Пояс астероидов - Asteroid belt

Об альбоме Velvet Chain см. Пояс астероидов (альбом).

Астероиды внутренней Солнечной системы и Юпитер: пояс расположен между орбитами Юпитера и Марса.
  солнце
  Юпитер трояны
  Орбиты из планеты		   Пояс астероидов
  Астероиды Хильды (Хильда)
  Околоземные объекты (выбор)
Относительные массы первых двенадцати известных астероидов по сравнению с оставшейся массой всех других астероидов в поясе.[1]
Безусловно, самый большой объект в поясе - карликовая планета. Церера. Полная масса пояса астероидов значительно меньше Плутон и примерно вдвое больше луны Плутона. Харон.

В пояс астероидов это торообразная область в Солнечная система, расположенный примерно между орбитами планет Юпитер и Марс, который занят огромным количеством твердых тел неправильной формы, многих размеров, но намного меньше планет, называемых астероиды или малые планеты. Этот пояс астероидов еще называют главный пояс астероидов или основной пояс чтобы отличить его от других популяций астероидов в Солнечной системе, таких как околоземные астероиды и троянские астероиды.[2]

Около половины массы пояса приходится на четыре крупнейших астероида: Церера, Веста, Паллада, и Гигиея.[2] Общая масса пояса астероидов составляет примерно 4% от массы Луна.

Церера, единственный объект в поясе астероидов, достаточно большой, чтобы быть карликовая планета, имеет диаметр около 950 км, в то время как Веста, Паллада и Гигея имеют средний диаметр менее 600 км.[3][4][5][6] Остальные тела достигают размеров частицы пыли. Материал астероида настолько тонко распределен, что многочисленные беспилотные космические аппараты прошли его без происшествий.[7] Тем не менее, столкновения крупных астероидов все же происходят, и они могут вызвать семейство астероидов члены которого имеют схожие орбитальные характеристики и состав. Отдельные астероиды в поясе астероидов классифицируются по их спектры, большинство из которых делятся на три основные группы: углеродистый (C-тип ), силикат (S-образный ) и богатые металлами (M-тип ).

Пояс астероидов сформировался из первобытных солнечная туманность как группа планетезимали.[8] Планетезимали - меньшие предшественники протопланеты. Между Марсом и Юпитером, однако, гравитационный возмущения со стороны Юпитера наделили протопланеты слишком большой орбитальной энергией, чтобы они могли срастаться на планету.[8][9] Столкновения стали слишком сильными, и вместо того, чтобы слиться вместе, планетезимали и большинство протопланет разлетелись на части. В результате 99,9% первоначальной массы пояса астероидов было потеряно за первые 100 миллионов лет истории Солнечной системы.[10] Некоторые фрагменты в конечном итоге попали во внутреннюю часть Солнечной системы, что привело к ударам метеоритов о внутренние планеты. Орбиты астероидов продолжают заметно изменяться. возмущенный всякий раз, когда их период обращения вокруг Солнца образует орбитальный резонанс с Юпитером. На этих орбитальных расстояниях a Кирквуд разрыв происходит, когда они перемещаются на другие орбиты.[11]

Классы небольшие тела Солнечной системы в других регионах околоземные объекты, то кентавры, то Пояс Койпера объекты, рассеянный диск объекты, седноиды, а Облако Оорта объекты.

22 января 2014 г. Ученые ЕКА сообщил об обнаружении, впервые достоверно, водяной пар на Церере, самом большом объекте в поясе астероидов.[12] Обнаружение производилось с помощью дальние инфракрасные способности из Космическая обсерватория Гершеля.[13] Находка была неожиданной, потому что кометы, а не астероиды, как правило, считаются «источниками струй и шлейфов». По словам одного из ученых, «линии между кометами и астероидами становятся все более размытыми».[13]

История наблюдения

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

В 1596 г. Иоганн Кеплер предсказал: «Между Марсом и Юпитером я помещаю планету» в его Mysterium Cosmographicum.[14] Анализируя Тихо Браге По данным, Кеплер считал, что между орбитами Марса и Юпитера слишком большой разрыв.[15]

В анонимной сноске к его переводу 1766 г. Шарль Бонне с Созерцание природы,[16] астроном Иоганн Даниэль Тициус из Виттенберг[17][18] отметил очевидную закономерность в расположении планет, известную теперь как Закон Тициуса-Боде. Если начать числовую последовательность с 0, затем включить 3, 6, 12, 24, 48 и т. Д., Каждый раз удваиваясь, добавить четыре к каждому числу и разделить на 10, это дает удивительно близкое приближение к радиусам орбиты известных планет, измеренные в астрономические единицы предоставлена один допускал «пропавшую планету» (эквивалент 24 в последовательности) между орбитами Марса (12) и Юпитера (48). В сноске Тиций заявил: «Но должен ли Лорд-Архитектор оставить это место пустым? Вовсе нет».[17]

Когда Уильям Гершель обнаружил Уран в 1781 году орбита планеты почти полностью соответствовала закону, что привело астрономов к выводу, что между орбитами Марса и Юпитера должна быть планета.

Джузеппе Пьяцци, первооткрыватель Церера, самый большой объект в поясе астероидов. Церера была известна как планета, но позже была классифицирована как астероид, а с 2006 года - как карликовая планета.

1 января 1801 г. Джузеппе Пьяцци, заведующий кафедрой астрономии в Университет Палермо, Сицилия, обнаружил крошечный движущийся объект на орбите с радиусом, точно предсказанным по этой схеме. Он назвал его «Церера» в честь Римская богиня урожая и покровителя Сицилии. Пиацци изначально полагал, что это комета, но у нее не было кома предположил, что это планета.[19]

Таким образом, вышеупомянутый шаблон предсказал полуглавные оси всех восьми планет того времени (Меркурий, Венера, Земля, Марс, Церера, Юпитер, Сатурн и Уран).

