| Hovedasteroidebælte | |
|
Diagram over det indre solsystem , op til Jupiters bane, der viser kredsløbene til de indre planeter og den omtrentlige position af hjertet af asteroidebæltet; de trojanske asteroider er også repræsenteret. | |
| Efternavn | Sol |
|---|---|
| Spektral type | G2 V |
| Tilsyneladende størrelse | -26,74 |
| Disk | |
| Type | Rester Disc |
| Orbital egenskaber | |
| Semi-hovedakse (a) | 1,7 - 4,5 AU (brede grænser) |
| Fysiske egenskaber | |
| Masse | 3,0−3,6 × 10 21 kg (≈ 0,04 M Måne ) |
| Opdagelse | |
| Dateret | Første lem ( (1) Cérès ) opdaget i 1801 |
| Yderligere Information | |
Den asteroidebæltet (nogle gange bare asteroidebæltet eller vigtigste bælte ) er en region af Solsystemet placeret mellem banerne for Mars og Jupiter . Den indeholder et stort antal asteroider .
Asteroidebæltet kaldes undertiden "hovedasteroidebæltet", når det kommer til at skelne det fra andre lignende bælter i solsystemet. Alle asteroiderne i dette bælte er små kroppe i solsystemet , med undtagelse af Ceres , som er en dværgplanet .
Betegnelsen er gammel og går tilbage til det tidspunkt, hvor kun det såkaldte hovedbælte var kendt; den Kuiper bæltet er siden blevet opdaget, det er meget større i masse og omfang, men der er i øjeblikket ingen planer om at ændre terminologien.
Asteroidebæltet indeholder flere hundrede tusinde kendte asteroider og muligvis flere millioner, der strækker sig i størrelse fra et plet støv til en planetoid med et par hundrede kilometer i diameter.
I slutningen af 2005 tilhørte mere end 100.000 nummererede asteroider (ud af ca. 120.000) asteroidebæltet. 200.000 andre blev opført, men ikke nummereret. Det blev anslået, at mere end 500.000 kunne detekteres visuelt med tidens midler .
I 2018 kendes 240 asteroider, der er større end 100 km, mens en systematisk undersøgelse af bæltet i det infrarøde estimerede mellem 700.000 og 1.700.000 antallet af asteroider, der er større end en kilometer. Den gennemsnitlige absolutte størrelse af disse asteroider er cirka 16.
Det antages, at antallet af asteroider af en bestemt størrelse stiger med en faktor 100, når diameteren falder med en faktor 10 (det vil sige, at der ville være 100 gange flere asteroider med en diameter på 100 m end 1 km ) . Denne progression fortsætter, indtil deres størrelse bliver tilstrækkelig lille, dvs. mindre end 0,1 μm . På dette tidspunkt konkurrerer strålingstrykket fra Solen med tyngdekraften. Når forholdet mellem strålingskraft og tyngdekraft er større end 0,5, evakueres dette støv ud af det indre solsystem . Men i et forhold tæt på 0,1 får Poynting-Robertson-effekten dette støv til at spiralere langsomt mod solen, indtil det fordamper til omkring en astronomisk enhed fra det. Endelig vil støvets skæbne for et forhold mellem 0,1 og 0,5 afhænge af deres indledende hastighedsbetingelser.
I modsætning til hvad mange tror, og på trods af antallet af asteroider i den, forbliver asteroidebæltet i det væsentlige tomt, og hver asteroide adskilles normalt fra den nærmeste med et gennemsnit på en million kilometer .
Den samlede masse af asteroidebæltet anslås til mellem 3,0 og 3,6 × 10 21 kg (3 til 3,6 milliarder milliarder ton ) eller 4 til 5% af Månens . De fire største genstande, Ceres , Vesta , Pallas og Hygée , repræsenterer næsten halvdelen af bæltets samlede masse; Ceres tæller for en tredjedel helt alene. Ceres er den eneste asteroide, der er stor nok til, at dens tyngdekraft kan antage en sfærisk form, og den betragtes nu som en dværgplanet . Den kredser 2,8 AU fra Solen, som også er afstanden fra centrum af massen af asteroidebæltet. Vesta har også en højere absolut størrelse end de andre asteroider, omkring 3.20.
Ved starten af solsystemet gennemgik asteroider en vis grad af fusion, hvilket gjorde det muligt for deres elementer at blive delvist eller helt differentieret efter masse. Nogle oprindelige kroppe kan have oplevet en periode med eksplosiv vulkanisme og magmahav . På grund af deres lille størrelse var denne fusionsperiode imidlertid kort (sammenlignet med planeterne) og sluttede generelt for 4,5 milliarder år siden efter at have varet mellem et par tiere og hundrede millioner år.
