kondenzovala voda a ve vnitřních oblastech, kde se asteroidy docela dobře ohřívají, nezůstala prakticky žádná voda.

Teplota na povrchu asteroidu závisí na vzdálenosti od Slunce a jeho albedu. Pro prachové částice ve vzdálenosti 2,2 a.u. teplotní rozsah začíná od 200 K (-73 °C) a níže a ve vzdálenosti 3,2 AU. již od 165 K (−108 °C) [92] . U asteroidů to ale tak úplně neplatí, jelikož vlivem rotace se teploty na jeho denní a noční straně mohou výrazně lišit.

Komety hlavního pásu

Mezi asteroidy hlavního pásu jsou také ty, u kterých byl v určité vzdálenosti od Slunce zaznamenán projev kometární aktivity, vyjádřený výskytem plynového nebo prachového ohonu v nich, které se objevují na krátkou dobu když tělo prochází blízko perihélia ( Ceres , (596) Sheila , (62412 ) 2000 SY178 a další). Protože dráhy, po kterých se tyto komety pohybují, vylučují možnost jejich výskytu v hlavním pásu v důsledku zachycení klasických komet, má se za to, že se vytvořily v samotném pásu, v jeho vnější části. To naznačuje, že mnoho objektů ve vnějším pásu může obsahovat led, který se vypařuje, když je povrch asteroidu zahříván Sluncem. Je možné, že to byly komety hlavního pásu, které byly zdrojem oceánů na Zemi, protože poměr deuteria a vodíku v nich je pro klasické komety příliš nízký [93] .

Největší objekty v pásu asteroidů

Největší objekty v pásu asteroidů jsou Ceres , (4) Vesta , (2) Pallas a (10) Hygiea . Přestože sdílejí mnoho vlastností, pouze jedna z nich, Ceres, byla shledána dostatečně kulatou na to, aby se kvalifikovala jako trpasličí planeta [94] . Ostatním třem však může být v budoucnu také přidělen tento status [95] [96] .

Objekt Fotka Průměrný průměr
km 		Průměrný průměr
D 		Objem
10 9 km 3 		Svazek
V 		Hmotnost
⋅10 21 kg 		Mše
M 		Hustota
g/ cm3 		Gravitace
m/s 2 		gravitace
 Typ objektu
Ceres ‡ 950,0 0,0746 0,437 0,0004 0,95 0,000159 2.08 0,27 0,0275 Asteroid trpasličí planety
(4) Vesta $
525,4 0,04175 0,078 0,00007 0,259 0,0000438 3,456 [97] 0,251 0,0256 Asteroid
(2) Pallas $ 512 [98] 0,04175 0,078 0,00007 0,211 0,0000353 2.8 [99] 0,2 0,02 Asteroid
(10) Hygiena $ 407,12 [100] [101] 0,032 0,04 0,00003 0,0885 1,0⋅10 -5 2.5 0,143 0,02 Asteroid

Ceres

Ceres má téměř kulový tvar a má průměr přibližně 950 km, což je téměř třetina měsíčního průměru, s hmotností rovnou 9,43⋅10 20 kg, což je již jen 1,3 % hmotnosti Měsíce, ale rovná třetině hmotnosti všech asteroidů hlavního pásu. Leží ve vzdálenosti 2,766 AU, což je velmi blízko středu hmoty hlavního pásu, který se nachází ve vzdálenosti 2,8 AU. [60] Absolutní velikost Ceres je 3,32 m , což je mnohem větší než kterýkoli asteroid [102] a lze to vysvětlit vrstvou ledu na jeho povrchu [103] , ale i přes to se stále jedná o velmi tmavé těleso, který odráží pouze 5 % dopadajícího světla.

Podobně jako na pozemských planetách i na Ceres došlo k diferenciaci hmoty na silikátové jádro obklopené ledovým pláštěm a tenkou uhlíkovou kůrou [103] . Malá část ledu na povrchu se periodicky na krátkou dobu vypařuje a vytváří kolem ní zdání velmi řídké atmosféry.

Vesta

Asteroid (4) Vesta , objevený Olbersem v roce 1807, mezi asteroidy hlavního pásu, je na prvním místě v jasnosti, na druhém místě v hmotnosti a na třetím místě ve velikosti. Je to také jediný asteroid, který měl umělý satelit . Jeho povrch odráží 42 % světla dopadajícího na něj, což je dokonce více než na Zemi (37 %). S průměrným průměrem 530 km tvoří 9 % hmotnosti pásu asteroidů a obíhá kolem Slunce přibližně ve stejné vzdálenosti jako Ceres. Protože Vesta vznikla mimo sněžnou čáru, je prakticky bez vody [104] [105] a skládá se z hustého kovového jádra ze směsi železa a niklu, čedičového pláště (hlavně olivín ) [91] a velmi tenkého, jen několik kilometrů hustá, kůra.