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

Соответственно, в 1802 году Уильям Гершель предложил отнести их к отдельной категории, названной «астероиды», в честь Греческий астероиды, что означает «звездообразный».[20][21] Завершив серию наблюдений над Церерой и Палладой, он пришел к выводу:[22]

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

К 1807 году дальнейшее расследование выявило в регионе два новых объекта: Юнона и Веста.[23] Сожжение Лилиенталь в Наполеоновские войны, где была проделана основная работа,[24] положил конец этому первому периоду открытий.[23]

Несмотря на чеканку Гершеля, в течение нескольких десятилетий эти объекты оставались обычной практикой называть эти объекты планетами.[16] и поставить перед их именами числа, обозначающие последовательность их открытий: 1 Церера, 2 Паллада, 3 Юнона, 4 Веста. Однако в 1845 году астрономы обнаружили пятый объект (5 Астрея ), и вскоре после этого новые объекты обнаруживались все быстрее. Считать их среди планет становилось все труднее. В конце концов, они были исключены из списка планет (как впервые было предложено Александр фон Гумбольдт в начале 1850-х гг.) и выбранная Гершелем терминология «астероиды» постепенно вошла в обиход.[16]

Открытие Нептун в 1846 году привел к дискредитации закона Тициуса – Боде в глазах ученых, поскольку его орбита была далека от предсказанной. На сегодняшний день нет научного объяснения этого закона, и единогласное мнение астрономов считает это совпадением.[25]

Выражение «пояс астероидов» вошло в употребление в самом начале 1850-х годов, хотя трудно определить, кто придумал этот термин. Первое английское употребление, кажется, было в переводе 1850 г. Элиза Отте ) Александра фон Гумбольдта Космос:[26] «[...] и регулярное появление примерно 13 ноября и 11 августа падающих звезд, которые, вероятно, составляют часть пояса астероидов, пересекающих орбиту Земли и движущихся с планетарной скоростью». Другое раннее появление произошло в Роберт Джеймс Манн с Путеводитель к познанию Небес:[27] «Орбиты астероидов помещены в широкий пояс космоса, простирающийся между крайними точками [...]». Американский астроном Бенджамин Пирс похоже, принял эту терминологию и был одним из ее пропагандистов.[28]

К середине 1868 г. было обнаружено сто астероидов, а в 1891 г. астрофотография от Макс Вольф еще больше ускорили темпы открытий.[29] К 1921 году в общей сложности было обнаружено 1000 астероидов.[30] 10 000 к 1981 г.,[31] и 100 000 к 2000 году.[32] Современные системы исследования астероидов теперь используют автоматизированные средства для обнаружения новых малых планет во все возрастающих количествах.

Происхождение

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

Формирование

В 1802 году, вскоре после открытия Паллада, Ольберс предположил Гершелю, что Церера и Паллада были фрагменты гораздо большей планеты которая когда-то занимала регион Марс-Юпитер, эта планета пережила внутренний взрыв или столкновение с кометой много миллионов лет назад[33] (Одесса астроном К. Н. Савченко предположил, что Церера, Паллада, Юнона и Веста были сбежавшими лунами, а не фрагментами взорвавшейся планеты).[34] Большое количество энергии, необходимое для разрушения планеты, в сочетании с низкой общей массой пояса, составляющей всего около 4% от массы Луна Земли,[3] не поддерживает гипотезу. Кроме того, становится трудно объяснить значительные химические различия между астероидами, если они происходят с одной планеты.[35] В 2018 году исследование ученых из Университета Флориды показало, что пояс астероидов был создан из остатков нескольких древних планет, а не одной планеты.[36]

Гипотеза создания пояса астероидов состоит в том, что в целом в Солнечной системе планетарное образование Считается, что это произошло в результате процесса, сравнимого с давней небулярной гипотезой: облако межзвездной пыли и газа схлопнулось под действием силы тяжести и образовало вращающийся диск из материала, который затем конденсировался, образуя Солнце и планеты.[37] В течение первых нескольких миллионов лет истории Солнечной системы нарастание Процесс липких столкновений вызывал слипание мелких частиц, которые постепенно увеличивались в размерах. Когда сгустки достигли достаточной массы, они могли втягивать другие тела за счет гравитационного притяжения и становиться планетезимали. Эта гравитационная аккреция привела к образованию планет.

Планетезимали в регионе, который впоследствии станет поясом астероидов, были слишком сильны. возмущенный гравитацией Юпитера, чтобы сформировать планету. Вместо этого они продолжали вращаться вокруг Солнца, как и раньше, время от времени сталкиваясь.[38] В регионах, где средняя скорость столкновений была слишком высокой, разрушение планетезималей имело тенденцию преобладать над аккрецией.[39] предотвращение образования тел размером с планету. Орбитальные резонансы произошло, когда орбитальный период объекта в поясе составлял целую часть орбитального периода Юпитера, переводя объект на другую орбиту; область, лежащая между орбитами Марса и Юпитера, содержит множество таких орбитальных резонансов. Так как Юпитер перекочевал внутрь после его образования эти резонансы охватили бы пояс астероидов, динамически возбуждая население региона и увеличивая их скорости относительно друг друга.[40]

На раннем этапе истории Солнечной системы астероиды до некоторой степени таяли, что позволило элементам внутри них частично или полностью дифференцироваться по массе. Некоторые из тел-прародителей могли даже пережить периоды взрывной вулканизм и сформировал магма океаны. Однако из-за относительно небольшого размера тел период плавления обязательно был коротким (по сравнению с гораздо более крупными планетами) и обычно заканчивался около 4,5 миллиардов лет назад, в первые десятки миллионов лет образования.[41] В августе 2007 г. было проведено исследование циркон Кристаллы в антарктическом метеорите, который, как полагают, произошли из Весты, предполагают, что он и, следовательно, остальная часть пояса астероидов сформировались довольно быстро, в течение 10 миллионов лет после возникновения Солнечной системы.[42]

Эволюция

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

Считается, что нынешний пояс астероидов содержит лишь небольшую часть массы изначального пояса. Компьютерное моделирование предполагает, что первоначальный пояс астероидов мог иметь массу, эквивалентную Земле.[46] В первую очередь из-за гравитационных возмущений большая часть материала была выброшена из пояса в течение примерно 1 миллиона лет образования, оставив менее 0,1% от первоначальной массы.[38] С момента их образования распределение размеров пояса астероидов оставалось относительно стабильным: не было значительного увеличения или уменьшения типичных размеров астероидов главного пояса.[47]

4: 1 орбитальный резонанс с Юпитером, в радиусе 2,06Австралия, можно считать внутренней границей пояса астероидов. Возмущения Юпитера отправляют отклоняющиеся там тела на нестабильные орбиты. Большинство тел, образовавшихся в радиусе этого промежутка, было унесено Марс (который имеет афелий на 1.67 а.е.) или выброшены гравитационными возмущениями в раннюю историю Солнечной системы.[48] В Астероиды Венгрии находятся ближе к Солнцу, чем резонанс 4: 1, но защищены от разрушения за счет большого наклона.[49]