Asteroidebæltet består hovedsageligt af tre kategorier af asteroider. I den ydre del nær Jupiters bane dominerer kulstofrige asteroider . Disse C-type asteroider inkluderer over 75% af alle synlige asteroider. De er rødere end andre asteroider og har en meget lav albedo . Deres overfladesammensætning svarer til meteoritter chondritter kulstof. Fra et kemisk synspunkt indikerer deres spektrum en sammensætning svarende til det tidlige solsystem uden de lette og flygtige elementer (såsom is).
Mod den indre del af bæltet omkring 2,5 AU fra solen er S-type asteroider ( silicater ) de mest almindelige. Spektret på deres overflade afslører tilstedeværelsen af silicater og nogle metaller, men ingen signifikant kulstofholdig forbindelse. De er derfor lavet af materialer, der er blevet dybt modificeret siden begyndelsen af solsystemet. Deres formodede dannelsesmekanisme inkluderer en fusionsfase, der forårsagede massedifferentiering. De har en relativt høj albedo og udgør 17% af det samlede antal.
En tredje kategori, der udgør 10% af det samlede antal, er den af type M-asteroider (rig på metaller ). Deres spektrum ligner en jern - nikkellegering med et hvidt eller let rødt udseende og ingen absorptionsegenskaber. Det antages, at nogle a-steroider af M-typen dannedes i metalkernerne til større genstande, som blev fragmenteret ved kollision. Imidlertid kan nogle silikatforbindelser give et lignende udseende; for eksempel synes asteroiden M-typen Calliope ikke at være sammensat primært af metal. Inden for båndet spredes fordelingen af M-type asteroider ved 2,7 AU fra solen. Det vides ikke, om alle asteroider af M-typen har en lignende sammensætning, eller om det er en etiket, der grupperer flere sorter, der ikke hører til klasse C og S.
Asteroidebæltet indeholder meget få type V , basaltiske asteroider , hvilket vi ikke kender årsagen til. Asteroidedannelsesteorier forudsiger, at genstande på størrelse med Vesta eller større skal danne skorper og kapper, der for det meste består af basaltsten; mere end halvdelen af asteroiderne skal derefter bestå af basalt eller olivin . Observationer antyder, at 99% af den forudsagte basalt ikke eksisterer. Indtil 2001 blev det antaget, at de fleste basaltlegemer, der blev fundet i bæltet, kom fra Vesta (deraf deres navnetype V). Imidlertid (1459) Magnyas opdagelse afslørede en lidt anden kemisk sammensætning end andre basaltasteroider, hvilket antyder en separat oprindelse. I 2007 blev (7472) Kumakiri og (10537) 1991 RY 16 opdaget med en basaltisk sammensætning, og hvis oprindelse ikke kan komme fra Vesta. Til dato (oktober 2007) er disse de eneste asteroider af V-typen, der er opdaget i det ydre bælte.
Temperaturen i bæltet varierer afhængigt af afstanden fra solen. For støvpartikler varierer den typiske temperatur fra 200 K (-73 ° C) til 2,2 AU ved 165 K (-108 ° C) ved 3,2 AU. For en større asteroide indebærer dens rotation større variationer, hvor overfladen skiftevis udsættes for solstråling og stjernebaggrunden.
Langt størstedelen af asteroiderne i hovedbæltet har en excentricitet på mindre end 0,4 og en hældning på mindre end 30 °. Deres banefordeling er maksimalt for en excentricitet på ca. 0,07 og en hældning mindre end 4 °. Skematisk har en typisk hovedbæltesteroid en relativt cirkulær bane nær ekliptikens plan , men der er undtagelser.
Udtrykket "hovedbælte" bruges undertiden udelukkende til det centrale område, hvor koncentrationen af asteroider er størst. Det er placeret mellem Kirkwood 4: 1 og 2: 1 ledige stillinger , mellem 2,06 og 3,27 AU, og dets komponenter har en excentricitet mindre end 0,33 og en hældning på mindre end 20 °. Denne region indeholder 93,4% af alle nummererede asteroider i solsystemet.
De to følgende diagrammer fremhæver visse orbitale elementer af kendte asteroider i henhold til deres semi-store akse (i AU ); båndets asteroider er angivet i rødt og blåt mellem 2 og 4 AU (det røde svarer til den mest befolkede region i bæltet). Gruppen af asteroider, der ligger omkring 5,2 AU, er trojanske gruppe .