Nedaleko jižního pólu Vesta je velký kráter po pádu velkého asteroidu. V důsledku této kolize bylo z Vesty vymrštěno obrovské množství úlomků, které pak kolem ní vytvořily rodinu asteroidů , jejichž celková hmotnost (bez hmotnosti samotné Vesty) je asi 1 % hmotnosti všech asteroidů. hlavního pásu; stejně jako speciální spektrální třída V z úlomků hornin vyražených z povrchu a třída J z horniny umístěné blíže středu asteroidu. Většina členů této rodiny je rozptýlena kvůli blízkosti orbitální rezonance 3:1 s Jupiterem a někteří z nich dopadli na Zemi ve formě meteoritů.

Pallas

Asteroid (2) Pallas  je druhý největší objekt v pásu asteroidů, ale pokud je Ceres považována pouze za trpasličí planetu, pak je Pallas největším asteroidem. Je méně masivní než Vesta, ale tvoří 7 % hmotnosti hlavního pásu. Pallas je zajímavý tím, že stejně jako Uran má poměrně silný sklon osy rotace, rovných 34° [106] , zatímco u dalších tří největších planetek tento úhel nepřesahuje 10°. Stejně jako Ceres patří do třídy C , bohaté na uhlík a křemík, a proto má nízké albedo 12 % [107] . Asteroid se po oběžné dráze pohybuje s velkou excentricitou 0,32, a proto se jeho vzdálenost ke Slunci velmi liší: od 2,1 AU do 2,1 AU. do 3,4 a.u.

Hygeia

Největší uhlíková planetka (75 % všech planetek je uhlíková), nepravidelného tvaru s průměrným průměrem 431 km. (10) Hygiea je čtvrtá největší a představuje 3 % hmotnosti hlavního pásu. Patří mezi uhlíkové asteroidy s albedem 7 %, proto je i přes své velké rozměry ze Země dost špatně viditelný. Stojí v čele stejnojmenné rodiny a na rozdíl od ostatních tří asteroidů se nachází v blízkosti roviny ekliptiky [108] [109] a oběhne kolem Slunce za 5,5 roku.

Asteroidy jako zdroje zdrojů

Neustálý růst spotřeby zdrojů průmyslem vede k vyčerpání jejich zásob na Zemi, podle některých odhadů mohou zásoby takových klíčových prvků pro průmysl, jako je antimon , zinek , cín , stříbro , olovo , indium , zlato a měď . být vyčerpány do roku 2060-2070 [110] a zvláště se projeví potřeba hledat nové zdroje surovin.

Z hlediska průmyslového rozvoje patří asteroidy k nejdostupnějším tělesům sluneční soustavy. Vzhledem k nízké gravitaci vyžaduje přistání a start z jejich povrchu minimální spotřebu paliva, a pokud se k vývoji použijí blízkozemní asteroidy, pak budou náklady na dodání zdrojů z nich na Zemi nízké. Asteroidy mohou být zdrojem cenných zdrojů, jako je voda (ve formě ledu), ze které lze získat kyslík pro dýchání a vodík pro vesmírné palivo, stejně jako různé vzácné kovy a minerály, jako je železo , nikl , titan , kobalt a platina . a v menší míře i další prvky, jako je mangan , molybden , rhodium atd. Ve skutečnosti většina prvků těžších než železo, které se nyní těží z povrchu naší planety, jsou pozůstatky asteroidů, které dopadly na Zemi během pozdního těžké bombardování [111 ] [112] . Asteroidy jsou prakticky nevyčerpatelné zdroje zdrojů, např. jeden malý asteroid třídy M o průměru 1 km může obsahovat až 2 miliardy tun železno-niklové rudy, což je 2-3x více než produkce rudy v roce 2004 [ 113] . Průmyslový rozvoj asteroidů povede ke snížení cen těchto zdrojů, umožní aktivní rozvoj vesmírné infrastruktury nezbytné pro další průzkum vesmíru a také pomůže zamezit vyčerpání zdrojů Země.