Когда пояс астероидов был впервые сформирован, температуры на расстоянии 2,7 а.е. от Солнца сформировали "снежная линия «ниже точки замерзания воды. Планетезимали, образовавшиеся за пределами этого радиуса, были способны накапливать лед.[50][51]В 2006 году было объявлено, что население кометы был обнаружен в поясе астероидов за линией снега, который, возможно, служил источником воды для океанов Земли. По некоторым моделям было недостаточно дегазация воды в период формирования Земли, чтобы сформировать океаны, требуя внешнего источника, такого как кометная бомбардировка.[52]

Характеристики

951 Гаспра, первый астероид, полученный космическим кораблем, вид во время Галилео 'пролет с 1991 года; цвета преувеличены
Фрагмент Метеорит Альенде, углеродистый хондрит, упавший на Землю в Мексике в 1969 г.

Вопреки популярным изображениям, пояс астероидов в основном пуст. Астероиды разбросаны по настолько большому объему, что было бы невероятно достичь астероида без тщательного прицеливания. Тем не менее, в настоящее время известны сотни тысяч астероидов, и их общее количество колеблется в миллионах или более, в зависимости от нижнего предела размера. Известно, что более 200 астероидов имеют размер более 100 км.[53] и обзор в инфракрасном диапазоне длин волн показал, что пояс астероидов насчитывает от 700 000 до 1,7 миллиона астероидов с диаметром от 1 км и более.[54] В кажущиеся величины большинства известных астероидов - от 11 до 19, со средним значением около 16.[55]

Полная масса пояса астероидов оценивается в 2.39×1021 килограмм, что составляет всего 3% от массы Луна.[56] Четыре самых больших объекта, Церера, 4 Веста, 2 Паллада, и 10 Гигея, составляют примерно 40% от общей массы пояса, причем 25% приходится только на Цереру.[57][5]

Сочинение

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

Углеродистые астероиды, как следует из их названия, богаты углеродом. Они доминируют над внешними областями пояса астероидов.[58] Вместе они составляют более 75% видимых астероидов. Они имеют более красный оттенок, чем другие астероиды, и имеют очень низкий альбедо. Их поверхностный состав похож на углистый хондрит метеориты. Химически их спектры соответствуют изначальному составу ранней Солнечной системы, только с более легкими элементами и летучие вещества удалено.

S-образный (силикат -богатые) астероиды чаще встречаются во внутренней части пояса, в пределах 2,5 а.е. от Солнца.[58][59] Спектры их поверхностей показывают присутствие силикатов и некоторых металлов, но не содержат значительных углеродистых соединений. Это указывает на то, что их материалы были значительно изменены по сравнению с их первоначальным составом, вероятно, в результате плавления и преобразования. Они имеют относительно высокое альбедо и составляют около 17% всего населения астероидов.

M-тип (богатые металлами) астероиды составляют около 10% всего населения; их спектры напоминают железо-никелевые. Некоторые из них, как полагают, сформировались из металлических ядер дифференцированных тел-предшественников, разрушенных в результате столкновения. Однако существуют также силикатные соединения, которые могут иметь похожий вид. Например, большой астероид M-типа 22 Каллиопа не похоже, что он в основном состоит из металла.[60] В пределах пояса астероидов распределение астероидов M-типа достигает максимума на большой полуоси около 2,7 а.е.[61] Пока неясно, все ли M-типы подобны композиционно или это метка для нескольких разновидностей, которые не вписываются в основные классы C и S.[62]

Хаббл видит необычный многохвостый астероид P / 2013 P5.[63]

Одна из загадок пояса астероидов - относительная редкость V-образный или базальтовый астероиды.[64] Теории образования астероидов предсказывают, что объекты размером с Весту или больше должны образовывать корки и мантию, которые будут состоять в основном из базальтовых пород, в результате чего более половины всех астероидов состоят либо из базальта, либо из оливин. Однако наблюдения показывают, что 99 процентов предсказанного базальтового материала отсутствует.[65] До 2001 года считалось, что большинство базальтовых тел, обнаруженных в поясе астероидов, произошли от астероида Веста (отсюда и название V-типа). Однако открытие астероида 1459 г. Магнья обнаружил, что химический состав немного отличается от других базальтовых астероидов, открытых до того момента, что предполагает иное происхождение.[65] Эта гипотеза была подтверждена дальнейшим открытием в 2007 году двух астероидов во внешнем поясе, 7472 Кумакири и (10537) 1991 г.16, с иным базальтовым составом, который не мог происходить из Весты. Последние два являются единственными астероидами V-типа, обнаруженными во внешнем поясе на сегодняшний день.[64]

Температура пояса астероидов меняется в зависимости от расстояния от Солнца. Для частиц пыли в ленте типичные температуры находятся в диапазоне от 200 К (-73 ° C) при 2,2 а.е. до 165 К (-108 ° C) при 3,2 а.е.[66] Однако из-за вращения температура поверхности астероида может значительно варьироваться, поскольку стороны попеременно подвергаются воздействию солнечного излучения, а затем - звездного фона.

Кометы главного пояса

Основная статья: Комета главного пояса

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

Орбиты

Пояс астероидов (показан эксцентриситет), пояс астероидов выделен красным и синим (область «ядра» - красным).

Большинство астероидов в поясе астероидов имеют эксцентриситет орбиты менее 0,4 и наклон менее 30 °. Орбитальное распределение астероидов достигает максимума при эксцентриситете около 0,07 и наклонении ниже 4 °.[55] Таким образом, хотя типичный астероид имеет относительно круговую орбиту и находится вблизи плоскости эклиптика орбиты некоторых астероидов могут быть сильно эксцентричными или выходить далеко за пределы плоскости эклиптики.