Excentricitet af kendte asteroider i henhold til deres semi-hovedakse.
Hældning af kendte asteroider i henhold til deres semi-hovedakse.
Fordelingen af de halvstore akser af asteroider (og derfor, når deres excentricitet er lav, af deres omløbstid ) viser områder, der er klart blottet for asteroider, kaldet Kirkwood ledige stillinger . Disse huller vises for semi-store akser, hvor forholdet mellem en asteroides omløbstid og Jupiters er en hel brøkdel . For et lille objekt, der opfylder denne betingelse, er resonanseffekterne med planeten tilstrækkelige til at forstyrre dens orbitalelementer . I praksis er asteroider, der tidligere har været i sådanne baner (enten oprindeligt på grund af migrationen fra Jupiters bane eller på grund af tidligere forstyrrelser eller sammenstød) gradvist flyttet til baner med en halv - stor forskellig akse.
Kirkwoods mangler vises kun i undersøgelsen af fordelingen af asteroidernes halvakser. I praksis, hvis kredsløb om disse er elliptiske, krydser mange asteroider afstanden fra solen svarende til hullerne; når som helst er tætheden af asteroider i ledige stillinger ikke signifikant forskellig fra dens omkringliggende regioner.
De vigtigste huller findes i 3: 1, 5: 2, 7: 3 og 2: 1 resonans med Jupiter. Således ville en asteroide, der er placeret i 3: 1-hullet, gøre 3 kredsløb omkring solen for hver Jupiter-bane. Svagere resonanser forekommer for andre værdier af de semi-store akser, hvilket får færre asteroider til at have disse værdier (f.eks. 8: 3-resonans for den semi-major akse på 2,71 AU).
Den centrale region i asteroidebæltet er undertiden opdelt i tre zoner, baseret på de vigtigste Kirkwood-huller. Zone I strækker sig fra resonans 4: 1 (2,06 AU) til resonans 3: 1 (2,5 AU). Zone II starter fra slutningen af zone I op til resonans 5: 2 (2,82 AU). Zone III begynder ved den ydre grænse for Zone II op til 2: 1-resonansgabet (3,28 AU).
Hovedbæltet kan også opdeles i indre bælte og ydre bælte. Det indre bælte består af asteroider, der kredser tættere på Mars end 3: 1 (2,5 AU) resonans Kirkwood-mellemrum og det ydre bælte af resten af asteroiderne. Nogle forfattere definerer disse to bælter ud fra resonansen 2: 1 (3,3 AU). Andre skubber underinddelingen ved at definere de indre, midterste og ydre bælter.
KollisionerIngen asteroide større end 100 m har en rotationsperiode på mindre end 2,2 timer. På en hurtigere roterende asteroide vil ethvert svagt fastgjort overflademateriale blive skubbet ud. Imidlertid ville et solidt objekt være i stand til at dreje hurtigere uden at bryde. Dette antyder, at størstedelen af asteroider over 100 m er stakke af snavs dannet ved ophobning efter kollisioner mellem asteroider.
På grund af det store antal genstande, det indeholder, er asteroidebæltet et meget aktivt miljø, og kollisioner forekommer der ofte (i astronomisk skala). Det anslås, at der sker en kollision mellem to kroppe med en diameter på mere end 10 km hver 10. million år. En kollision kan knuse en asteroide i flere mindre stykker (og til sidst danne en ny familie), og noget af dette snavs kan danne meteoroider .
Omvendt kan kollisioner, der opstår ved lave relative hastigheder, fusionere to asteroider.
Asteroidebæltet indeholder støvbånd (partikler mindre end en hundrededel µm), der delvis skyldes kollisioner mellem asteroider og mikrometeoritpåvirkninger. På grund af Poynting-Robertson-effekten får solstrålingstrykket dette støv langsomt til at gå i retning af solen.
Kombinationen af dette støv og det materiale, der kom ud af kometer, forårsager stjernetegnets lys . Denne glød kan ses om natten i retning af solen langs formørkelsesplanet . Partiklerne, der producerer den, måler i gennemsnit 40 µm og har en levetid på omkring 700.000 år. For at opretholde støvbåndene skal der produceres nye partikler regelmæssigt i asteroidebæltet.
Omkring en tredjedel af asteroiderne i hovedbæltet tilhører en asteroidefamilie. En sådan familie består af asteroider, der besidder lignende orbitalelementer , såsom semi-hovedakse , excentricitet og tilt samt fælles spektrale egenskaber, hvilket tyder på en fælles oprindelse i fragmenteringen af en større krop.