Poznámky

  1. ↑ Gianluca Ranzini. Prostor. Atlas vesmíru supernovy / Přeloženo z italštiny. G. I. Semenová. - M .: Eksmo, 2007. - ISBN 978-5-699-11424-5 .
  2. ↑ E. V. Kononovich, V. I. Moroz. Obecný kurz astronomie. Učebnice pro astronomické katedry vysokých škol / Ed. V. V. Ivanova. - 2. vyd., opraveno. - M . : Editorial URSS, 2003. - ISBN 5-354-00866-2 .
  3. ↑ P. G. Kulikovskij. Referenční příručka pro amatérskou astronomii / Ed. V. G. Surdina . - 5. vydání, přepracované a zcela aktualizované. - M . : Editorial URSS, 2002. - ISBN 5-8360-0303-3 .
  4. ↑ Mann, Robert James. Průvodce poznáním nebes. - Jarrold, 1852. - S. 171, 216.
  5. ↑ Další zkoumání týkající se tvaru, velikosti, hmotnosti a oběžné dráhy planet asteroidů  //  The Edinburgh New Philosophical Journal : Journal. - Edinburgh, 1857. - Sv. V. _ — S. 191 .
  6. ↑ von Humboldt, Alexander. Cosmos: A Sketch of a Physical Description of the Universe  (anglicky) . - Harper & Brothers, New York (NY), 1850. - Sv. 1. - S. 44. - ISBN 0-8018-5503-9 .
  7. ↑ 1 2 Databáze malých těles NASA JPL Solar System (1  ) .
  8. ↑ 1 2 Hilton, J. Kdy se asteroidy staly vedlejšími planetami?  (anglicky) . Americká námořní observatoř (USNO) (2001). Získáno 1. října 2007. Archivováno z originálu 22. srpna 2011.
  9. ↑ Úsvit: Cesta k počátku Sluneční  soustavy . Centrum vesmírné fyziky: UCLA (2005). Získáno 3. listopadu 2007. Archivováno z originálu 22. srpna 2011.
  10. ↑ 1 2 Hoskin, Michael. Bodeův zákon a objev  Ceres . Churchill College, Cambridge . Získáno 12. července 2010. Archivováno z originálu 24. ledna 2012.
  11. ↑ 1 2 Zavolejte policii! Příběh za objevem asteroidů  //  Astronomy Now: journal. — Ne. června 2007 . - str. 60-61 .
  12. ↑ Pogge, Richard. Úvod do astronomie sluneční soustavy: Přednáška 45: Je Pluto planeta? . Úvod do astronomie sluneční soustavy . Státní univerzita v Ohiu (2006). Získáno 11. listopadu 2007. Archivováno z originálu 24. ledna 2012.
  13. ↑ etymonline: asteroid . Získáno 5. listopadu 2007. Archivováno z originálu 24. ledna 2012.
  14. ↑ DeForest, Jessica. Řecké a latinské kořeny . Michiganská státní univerzita (2000). Získáno 25. července 2007. Archivováno z originálu dne 24. ledna 2012.
  15. ↑ Cunningham, Clifford. William Hershel a první dva asteroidy . Observatoř tanečního sálu, Ontario (1984). Získáno 5. listopadu 2007. Archivováno z originálu 24. ledna 2012.
  16. ↑ Karpenko Yu. A. Kapitola VII Asteroidy // Jména hvězdné oblohy / A. V. Superanskaya. - M. : Nauka, 1981. - S. 97. - 184 s.
  17. ↑ Zaměstnanci. Astronomical Serendipity (nedostupný odkaz) . NASA JPL (2002). Získáno 20. dubna 2007. Archivováno z originálu 24. ledna 2012. 
  18. ↑ Je náhoda, že většina planet spadá do hranic Titius-Bodeho zákona? . astronomy.com . Datum přístupu: 16. října 2007. Archivováno z originálu 24. ledna 2012.
  19. ↑ 1 2 Hughes, David W. Stručná historie pozorování asteroidů . BBC. Získáno 20. dubna 2007. Archivováno z originálu 24. ledna 2012.
  20. ↑ Animace: Historie objevu asteroidu 1980-2010 . Získáno 30. září 2017. Archivováno z originálu 8. listopadu 2019.
  21. ↑ Statistika archivu MPC . Středisko malých planet IAU. Datum přístupu: 29. prosince 2010. Archivováno z originálu 24. ledna 2012.
  22. ↑ 243 Ida a daktyl. Nineplanets.org . Získáno 4. října 2008. Archivováno z originálu 19. března 2012.  (Angličtina)
  23. ↑ Barucci, M.A.; Fulchignoni, M.; and Rossi, A. Rosetta Asteroid Targets: 2867 Steins and 21 Lutetia  // Space Science Reviews  : journal  . - Springer , 2007. - Sv. 128 , č.p. 1-4 . - str. 67-78 . - doi : 10.1007/s11214-006-9029-6 .