Иногда термин основной пояс используется для обозначения только более компактной области «ядра», где обнаруживается наибольшая концентрация тел. Это находится между сильным 4: 1 и 2: 1. Пробелы Кирквуда при 2,06 и 3,27Австралия, а в орбитальные эксцентриситеты менее примерно 0,33, вместе с орбитальным наклонности ниже примерно 20 °. По состоянию на 2006 г., эта "основная" область содержала 93% всех обнаруженных и пронумерованных малых планет Солнечной системы.[68] В База данных малых тел JPL перечисляет более 700 000 известных астероидов главного пояса.[69]

Пробелы Кирквуда

Основная статья: Кирквуд разрыв
Количество астероидов в поясе астероидов в зависимости от их большая полуось. Пунктирными линиями обозначены Пробелы Кирквуда, где орбитальные резонансы с Юпитер дестабилизировать орбиты. Цвет дает возможное разделение на три зоны:
  Зона I: внутренний основной пояс (а < 2.5 Австралия)
  Зона II: средний основной пояс (2,5 AU < а <2,82 а.)
  Зона III: внешний главный пояс (а > 2,82 а.)

В большая полуось астероида используется для описания размеров его орбиты вокруг Солнца, а его значение определяет малую планету. орбитальный период. В 1866 г. Дэниел Кирквуд объявили об обнаружении разрывов в расстояниях орбит этих тел от солнце. Они были расположены в местах, где период их обращения вокруг Солнца составлял целую часть периода обращения Юпитера. Кирквуд предположил, что гравитационные возмущения планеты привели к удалению астероидов с этих орбит.[70]

Когда средний период обращения астероида составляет целую долю периода обращения Юпитера, резонанс среднего движения с газовым гигантом, которого достаточно, чтобы вывести астероид на новый уровень. орбитальные элементы. Астероиды, оказавшиеся на разрывных орбитах (либо изначально из-за миграции орбиты Юпитера, либо[71] или из-за предшествующих возмущений или столкновений) постепенно переводятся на разные случайные орбиты с большей или меньшей большой полуосью.

Столкновения

В зодиакальный свет, незначительная часть которого создается пылью от столкновений в поясе астероидов

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

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

Комбинация этой мелкой астероидной пыли и выброшенного кометного материала дает зодиакальный свет. Это слабое сияние полярных сияний можно наблюдать ночью, простираясь от Солнца вдоль плоскости Солнца. эклиптика. Частицы астероидов, излучающие видимый зодиакальный свет, имеют средний радиус около 40 мкм. Типичное время жизни частиц зодиакальных облаков главного пояса составляет около 700 000 лет. Таким образом, чтобы поддерживать полосы пыли, новые частицы должны постоянно производиться в пределах пояса астероидов.[74] Когда-то считалось, что столкновения астероидов составляют основной компонент зодиакального света. Однако компьютерное моделирование Несворны и его коллег отнесло 85 процентов зодиакальной световой пыли к фрагментам комет семейства Юпитера, а не к кометам и столкновениям между астероидами в поясе астероидов. Не более 10 процентов пыли приходится на пояс астероидов.[75]

Метеориты

Некоторые обломки от столкновений могут образовываться метеороиды которые входят в атмосферу Земли.[76] Из 50 000 метеориты обнаруженные на Земле на сегодняшний день, считается, что 99,8% из них возникли в поясе астероидов.[77]

Семьи и группы

Основная статья: Семейство астероидов
Этот график наклонения орбиты (яп) против эксцентриситета (еп) для пронумерованных астероидов главного пояса ясно показывает скопления, представляющие семейства астероидов.

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

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

Некоторые из наиболее известных семейств в поясе астероидов (в порядке увеличения большой полуоси) являются Флора, Юнома, Коронис, Эос, и Фемида семьи.[61] Семья Флора, одна из крупнейших, насчитывающая более 800 известных членов, могла образоваться в результате столкновения менее 1 миллиарда лет назад.[80]Самый большой астероид, который может быть настоящим членом семьи (в отличие от незваного гостя в случае Цереры с Семья Гефион ) - это 4 Весты. В Семья Веста считается, что он образовался в результате кратерообразующего удара по Весте. Точно так же HED метеориты возможно, также произошли от Весты в результате этого столкновения.[81]

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

На эволюцию главного пояса после поздней тяжелой бомбардировки, скорее всего, повлияли проходы крупных кентавров и транснептуновых объектов (ТНО). Кентавры и ТНО, достигающие внутренней части Солнечной системы, могут изменять орбиты астероидов главного пояса, но только если они масса порядка 10−9 M☉ для одиночных столкновений или на порядок меньше в случае нескольких близких столкновений. Однако маловероятно, что кентавры и TNO значительно рассредоточили молодые семейства астероидов в главном поясе, но они могли нарушить некоторые старые семейства астероидов. Текущие астероиды главного пояса, возникшие как кентавры или транснептуновые объекты, могут находиться во внешнем поясе с коротким сроком жизни менее 4 миллионов лет, скорее всего, между 2,8 и 3,2 а.е. при больших эксцентриситетах, чем типичные для астероидов главного пояса.[83]

Периферия

По периметру внутреннего края ремня (в пределах от 1,78 до 2,0 а.е., со средней большой полуосью 1,9 а.е.) Семья Венгрии малых планет. Они названы в честь главного участника, 434 Венгрия; группа содержит не менее 52 названных астероидов. Группа Hungaria отделена от основной части промежутком Кирквуда 4: 1, и их орбиты имеют большой наклон. Некоторые члены принадлежат к категории астероидов, пересекающих Марс, и гравитационные возмущения Марса, вероятно, являются фактором сокращения общей численности населения этой группы.[84]

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

Внешний край пояса астероидов огибает Кибела группа, вращающийся между 3,3 и 3,5 а.е. Они имеют орбитальный резонанс 7: 4 с Юпитером. В Семья Хильды орбиты между 3,5 и 4,2 а.е., относительно круговые орбиты и стабильный орбитальный резонанс 3: 2 с Юпитером. Есть несколько астероидов за пределами 4,2 а.е., вплоть до орбиты Юпитера. Здесь две семьи Троянские астероиды можно найти, которых, по крайней мере, для объектов размером более 1 км, примерно столько же, сколько астероидов в поясе астероидов.[86]

Новые семьи

Некоторые семейства астероидов сформировались недавно, с точки зрения астрономии. В Карин Кластер очевидно, образовалась около 5,7 миллиона лет назад в результате столкновения с астероидом-прародителем радиусом 33 км.[87] В Семья Веритас сформировался около 8,3 миллиона лет назад; Доказательства включают межпланетную пыль, извлеченную из океанических отложений.[88]