Det anslås, at 20 til 30 familier er næsten sikre, hvis medlemmer præsenterer et fælles spektrum. Foreningerne af mindre asteroider kaldes grupper.
I rækkefølge af stigende semi-hovedakse er hovedfamilierne dem Flore , Eunomie , Coronis , Eos og Themis . Flores familie, en af de vigtigste, indeholder mere end 800 medlemmer og menes at være dannet af en kollision, der opstod for mindre end en milliard år siden.
Vesta er den største asteroide, der er en del af en familie. Den familie af Vesta kan have dannet under en indvirkning, der dannede et krater på asteroiden. Den HED meteorit ville komme fra denne påvirkning.
Tre hovedstøvbånd er blevet observeret i asteroidebæltet, der deler en hældning svarende til familierne Eos, Koronis og Themis og kan være forbundet med dem.
Den Hungaria gruppe strækker sig til den indre periferi af båndet, mellem 1,8 og 2,0 au . Denne gruppe er opkaldt efter sit hovedmedlem, (434) Hungaria . Det adskilles fra resten af bæltet ved Kirkwood 4: 1- mellemrum og er kendetegnet ved en stejl hældning. Nogle medlemmer af denne gruppe krydser Mars 'bane, og det er muligt, at tyngdeforstyrrelser på denne planet reducerer den samlede befolkning.
Den Phocaea familien er placeret på den indvendige kant af asteroidebæltet og er også præget af en stærk hældning. Dette sæt fortolkes som en pakkefamilie . Den består hovedsagelig af S-type asteroider, mens den nærliggende Hungaria-gruppe for det meste er E-type asteroider. Den kredser mellem 2,25 og 2,5 AU.
Den Cybele gruppe indtager den ydre del af de vigtigste bånd, mellem 3,3 og 3,5 AU , med en 7: 4 resonans med Jupiter. Den gruppe af Hilda kredser mellem 3,5 og 4,2 AU . Det resonerer 3: 2 med Jupiter og består af asteroider med relativt cirkulære baner.
Der er relativt få asteroider over 4,2 AU ned til Jupiters kredsløb. Følgende grupperinger er de to undergrupper af Jupiters trojanske heste , der generelt ikke betragtes som en del af asteroidebæltet.
Nogle asteroider er dannet for nylig ud fra et astronomisk synspunkt. Den familie af Karin synes at have dannet der 5,7 millioner år efter et sammenstød med en asteroide på 16 km radius. Veritas- familien blev dannet for 8,3 millioner år siden, og bevis for denne begivenhed har taget form af interplanetært støv, der findes i havsedimenter.
Datura- gruppen menes at have dannet sig for 450.000 år siden ved kollision. Dette skøn er baseret på sandsynligheden for, at dets medlemmer har deres nuværende bane snarere end fysisk bevis. Han kunne have bidraget til dyrekretsens støv. Andre nylige grupper som Iannini (mellem 1 og 5 millioner år siden) kunne have bidraget til dette støv.
De fleste forskere anser asteroidebæltet for at bestå af rester af det tidlige solsystem, der aldrig dannede en planet.
Oprindeligt blev det hævdet, at bæltet ville komme fra fragmenteringen af en planet (ved navn Phaeton ). Denne antagelse er gået i brug på grund af en række problemer. Den første vedrører den enorme krævede energi. En anden er den lave samlede masse af bæltet, som kun er en brøkdel af månens. Endelig er forskellene i kemisk sammensætning mellem asteroider vanskelige at forklare, hvis de alle kommer fra samme krop.
Dannelsen af planeterne antages at følge en fremgangsmåde analog med Solar Nebula hypotese , som forudsætter, at en sky af interplanetarisk støv og gas er kollapset under indflydelse af sin egen tyngdekraft til dannelse af en roterende skive. Som kondenseres til dannelse af solen og planeterne. I løbet af de første millioner år af solsystemet øgede en tilvækstningsproces gradvist kroppens størrelse indtil de dannede de forskellige planeter.
I områder, hvor den gennemsnitlige kollisionshastighed var for høj, havde forskydningen af planetesimaler tendens til at dominere tilvækst og forhindrede dannelsen af tilstrækkeligt store kroppe. Derudover har orbital resonanseffekter med Jupiter en tendens til at forstyrre små kroppe til andre baner. Regionen mellem Mars og Jupiter indeholder flere stærke resonanser. Da Jupiter var vandret mod solen som et resultat af dets dannelse, fejede disse resonanser gennem asteroidebæltet og spændte befolkningen af planetesimals og øgede deres relative hastighed. Planetesimalerne i denne region var (og fortsætter med at være) for forstyrrede til at danne en planet. De fortsætter med at kredse uafhængigt af solen og kolliderer lejlighedsvis. Asteroidebæltet kan betragtes som en relikvie fra det tidlige solsystem.