  24. ↑ Oficiální stránky Near Earth Asteroid Rendezvous. Často kladené otázky. . Získáno 17. listopadu 2008. Archivováno z originálu 2. února 2012.  (Angličtina)
  25. ↑ Japonská sonda se vrací na Zemi po misi k asteroidu . Lenta.ru (13. června 2010). Získáno 14. srpna 2010. Archivováno z originálu 8. srpna 2011.
  26. ↑ Mise Úsvit  . jpl.nasa.gov . Získáno 20. října 2007. Archivováno z originálu 24. ledna 2012.
  27. ↑ Masetti, M.; a Mukai, K. Původ pásu asteroidů . NASA Goddard Spaceflight Center (1. prosince 2005). Získáno 25. dubna 2007. Archivováno z originálu 24. ledna 2012.
  28. ↑ Watanabe, Susan Záhady sluneční mlhoviny . NASA (20. července 2001). Získáno 2. dubna 2007. Archivováno z originálu 24. ledna 2012.
  29. ↑ Lin, Douglas Původ planet . "Ve světě vědy" č. 8, 2008. Staženo 2. dubna 2007. Archivováno 24. ledna 2012.
  30. ↑ Edgar, R.; a Artymowicz, P. Pumping of a Planetesimal Disc by a Rapidly Migrating Planet  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : journal  . - Oxford University Press , 2004. - Sv. 354 , č.p. 3 . - str. 769-772 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2004.08238.x . - . — arXiv : astro-ph/0409017 . Archivováno z originálu 21. června 2007.
  31. ↑ 1 2 Petit, J.-M.; Morbidelli, A.; and Chambers, J. The Primordial Excitation and Clearing of the Asteroid Belt  (anglicky)  // Icarus  : journal. - Elsevier , 2001. - Sv. 153 , č.p. 2 . - str. 338-347 . - doi : 10.1006/icar.2001.6702 . - .
  32. ↑ Asteroid (nepřístupný odkaz) . Získáno 25. října 2011. Archivováno z originálu 18. října 2011. 
  33. ↑ 1 2 Saturn a Jupiter udělali „díry“ v pásu asteroidů – výzkum . Získáno 28. července 2011. Archivováno z originálu 5. března 2016.
  34. ↑ Scott, ERD (13.–17. března 2006). „Omezení týkající se věku a mechanismu formování Jupitera a životnosti mlhoviny z Chondritů a asteroidů“ . Sborník 37. výroční konference o lunárních a planetárních vědách . League City, Texas: Lunární a planetární společnost. Archivováno z originálu dne 2015-03-19 . Získáno 2007-04-16 . Použitý zastaralý parametr |deadlink=( help );Zkontrolujte datum na |date=( nápověda v angličtině )
  35. ↑ V. V. Busarev. Asteroidy (SolarSystem/asteroids) (23. března 2010). Získáno 25. října 2011. Archivováno z originálu 12. ledna 2012.
  36. ↑ Clark, BE; Hapke, B.; Pieters, C.; a Britt, D. Asteroid Space Weathering and Regolith Evolution . University of Arizona (2002). Získáno 8. listopadu 2007. Archivováno z originálu 24. ledna 2012.
  37. ↑ Gaffey, Michael J. The Spectral and Physical Properties of Metal in Meteorite Assemblages: Implications for Asteroid Surface Materials (1996). Získáno 8. listopadu 2007. Archivováno z originálu 24. ledna 2012.
  38. ↑ Keil, K. Tepelné změny asteroidů: důkazy z meteoritů . Planetární a vesmírná věda (2000). Získáno 8. listopadu 2007. Archivováno z originálu 24. ledna 2012.
  39. ↑ Baragiola, R.A.; Duke, CA; Loeffler, M.; McFadden, L.A.; a Sheffield, J. Vliv iontů a mikrometeoritů na minerální povrchy: Změny odrazivosti a produkce atmosférických druhů v tělesech sluneční soustavy bez vzduchu (2003). Získáno 8. listopadu 2007. Archivováno z originálu 24. ledna 2012.
  40. ↑ From Dust to Planetesimals: Workshop at Ringberg Castle Germany (nedostupný odkaz) (2006). Získáno 8. listopadu 2007. Archivováno z originálu 24. ledna 2012. 