Совсем недавно Кластер дурмана Судя по всему, образовалась около 530 000 лет назад в результате столкновения с астероидом главного пояса. Оценка возраста основана на вероятности того, что члены имеют свои текущие орбиты, а не на каких-либо физических доказательствах. Однако это скопление могло быть источником некоторого материала зодиакальной пыли.[89][90] Другие недавние кластерные образования, такие как Кластер Яннини (c. 1–5 миллионов лет назад), возможно, предоставили дополнительные источники этой астероидной пыли.[91]

Исследование

Художественная концепция Рассвет космический корабль с Веста и Церера

Первый космический корабль, пересекший пояс астероидов, был Пионер 10, который вошел в регион 16 июля 1972 года. В то время существовала некоторая обеспокоенность тем, что обломки в поясе могут представлять опасность для космического корабля, но с тех пор его благополучно прошли 12 космических кораблей без происшествий. Пионер 11, Вояджеры 1 и 2 и Улисс прошел через пояс без каких-либо изображений астероидов. Галилео изображенный 951 Гаспра в 1991 г. и 243 Ида в 1993 г. ОКОЛО изображенный 253 Матильда в 1997 г. и приземлился на 433 Эрос в феврале 2001 г., Кассини изображенный 2685 Мазурский в 2000 г., Звездная пыль изображенный 5535 Аннефранк в 2002, Новые горизонты изображенный 132524 APL в 2006 г. Розетта изображенный 2867 Штейнс в сентябре 2008 г. и 21 Лютеция в июле 2010 г. и Рассвет вращался вокруг Весты с июля 2011 года по сентябрь 2012 года, а с марта 2015 года - вокруг Цереры.[92] На пути к Юпитеру, Юнона пересек пояс астероидов без сбора научных данных.[93] Из-за низкой плотности материалов внутри пояса вероятность столкновения зонда с астероидом сейчас оценивается менее чем в 1 к 1 миллиарду.[94]

Большинство изображений астероидов пояса, полученных на сегодняшний день, получены из облет возможности зондов, направленных на другие цели. Только Рассвет, РЯДОМ Сапожник и Хаябуса миссии изучали астероиды в течение длительного периода на орбите и на поверхности.