Det nuværende asteroidebælte ville kun indeholde en lille del af urbæltets masse. Baseret på computersimuleringer ville dette bælte have en masse svarende til jordens. På grund af tyngdeforstyrrelser blev det meste af materialet skubbet ud knap en million år efter dets dannelse, hvilket i sidste ende efterlod mindre end 0,1% af den oprindelige masse.
Siden denne periode har størrelsesfordelingen af asteroider i bæltet været relativt stabil: der har ikke været nogen stigning eller fald i de typiske dimensioner af disse asteroider. De blev imidlertid påvirket af forskellige efterfølgende processer såsom intern opvarmning (i løbet af de første titusinder af millioner af år), smeltning af deres overflade efter stød eller smuldring af stråling og bombardement af mikrometeoritter. Asteroider i sig selv er derfor ikke intakte prøver af det tidlige solsystem. I modsætning hertil ville genstande i det ydre Kuiper-bælte have gennemgået meget mindre transformation.
4: 1 orbitalresonans med Jupiter, omkring 2,06 AU, kan betragtes som den indre grænse for bæltet. Jupiters forstyrrelser flytter kroppe derhen til ustabile baner. Desuden blev de fleste af de legemer, der dannedes der, skubbet ud af Mars (hvis aphelion er placeret ved 1,67 AU) eller af tyngdeforstyrrelser i begyndelsen af solsystemet. Undtagelserne inkluderer Hungaria-familien , asteroider, der ligger i meget tilbøjelige baner, og som således blev beskyttet mod forstyrrelser.
Den første asteroide blev opdaget af Giuseppe Piazzi den 1. st januar 1801 . Beregningen tillod at afsløre, at det var en stjerne, der bevæger sig i gennemsnit 2,8 astronomiske enheder fra solen . Han blev kaldt Ceres . Andre asteroider blev derefter opdaget: Pallas i 1802, Juno i 1804 og Vesta i 1807 . I omkring halvtreds år blev disse fire kroppe betragtet som små planeter, der erstattede den "manglende planet", der blev annonceret af Bode i 1772. De betydelige forskelle i kredsløb og lysstyrke mellem disse fire objekter og deres positioner i forhold til den såkaldte manglende planet gav anledning til en intens debat om deres status.
Opdagelsen af Astrea i 1845 samt snesevis af andre asteroider placeret mellem Mars og Jupiter i det følgende årti gjorde det muligt at afslutte debatten og definitivt fastslå eksistensen af et asteroidebælte mellem banerne på Mars og Jupiter.
Opdagelsen af en ny asteroide i hovedbæltet er i dag en banal begivenhed, da vi i gennemsnit opdagede flere dusin om dagen mellem 1995 og 2005 takket være programmer som LINEAR , NEAT eller Spacewatch . Med hensyn til dette forskningsfelt er der allerede gjort store opdagelser (binære asteroider, asteroidesatellitter, asteroider med flere satellitasteroider osv.), Selvom der stadig er millioner af opdagelser.
Det første rumfartøj, der krydsede asteroidebæltet, var Pioneer 10 , der trådte ind på den16. juli 1972. På det tidspunkt var det uklart, om bælteresterne ville forårsage skade på sonden. Pioneer 10 passerede dog uden skader. Siden da er asteroidebæltet blevet krydset af ni andre sonder: Pioneer 11 , Voyager 1 , Voyager 2 , Galileo , Cassini , NEAR , Ulysses , New Horizons og Juno uden hændelser. Sandsynligheden for, at en probe støder på en asteroide, estimeres nu til at være mindre end en milliarddel.
I slutningen af 2007 blev der sendt tre sonder specielt til observation af asteroider. NEAR og Hayabusa var viet til asteroider tæt på jorden. Kun Dawn , der blev lanceret i juli 2007, er målrettet mod asteroidebæltet, specifikt Vesta og Ceres . Hvis sonden stadig er operationel efter at have udført dette arbejde, er det planlagt at blive brugt til at fortsætte med at udforske.
Fra 2026 vil Psyche- rumsonde , der er planlagt til lancering i 2022 som en del af Discovery-programmet, studere asteroiden med samme navn .