  41. ↑ Kracher, A. Asteroid 433 Eros a částečně diferencované planetesimály: hromadné vyčerpání versus povrchové vyčerpání síry (PDF). Amesova laboratoř (2005). Získáno 8. listopadu 2007. Archivováno z originálu 24. ledna 2012.
  42. ↑ Taylor, GJ; Keil, K.; McCoy, T.; Haack, H.; and Scott, ERD Diferenciace asteroidů - Pyroklastický vulkanismus až magmatické oceány // Meteoritika. - 1993. - T. 28 , č. 1 . - S. 34-52 . - .
  43. ↑ Kelly, Karen. Výzkumníci U of T objevují stopy rané sluneční soustavy (nedostupný odkaz) . University of Toronto (2007). Získáno 12. července 2010. Archivováno z originálu 24. ledna 2012. 
  44. ↑ Alfven, H.; a Arrhenius, G. The Small Bodies . SP-345 Vývoj sluneční soustavy . NASA (1976). Získáno 12. dubna 2007. Archivováno z originálu 24. ledna 2012.
  45. ↑ Skupina malých planet Hungaria . Získáno 21. června 2011. Archivováno z originálu 3. července 2019.
  46. ↑ Stilesi, Lori. Asteroidy způsobily ranou kataklyzmu vnitřní sluneční soustavy . University of Arizona News (15. září 2005). Získáno 18. dubna 2007. Archivováno z originálu 24. ledna 2012.
  47. ↑ Lecar, M.; Podolák, M.; Sasselov, D.; and Chiang, E. Infrared cirrus — Nové komponenty rozšířené infračervené emise  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2006. - Sv. 640 , č.p. 2 . - S. 1115-1118 . - doi : 10.1086/500287 . - .
  48. ↑ Berardelli, Phil. Komety hlavního pásu mohly být zdrojem zemské vody . Space Daily (23. března 2006). Získáno 27. října 2007. Archivováno z originálu 24. ledna 2012.
  49. ↑ Emily Lakdawalla . Objev zcela nového typu komety . Planetární společnost (28. dubna 2006). Získáno 20. dubna 2007. Archivováno z originálu 24. ledna 2012.
  50. ↑ 1 2 Williams, Gareth Distribuce malých planet . Centrum pro malé planety. Datum přístupu: 27. října 2010. Archivováno z originálu 24. ledna 2012.
  51. ↑ Tato hodnota byla získána jednoduchým sčítáním všech těles v této oblasti pomocí dat pro 120437 očíslovaných planetek z orbitální databáze Minor Planet Center . Centrum pro malé planety. Datum přístupu: 27. října 2010. Archivováno z originálu 24. ledna 2012.
  52. ↑ Rossi, Alessandro Záhady dne rotace asteroidů (odkaz není k dispozici) . The Spaceguard Foundation (20. května 2004). Získáno 9. dubna 2007. Archivováno z originálu 24. ledna 2012. 
  53. ↑ Surdin V.G. Efekt inženýra Yarkovského (nepřístupný odkaz) . StarContact (20. května 2004). Získáno 9. dubna 2007. Archivováno z originálu 24. ledna 2012. 
  54. ↑ Surdin V. G. Příroda: Efekt inženýra Yarkovského . Příroda. Získáno 9. dubna 2007. Archivováno z originálu 2. října 2013.
  55. ↑ YORP rotace: sluneční paprsky roztáčejí tryskové asteroidy (odkaz není dostupný) . Membrána . Získáno 29. října 2011. Archivováno z originálu 8. září 2011. 
  56. ↑ Fernie, J. Donald. Americký Kepler  // Americký vědec. - 1999. - T. 87 , č. 5 . - S. 398 .
  57. ↑ Liou, Jer-Chyi; a Malhotra, Renu. Depletion of the Outer Asteroid Belt  (anglicky)  // Science. - 1997. - Sv. 275 , č.p. 5298 . - str. 375-377 . - doi : 10.1126/science.275.5298.375 . — PMID 8994031 .
  58. ↑ Ferraz-Mello, S. (14.-18. června 1993). Kirkwoodské mezery a rezonanční skupiny . sborník 160. mezinárodní astronomické unie . Belgirate, Itálie: Kluwer Academic Publishers. str. 175-188. Archivováno z originálu dne 2017-11-08 . Získáno 28. 3. 2007 . Použitý zastaralý parametr |deadlink=( help );Zkontrolujte datum na |date=( nápověda v angličtině )
  59. ↑ Klacka, Josef. Rozložení hmoty v pásu asteroidů   // Země , Měsíc a planety : deník. - 1992. - Sv. 56 , č. 1 . - str. 47-52 . - doi : 10.1007/BF00054599 . - .