Смотрите также

использованная литература

  1. ^ На момент создания этого графика Церера составляла треть массы Пояса. По более поздним оценкам, это один квартал.
  2. ^ а б Мэтт Уильямс (23.08.2015). "Что такое Пояс астероидов?". Вселенная сегодня. Получено 2016-01-30.
  3. ^ а б Красинский, Г.А.; Питьева, Э.В.; Васильев, М. В .; Ягудина Е. И. (июль 2002 г.). «Скрытая масса в поясе астероидов». Икар. 158 (1): 98–105. Bibcode:2002Icar..158 ... 98K. Дои:10.1006 / icar.2002.6837.
  4. ^ Питьева, Э.В. (2005). «Высокоточные эфемериды планет - EPM и определение некоторых астрономических констант» (PDF). Исследования Солнечной Системы. 39 (3): 176–186. Bibcode:2005СоСыР..39..176П. Дои:10.1007 / s11208-005-0033-2. S2CID  120467483. Архивировано из оригинал (PDF) 3 июля 2014 г.
  5. ^ а б Для недавних оценок масс Цереры, Весты, Паллады и Гигеи см. Ссылки в информационных ящиках соответствующих статей.
  6. ^ Йоманс, Дональд К. (13 июля 2006 г.). "Браузер базы данных малого тела JPL". Лаборатория реактивного движения НАСА. В архиве из оригинала 29 сентября 2010 г.. Получено 2010-09-27.
  7. ^ Брайан Коберлейн (12 марта 2014 г.). «Почему пояс астероидов не угрожает космическим кораблям». Вселенная сегодня. Получено 2016-01-30.
  8. ^ а б «Как образовался пояс астероидов? Была ли там планета?». CosmosUp. 2016-01-17. Получено 2016-01-30.
  9. ^ Нола Тейлор Редд (11.06.2012). «Пояс астероидов: факты и информация». Space.com. Получено 2016-01-30.
  10. ^ Битти, Келли (10 марта 2009 г.). "Создание пояса астероидов". Небо и телескоп. Получено 2014-04-30.
  11. ^ Delgrande, J. J .; Соунс, С. В. (1943). «Разрыв Кирквуда в орбитах астероидов». Журнал Королевского астрономического общества Канады. 37: 187. Bibcode:1943JRASC..37..187D.
  12. ^ Кюпперс, Майкл; О’Рурк, Лоуренс; Бокеле-Морван, Доминик; Захаров, Владимир; Ли, Сынвон; фон Аллмен, Пауль; Керри, Бенуа; Тейсье, Дэвид; Марстон, Энтони; Мюллер, Томас; Crovisier, Жак; Баруччи, М. Антониетта; Морено, Рафаэль (2014). «Локальные источники водяного пара на карликовой планете (1) Церера». Природа. 505 (7484): 525–527. Bibcode:2014Натура.505..525K. Дои:10.1038 / природа12918. ISSN  0028-0836. PMID  24451541. S2CID  4448395.
  13. ^ а б Харрингтон, Дж. Д. (22 января 2014 г.). "Телескоп Herschel обнаруживает воду на карликовой планете - выпуск 14-021". НАСА. Получено 22 января 2014.
  14. ^ «Рассвет: между Юпитером и Марсом [sic] я помещаю планету» (PDF). Лаборатория реактивного движения.
  15. ^ Рассел, Кристофер; Раймонд, Кэрол, ред. (2012). Миссия Рассвет на малых планетах 4 Веста и 1 Церера. Springer Science + Business Media. п. 5. ISBN  978-1-4614-4902-7.
  16. ^ а б c Хилтон, Дж. (2001). "Когда астероиды стали малыми планетами?". Военно-морская обсерватория США (USNO). Архивировано из оригинал на 2012-04-06. Получено 2007-10-01.
  17. ^ а б «Рассвет: путешествие в начало Солнечной системы». Центр космической физики: UCLA. 2005. Архивировано с оригинал на 2012-05-24. Получено 2007-11-03.
  18. ^ Хоскин, Михаил. "Закон Боде и открытие Цереры". Черчилль-колледж, Кембридж. Получено 2010-07-12.
  19. ^ «Вызовите полицию! История открытия астероидов». Астрономия сейчас (Июнь 2007 г.): 60–61.
  20. ^ Харпер, Дуглас (2010). «Астероид». Интернет-словарь этимологии. Этимология онлайн. Получено 2011-04-15.
  21. ^ ДеФорест, Джессика (2000). «Греческие и латинские корни». Университет штата Мичиган. В архиве из оригинала 12 августа 2007 г.. Получено 2007-07-25.
  22. ^ Каннингем, Клиффорд (1984). «Уильям Гершель и первые два астероида». Бюллетень Малой планеты. Обсерватория танцевального зала, Онтарио. 11: 3. Bibcode:1984MPBu ... 11 .... 3C.
  23. ^ а б Персонал (2002). "Астрономическая интуиция". Лаборатория реактивного движения НАСА. Архивировано из оригинал на 2012-02-06. Получено 2007-04-20.
  24. ^ Линда Т. Элкинс-Тантон, Астероиды, метеориты и кометы, 2010:10
  25. ^ «Является ли совпадением то, что большинство планет попадают в рамки закона Тициуса-Боде?». Astronomy.com. Получено 2014-01-22.
  26. ^ фон Гумбольдт, Александр (1850). Космос: набросок физического описания Вселенной. 1. Нью-Йорк: Харпер и братья. п. 44. ISBN  978-0-8018-5503-0.
  27. ^ Манн, Роберт Джеймс (1852). Путеводитель к познанию Небес. Джаррольд. п. 171. и 1853, с. 216
  28. ^ «Дальнейшие исследования формы, величины, массы и орбиты планет-астероидов». Эдинбургский новый философский журнал. 5: 191. Январь – апрель 1857 г.: «[Профессор Пирс] затем заметил, что аналогия между кольцом Сатурна и поясом астероидов заслуживает внимания».
  29. ^ Хьюз, Дэвид В. (2007). «Краткая история обнаружения астероидов». BBC. Получено 2007-04-20.
  30. ^ Мур, Патрик; Рис, Робин (2011). Книга данных по астрономии Патрика Мура (2-е изд.). Издательство Кембриджского университета. п. 156. ISBN  978-0-521-89935-2.
  31. ^ Мэнли, Скотт (25 августа 2010 г.). Открытие астероидов с 1980 по 2010 год. YouTube. Получено 2011-04-15.
  32. ^ «Статистика архива MPC». Центр малых планет МАС. Получено 2011-04-04.
  33. ^ «Краткая история обнаружения астероидов». Open2.net. Получено 2007-05-15.
  34. ^ Бронштэн, В. А. (1972). «Происхождение астероидов».
  35. ^ Мазетти, М. и Мукаи, К. (1 декабря 2005 г.). «Происхождение пояса астероидов». Центр космических полетов имени Годдарда НАСА. Получено 2007-04-25.
  36. ^ «Исследование раскрывает тайное происхождение астероидов и метеоритов». news.ufl.edu. 2018-07-02. Получено 2018-10-17.
  37. ^ Ватанабэ, Сьюзан (20 июля 2001 г.). "Тайны Солнечной туманности". НАСА. Получено 2007-04-02.
  38. ^ а б Petit, J.-M .; Морбиделли А. и Чемберс Дж. (2001). «Изначальное возбуждение и очистка пояса астероидов» (PDF). Икар. 153 (2): 338–347. Bibcode:2001Icar..153..338P. Дои:10.1006 / icar.2001.6702. В архиве (PDF) из оригинала 21 февраля 2007 г.. Получено 2007-03-22.
  39. ^ Эдгар Р. и Артимович П. (2004). «Прокачка планетезимального диска быстро мигрирующей планетой». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 354 (3): 769–772. arXiv:Astro-ph / 0409017. Bibcode:2004МНРАС.354..769Э. Дои:10.1111 / j.1365-2966.2004.08238.x. S2CID  18355985.
  40. ^ Скотт, Э. Р. Д. (13–17 марта 2006 г.). «Ограничения на возраст и механизм образования Юпитера и время жизни туманности от хондритов и астероидов». Труды 37-й ежегодной конференции по изучению луны и планет. Лига-Сити, Техас: Лунное и планетарное общество. Bibcode:2006LPI .... 37.2367S.
  41. ^ Taylor, G.J .; Keil, K .; Маккой, Т .; Хаак, Х. и Скотт, Э. Р. Д. (1993). «Дифференциация астероидов - пирокластический вулканизм в магматических океанах». Метеоритика. 28 (1): 34–52. Bibcode:1993Metic..28 ... 34T. Дои:10.1111 / j.1945-5100.1993.tb00247.x.
  42. ^ Келли, Карен (2007). «Исследователи из U of T. находят ключи к разгадке ранней солнечной системы». Университет Торонто. Архивировано из оригинал на 2012-01-24. Получено 2010-07-12.
  43. ^ Clark, B.E .; Hapke, B .; Pieters, C .; Бритт, Д. (2002). "Астероидное космическое выветривание и эволюция реголита". Астероиды III. Университет Аризоны: 585. Bibcode:2002aste.book..585C.Гаффи, Майкл Дж. (1996). "Спектральные и физические свойства металла в скоплениях метеоритов: последствия для материалов поверхности астероидов". Икар. 66 (3): 468–486. Bibcode:1986Icar ... 66..468G. Дои:10.1016/0019-1035(86)90086-2. ISSN  0019-1035.Кейл, К. (2000). «Термическое изменение астероидов: свидетельства метеоритов». Планетарная и космическая наука. Получено 2007-11-08.Baragiola, R.A .; Duke, C.A .; Loeffler, M .; Макфадден, Л. А. и Шеффилд, Дж. (2003). «Воздействие ионов и микрометеоритов на минеральные поверхности: изменения отражательной способности и образование атмосферных частиц в безвоздушных телах солнечной системы». Совместное собрание EGS - AGU - EUG: 7709. Bibcode:2003EAEJA ..... 7709B.
  44. ^ Chapman, C. R .; Williams, J.G .; Хартманн, В. К. (1978). «Астероиды». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики. 16: 33–75. Bibcode:1978ARA & A..16 ... 33C. Дои:10.1146 / annurev.aa.16.090178.000341.
  45. ^ Крачер, А. (2005). "Астероид 433 Эрос и частично дифференцированные планетезимали: истощение массы по сравнению с истощением поверхности серой" (PDF). Лаборатория Эймса. В архиве (PDF) из оригинала 28 ноября 2007 г.. Получено 2007-11-08.
  46. ^ Роберт Пиччони (19 ноября 2012 г.). «Сделали ли столкновения астероидов Землю пригодной для жизни?». Guidetothecosmos.com. Получено 2013-05-03.
  47. ^ «Астероиды вызвали ранний катаклизм во внутренней Солнечной системе». UANews. Получено 2018-10-18.
  48. ^ Alfvén, H .; Аррениус, Г. (1976). "Маленькие тела". SP-345 Эволюция Солнечной системы. НАСА. В архиве из оригинала 13 мая 2007 г.. Получено 2007-04-12.
  49. ^ Спратт, Кристофер Э. (апрель 1990 г.). «Группа малых планет Венгрии». Журнал Королевского астрономического общества Канады. 84: 123–131. Bibcode:1990JRASC..84..123S.
  50. ^ Lecar, M .; Подолак, М .; Сасселов, Д .; Чанг, Э. (2006). «Инфракрасные перистые облака - Новые компоненты расширенного инфракрасного излучения». Астрофизический журнал. 640 (2): 1115–1118. arXiv:Astro-ph / 0602217. Bibcode:2006ApJ ... 640.1115L. Дои:10.1086/500287. S2CID  18778001.
  51. ^ Берарделли, Фил (23 марта 2006 г.). "Кометы главного пояса могли быть источником воды на Земле". Space Daily. Получено 2007-10-27.
  52. ^ Лакдавалла, Эмили (28 апреля 2006 г.). «Открытие совершенно нового типа кометы». Планетарное общество. Архивировано из оригинал 1 мая 2007 г.. Получено 2007-04-20.
  53. ^ Йоманс, Дональд К. (26 апреля 2007 г.). "Поисковая машина по базам данных малых тел JPL". Лаборатория реактивного движения НАСА. Получено 2007-04-26. - поиск астероидов в областях главного пояса диаметром> 100.
  54. ^ Тедеско, Э. Ф. и Дезерт, Ф.-Х. (2002). "Поиск глубокого астероида в инфракрасной космической обсерватории". Астрономический журнал. 123 (4): 2070–2082. Bibcode:2002AJ .... 123.2070T. Дои:10.1086/339482.
  55. ^ а б Уильямс, Гарет (25 сентября 2010 г.). «Распределение малых планет». Центр малых планет. Получено 2010-10-27.
  56. ^ Питьева, Э.В. (2018). «Массы Главного пояса астероидов и пояса Койпера по движениям планет и космических аппаратов». Исследования Солнечной Системы. 44 (8–9): 554–566. arXiv:1811.05191. Дои:10.1134 / S1063773718090050. S2CID  119404378.
  57. ^ В глубину | Церера. НАСА Исследование Солнечной системы.
  58. ^ а б Wiegert, P .; Балам, Д .; Moss, A .; Veillet, C .; Коннорс, М. и Шелтон, И. (2007). "Доказательства цветовой зависимости в распределении размеров астероидов главного пояса" (PDF). Астрономический журнал. 133 (4): 1609–1614. arXiv:astro-ph / 0611310. Bibcode:2007AJ .... 133.1609W. Дои:10.1086/512128. S2CID  54937918. Получено 2008-09-06.
  59. ^ Кларк, Б. Э. (1996). "Новые новости и конкурирующие взгляды на геологию пояса астероидов". Луна и планетология. 27: 225–226. Bibcode:1996LPI .... 27..225C.
  60. ^ Марго, Дж. Л. и Браун, М. Е. (2003). «Астероид М-типа низкой плотности в Главном поясе» (PDF). Наука. 300 (5627): 1939–1942. Bibcode:2003Наука ... 300.1939M. Дои:10.1126 / science.1085844. PMID  12817147. S2CID  5479442.
  61. ^ а б Лэнг, Кеннет Р. (2003). «Астероиды и метеориты». Космос НАСА. Получено 2007-04-02.
  62. ^ Мюллер, М .; Harris, A.W .; Дельбо, М. (2005). Коллектив МИРСИ. «21 Лютеция и другие М-типы: их размеры, альбедо и тепловые свойства по результатам новых измерений IRTF». Бюллетень Американского астрономического общества. 37: 627. Bibcode:2005ДПС .... 37.0702М.
  63. ^ "Когда комета не комета?". Пресс-релиз ЕКА / Хаббла. Получено 12 ноября 2013.
  64. ^ а б Duffard, R.D .; Ройг, Ф. (14–18 июля 2008 г.). «Два новых базальтовых астероида в главном поясе?». Астероиды, Кометы, Метеоры 2008. Балтимор, Мэриленд. arXiv:0704.0230. Bibcode:2008LPICo1405.8154D.
  65. ^ а б Than69Ker (2007). "Странные астероиды сбивают с толку ученых". space.com. Получено 2007-10-14.