  60. ↑ 1 2 McBride, N.; and Hughes, DW Prostorová hustota asteroidů a její variace s hmotností asteroidů  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : journal  . - Oxford University Press , 1990. - Sv. 244 . - S. 513-520 . - .
  61. ↑ Hughes, David W. Hledání asteroidů ve vesmíru (odkaz není k dispozici) . BBC. Získáno 20. dubna 2007. Archivováno z originálu 24. ledna 2012. 
  62. ↑ Lemaitre, Anne (31. srpna – 4. září 2004). „Klasifikace rodiny asteroidů z velmi rozsáhlých katalogů“ . Sborník Dynamika populací planetárních soustav . Bělehrad, Srbsko a Černá Hora: Cambridge University Press. str. 135-144. Archivováno z originálu 2018-10-25 . Získáno 2007-04-15 . Použitý zastaralý parametr |deadlink=( help );Zkontrolujte datum na |date=( nápověda v angličtině )
  63. ↑ 1 2 Lang, Kenneth R. Asteroidy a meteority . NASA's Cosmos (2003). Získáno 2. dubna 2007. Archivováno z originálu 24. ledna 2012.
  64. ↑ Martel, Linda MV Drobné stopy po rozpadu velkého asteroidu . Objevy planetárního vědeckého výzkumu (9. března 2004). Získáno 2. dubna 2007. Archivováno z originálu 24. ledna 2012.
  65. ↑ Drake, Michael J. The eucrite/Vesta story   // Meteoritika a planetární věda : deník. - 2001. - Sv. 36 , č. 4 . - str. 501-513 . - doi : 10.1111/j.1945-5100.2001.tb01892.x . - .
  66. ↑ Láska, SG; and Brownlee, DE Příspěvek prachového pásu IRAS k meziplanetárnímu prachovému komplexu - Důkazy pozorované při 60 a 100 mikronech  // Astronomical Journal  :  journal. - 1992. - Sv. 104 , č. 6 . - str. 2236-2242 . - doi : 10.1086/116399 . - .
  67. ↑ Spratt, Christopher E. The Hungaria group of minor planets // Journal of the Royal Astronomical Society of Canada. - 1990. - T. 84 , č. 2 . - S. 123-131 . - .
  68. ↑ Carvano, JM; Lazzaro, D.; Mothe-Diniz, T.; Angeli, Kalifornie; and Florczak, M. Spectroscopic Survey of the Hungaria and Phocaea Dynamical Groups  (anglicky)  // Icarus  : journal. - Elsevier , 2001. - Sv. 149 , č. 1 . - S. 173-189 . - doi : 10.1006/icar.2000.6512 . - .
  69. ↑ Stránka trojského koně  . Získáno 2. dubna 2007. Archivováno z originálu 24. ledna 2012.
  70. ↑ Výzkumníci SwRI identifikovali událost rozpadu asteroidu v hlavním pásu asteroidů . SpaceRef.com (12. června 2002). Získáno 15. dubna 2007. Archivováno z originálu 24. ledna 2012.
  71. ↑ McKee, Maggie. Eon prachových bouří vysledovaných k rozbití asteroidu . New Scientist Space (18. ledna 2006). Získáno 15. dubna 2007. Archivováno z originálu 24. ledna 2012.
  72. ↑ 1 2 Nesvorný, D.; Vokrouhlick, D.; and Bottke, WF Rozpad asteroidu hlavního pásu před 450 tisíci lety  //  Science : journal. - 2006. - Sv. 312 , č.p. 5779 . - str. 1490 . - doi : 10.1126/science.1126175 . - . — PMID 16763141 .
  73. ↑ 1 2 Nesvorný, D.; Bottke, WF; Levison, H. F.; and Dones, L. Nedávný původ prachových pásů sluneční soustavy  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2003. - Sv. 591 , č.p. 1 . - str. 486-497 . - doi : 10.1086/374807 . - .
  74. ↑ Backman, D.E. Fluctuations in the General Zodiacal Cloud Density (odkaz není dostupný) . backman report . NASA Ames Research Center (6. března 1998). Získáno 4. dubna 2007. Archivováno z originálu 24. ledna 2012. 
  75. ↑ Jewitt, David ; Weaver, H.; Mutcher, M.; Larson, S.; Agarwal, J. Hubble Space Telescope Observations of Main Belt Comet (596) Scheila  (anglicky)  // The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2011. - Sv. 733 . — P.L4 . - doi : 10.1088/2041-8205/733/1/L4 . - . - arXiv : 1103.5456 .
  76. ↑ 1 2 Reach, William T. Zodiakální emise. III - Prach v blízkosti pásu asteroidů  (anglicky)  // The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 1992. - Sv. 392 , č.p. 1 . - str. 289-299 . - doi : 10.1086/171428 . - .
  77. ↑ Kingsley, Danny Záhadná neshoda meteoritového prachu vyřešena . ABC Science (1. května 2003). Získáno 4. dubna 2007. Archivováno z originálu 9. července 2013.
  78. ↑ Meteory a meteority . NASA. Získáno 12. července 2010. Archivováno z originálu 24. ledna 2012.
  79. ↑ Událost rozpadu v hlavním pásu asteroidů pravděpodobně způsobila vyhynutí dinosaurů před 65 miliony let . Jihozápadní výzkumný ústav (2007). Datum přístupu: 14. října 2007. Archivováno z originálu 24. ledna 2012.
  80. ↑ Stern, Alan. New Horizons protíná Pás asteroidů . Space Daily (2. června 2006). Získáno 14. dubna 2007. Archivováno z originálu 24. ledna 2012.
  81. ↑ Obr. 1.1 // Nebezpečí asteroid-kometa: včera, dnes, zítra / Ed. Shustova B. M., Rychlovy L. V. - M . : Fizmatlit, 2010. - 384 s. — ISBN 978-5-9221-1241-3 .
  82. ↑ Yeomans, Donald K. Vyhledávač databáze malých těles JPL . NASA JPL. Získáno 26. dubna 2007. Archivováno z originálu 24. ledna 2012.
  83. ↑ Tedesco, E.F.; and Desert, F.-X. The Infrared Space Observatory Deep Asteroid Search  (anglicky)  // The Astronomical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2002. - Sv. 123 , č. 4 . - S. 2070-2082 . - doi : 10.1086/339482 . - .
  84. ↑ Krasinský, G.A.; Pitjeva, E. V.; Vasiljev, M. V.; and Yagudina, E.I. Hidden Mass in the Asteroid Belt  (anglicky)  // Icarus . - Elsevier , 2002. - Červenec ( roč. 158 , č. 1 ). - str. 98-105 . - doi : 10.1006/icar.2002.6837 . — .
  85. ↑ Pitjeva, EV Vysoce přesné efemeridy planet – EPM a stanovení některých astronomických konstant  // Výzkum  sluneční soustavy : deník. - 2005. - Sv. 39 , č. 3 . — S. 176 . - doi : 10.1007/s11208-005-0033-2 .
  86. ↑ 1 2 Wiegert, P.; Balam, D.; Moss, A.; Veillet, C.; Connors, M.; and Shelton, I. Evidence for a Color Dependence in the Size Distribution of Main-Belt Asteroids  //  The Astronomical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2007. - Sv. 133 , č. 4 . - S. 1609-1614 . - doi : 10.1086/512128 .
  87. ↑ Clark, B.E. New News and the Competing Views of Asteroid Belt Geology  //  Lunar and Planetary Science: journal. - 1996. - Sv. 27 . - str. 225-226 . - .
  88. ↑ Margot, JL; and Brown, ME Asteroid typu M s nízkou hustotou v hlavním pásu   // Věda . - 2003. - Sv. 300 , č. 5627 . - S. 1939-1942 . - doi : 10.1126/science.1085844 . - . — PMID 12817147 .
  89. ↑ Mueller, M.; Harris, A. W.; Delbo, M.; a tým MIRSI. 21 Lutetia a další M-typy: Jejich velikosti, albeda a tepelné vlastnosti z nových měření IRTF   // Bulletin Americké astronomické společnosti : deník. - 2005. - Sv. 37 . - str. 627 . - .
  90. ↑ 1 2 Duffard, R.; a Roig, F. Dva nové čedičové asteroidy ve vnějším hlavním pásu (2007). Datum přístupu: 14. října 2007. Archivováno z originálu 24. ledna 2012.
  91. ↑ 1 2 3 Než, Ker. Strange Asteroids Baffle Scientists . space.com (2007). Datum přístupu: 14. října 2007. Archivováno z originálu 24. ledna 2012.
  92. ↑ Nízká, FJ; a kol. Infrared cirrus - Nové komponenty rozšířené infračervené emise  (anglicky)  // The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 1984. - Sv. 278 . -P.L19- L22 . - doi : 10.1086/184213 . - .
  93. ↑ David Jewitt . Rozhovor s Davidem Jewittem . YouTube . Získáno 14. října 2007. Archivováno z originálu 19. července 2011.
  94. ↑ Konečné usnesení IAU o definici „planety“ připravené k hlasování . IAU (24. srpna 2006). Získáno 2. března 2007. Archivováno z originálu dne 24. ledna 2012.