  66. ^ Low, F.J .; и другие. (1984). «Инфракрасные перистые облака - Новые компоненты расширенного инфракрасного излучения». Письма в астрофизический журнал. 278: L19 – L22. Bibcode:1984ApJ ... 278L..19L. Дои:10.1086/184213.
  67. ^ «Интервью с Дэвидом Джуиттом». YouTube.com. 2007-01-05. Получено 2011-05-21.
  68. ^ Это значение было получено путем простого подсчета всех тел в этом регионе с использованием данных для 120 437 пронумерованных малых планет из База данных орбит Центра малых планет от 8 февраля 2006 г.
  69. ^ "Поисковая машина по базе данных малых тел JPL: орбитальный класс (MBA)". Лаборатория реактивного движения солнечной системы. Получено 2018-02-26.
  70. ^ Ферни, Дж. Дональд (1999). "Американский Кеплер". Американский ученый. 87 (5): 398. Дои:10.1511/1999.5.398. Получено 2007-02-04.
  71. ^ Лиу, Джер-Чи и Малхотра, Рену (1997). «Истощение внешнего пояса астероидов». Наука. 275 (5298): 375–377. Bibcode:1997Sci ... 275..375L. Дои:10.1126 / science.275.5298.375. HDL:2060/19970022113. PMID  8994031. S2CID  33032137.
  72. ^ Бакман Д. Э. (6 марта 1998 г.). «Колебания общей зодиакальной плотности облаков». Отчет Бэкмана. Исследовательский центр НАСА Эймса. Архивировано из оригинал 3 марта 2012 г.. Получено 2007-04-04.
  73. ^ Дэвид Несворны, Уильям Ф. Боттке-младший, Люк Донс и Гарольд Ф. Левисон (июнь 2002 г.). «Недавнее разрушение астероида в районе главного пояса» (PDF). Природа. 417 (6890): 720–722. Bibcode:2002Натура 417..720Н. Дои:10.1038 / nature00789. PMID  12066178. S2CID  4367081.CS1 maint: использует параметр авторов (ссылка на сайт)
  74. ^ а б Рич, Уильям Т. (1992). «Зодиакальная эмиссия. III - Пыль у пояса астероидов». Астрофизический журнал. 392 (1): 289–299. Bibcode:1992ApJ ... 392..289R. Дои:10.1086/171428.
  75. ^ Несворны, Давид; Дженнискенс, Питер; Левисон, Гарольд Ф .; Bottke, William F .; Вокроухлицкий, Давид; Гунель, Матье (2010). "Кометарное происхождение зодиакального облака и углеродистых микрометеоритов. Последствия для дисков горячего мусора". Астрофизический журнал. 713 (2): 816–836. arXiv:0909.4322. Bibcode:2010ApJ ... 713..816N. Дои:10.1088 / 0004-637X / 713/2/816. S2CID  18865066.
  76. ^ Кингсли, Дэнни (1 мая 2003 г.). "Загадочное несоответствие метеоритной пыли решено". ABC Science. Получено 2007-04-04.
  77. ^ «Метеоры и метеориты» (PDF). НАСА. Получено 2012-01-12.
  78. ^ Хьюз, Дэвид В. (2007). «Поиск астероидов в космосе». BBC. Архивировано из оригинал на 2012-03-10. Получено 2007-04-20.
  79. ^ Леметр, Энн (31 августа - 4 сентября 2004 г.). «Классификация семейств астероидов из очень больших каталогов». Труды Динамика популяций планетных систем. Белград, Сербия и Черногория: Cambridge University Press. С. 135–144. Bibcode:2005dpps.conf..135L. Дои:10.1017 / S1743921304008592.
  80. ^ Мартель, Линда М. В. (9 марта 2004 г.). «Крошечные следы распада большого астероида». Открытия исследования планетарной науки. В архиве из оригинала от 1 апреля 2007 г.. Получено 2007-04-02.
  81. ^ Дрейк, Майкл Дж. (2001). «Эвкрит / Веста рассказ». Метеоритика и планетология. 36 (4): 501–513. Bibcode:2001M & PS ... 36..501D. Дои:10.1111 / j.1945-5100.2001.tb01892.x.
  82. ^ Любовь, С. Г. и Браунли, Д. Э. (1992). «Вклад пылевой полосы IRAS в межпланетный пылевой комплекс - свидетельства, наблюдаемые на 60 и 100 микронах». Астрономический журнал. 104 (6): 2236–2242. Bibcode:1992AJ .... 104.2236L. Дои:10.1086/116399.
  83. ^ Galiazzo, M. A .; Вигерт, П., Альджбае, С. (2016). «Влияние кентавров и ТНО на главный пояс и его семейства». Астрофизика и космическая наука. 361 (12): 361–371. arXiv:1611.05731. Bibcode:2016Ap & SS.361..371G. Дои:10.1007 / s10509-016-2957-z. S2CID  118898917.
  84. ^ Спратт, Кристофер Э. (1990). «Группа малых планет Венгрии». Журнал Королевского астрономического общества Канады. 84 (2): 123–131. Bibcode:1990JRASC..84..123S.
  85. ^ Carvano, J.M .; Lazzaro, D .; Mothé-Diniz, T .; Анджели, К. А. и Флорчак, М. (2001). "Спектроскопический обзор динамических групп Венгрии и Фокеи". Икар. 149 (1): 173–189. Bibcode:2001Icar..149..173C. Дои:10.1006 / icar.2000.6512.
  86. ^ Даймок, Роджер (2010). Астероиды и карликовые планеты и как их наблюдать. Руководства астрономов по наблюдениям. Springer. п. 24. ISBN  978-1-4419-6438-0. Получено 2011-04-04.
  87. ^ Несворны, Давид; и другие. (Август 2006 г.). «Образование скопления Карин при ударе астероида». Икар. 183 (2): 296–311. Bibcode:2006Icar..183..296N. Дои:10.1016 / j.icarus.2006.03.008.
  88. ^ Макки, Мэгги (18 января 2006 г.). «Эон пыльных бурь привел к столкновению с астероидом». Новое пространство ученых. Получено 2007-04-15.
  89. ^ Несворны; Vokrouhlický, D; Боттке, ВФ; и другие. (2006). "Распад астероида главного пояса 450 тысяч лет назад" (PDF). Наука. 312 (5779): 1490. Bibcode:2006Научный ... 312.1490N. Дои:10.1126 / science.1126175. PMID  16763141. S2CID  38364772.
  90. ^ Вокроухлицкий; Durech, J; Михаловский, Т; и другие. (2009). «Семейство Дурман: обновление 2009 г.». Астрономия и астрофизика. 507 (1): 495–504. Bibcode:2009A&A ... 507..495В. Дои:10.1051/0004-6361/200912696.
  91. ^ Несворны, Д .; Bottke, W. F .; Левисон, Х. Ф. и Донес, Л. (2003). "Недавнее происхождение пылевых полос Солнечной системы" (PDF). Астрофизический журнал. 591 (1): 486–497. Bibcode:2003ApJ ... 591..486N. Дои:10.1086/374807. S2CID  1747264.
  92. ^ Barucci, M.A .; М. Фульчиньони и А. Росси (2007). "Астероидные цели Розетты: 2867 штейнов и 21 лютеция". Обзоры космической науки. 128 (1–4): 67–78. Bibcode:2007ССРв..128 ... 67Б. Дои:10.1007 / s11214-006-9029-6. S2CID  123088075.
  93. ^ Грейсиус, Тони (31 июля 2015 г.). "Джуно НАСА дает вид на пролет Земли, похожий на космический корабль". nasa.gov. НАСА. Получено 4 сентября 2015.
  94. ^ Стерн, Алан (2 июня 2006 г.). "Новые горизонты пересекают пояс астероидов". Space Daily. Получено 2007-04-14.

дальнейшее чтение

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

внешние ссылки