  95. ↑ Návrh usnesení IAU (odkaz není k dispozici) (2006). Získáno 20. října 2007. Archivováno z originálu 24. ledna 2012. 
  96. ↑ Valné shromáždění IAU 2006: Výsledek hlasování o rezoluci IAU . Datum přístupu: 29. března 2007. Archivováno z originálu 24. ledna 2012.
  97. ↑ Russell, CT a kol. Dawn at Vesta: Testing the Protoplanetary Paradigma   // Science . - 2012. - Sv. 336 , č.p. 6082 . - str. 684-686 . - doi : 10.1126/science.1219381 . - .
  98. ↑ Carry, B. a kol. Fyzikální vlastnosti (2)  Pallas  // Icarus . — Elsevier , 2009. — Sv. 205 . - str. 460-472 . - doi : 10.1016/j.icarus.2009.08.007 . - . - arXiv : 0912.3626 .
  99. ↑ Schmidt, B.E., et al. Hubble se podívá na Pallas: Tvar, velikost a povrch  //  39. konference o lunárních a planetárních vědách (Lunar and Planetary Science XXXIX). Konalo se 10.–14. března 2008 v League City v Texasu. : deník. - 2008. - Sv. 1391 . — S. 2502 .
  100. ↑ Jim Baer. Nedávná stanovení hmotnosti asteroidů (nedostupný odkaz) . Osobní webové stránky (2008). Získáno 3. prosince 2008. Archivováno z originálu dne 26. srpna 2011. 
  101. ↑ Prohlížeč databáze JPL Small-Body: 10 Hygiea . Datum přístupu: 7. září 2008. Archivováno z originálu 17. ledna 2010.
  102. ↑ Parker, JW; Stern, SA; Thomas, PC; Festou, M.C.; Merline, WJ; Young, E. F.; Binzel, R.P.; and Lebofsky, LA Analýza prvních diskem rozlišených snímků Ceres z ultrafialových pozorování pomocí Hubbleova vesmírného dalekohledu  //  The Astronomical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2002. - Sv. 123 , č. 1 . - S. 549-557 . - doi : 10.1086/338093 . - .
  103. ↑ 12 Asteroid 1 Ceres . Planetární společnost . Získáno 20. října 2007. Archivováno z originálu 24. ledna 2012.
  104. ↑ Klíčové fáze ve vývoji asteroidu Vesta . Tisková zpráva Hubble Space Telescope (1995). Získáno 20. října 2007. Archivováno z originálu 24. ledna 2012.
  105. ↑ Russell, ČT; a kol. Mise a operace Dawn . NASA/JPL (2007). Získáno 20. října 2007. Archivováno z originálu 24. ledna 2012.
  106. ↑ Torppa, J.; a kol. Tvary a rotační vlastnosti třiceti asteroidů z fotometrických dat  (anglicky)  // Icarus  : journal. - Elsevier , 1996. - Sv. 164 , č. 2 . - str. 346-383 . - doi : 10.1016/S0019-1035(03)00146-5 . - .
  107. ↑ Larson, HP; Feierberg, M. A.; and Lebofsky, LA Složení asteroidu 2 Pallas a jeho vztah k primitivním meteoritům (1983). Získáno 20. října 2007. Archivováno z originálu 24. ledna 2012.
  108. ↑ Barucci, M.A.; a kol. 10 Hygiea: Infračervená pozorování ISO (PDF)  (odkaz není k dispozici) (2002). Datum přístupu: 21. října 2007. Archivováno z originálu 24. ledna 2012.
  109. ↑ Planeta Ceres (sestupný odkaz) . orbitsimulator.com . Získáno 20. října 2007. Archivováno z originálu 24. ledna 2012. 
  110. ↑ D. Cohen. Přírodní bohatství Země: audit Archivováno 7. června 2011 na Wayback Machine , NewScientist , 23. května 2007
  111. ↑ University of Toronto (2009, 19. října). Geologové poukazují na vesmír jako zdroj nerostného bohatství Země Archivováno 21. dubna 2012 na Wayback Machine . ScienceDaily
  112. ↑ James M. Brenan a William F. McDonough. Tvorba jádra a kov-silikátová frakcionace osmia a iridia ze zlata Archivováno 6. července 2011 na Wayback Machine . — Nature Geoscience (18. října 2009)
  113. ↑ Těžba na obloze: Nevýslovné bohatství z asteroidů, komet a planet / John S. Lewis (1998) ISBN 0-201-47959-1

Literatura

Odkazy

  Přejděte na položku Wikidata  Slovníky a encyklopedie
V bibliografických katalozích