Asteroidebeltet

Asteroidebeltet (vist i hvitt) ligger mellom banene til Mars og Jupiter.

Asteroidebeltet er regionen i solsystemet som ligger omtrent mellom banene til planetene Mars og Jupiter. Beltet inneholder utallige irregulært formede legemer kalt asteroider eller småplaneter. Asteroidebeltet kalles også «hovedbeltet» siden det finnes andre asteroider som nærjordsasteroider og trojanske asteroider. Omtrent halvparten av den totale massen i beltet utgjøres av de fire største asteroidene: Ceres, 4 Vesta, 2 Pallas og 10 Hygiea. Disse har en gjennomsnittsdiameter på over 400 km, mens Ceres – asteroidebeltets eneste identifiserte dvergplanet har en diameter på ca. 950 km. De gjenværende legemene varierer i størrelse helt ned til størrelser på støvpartikler. Materialet i asteroidebeltet er så spredt at utallige ubemannede romsonder har passert gjennom det uten kollisjoner. Kollisjoner mellom større asteroider forekommer imidlertid, og disse kan danne en asteroidefamilie der medlemmene har tilsvarende baneegenskaper og sammensetning. Slike kollisjoner produserer også et fint støv som danner en stor del av zodiakallyset. Enkeltasteroider i asteroidebeltet kategoriseres etter spekteret, og de fleste havner i tre hovedgrupper: karbonholdige (C-type), silikate (S-type) og metallrike (M-type-asteroide).

Asteroidebeltet ble dannet fra den opprinnelige soltåken som en gruppe av planetesimaler, de mindre forløperne til planetene, som igjen dannet protoplaneter. Mellom Mars og Jupiter ble imidlertid protoplanetene påvirket av for mye baneenergi fra kjempeplanetens gravitasjonskraft til at de kunne samles til en planet. Kollisjonene ble for kraftige, og i stedet for å slå se sammen ble planetesimalene og de fleste av protoplanetene spredt. Som et resultat ar det meste av asteroidebeltets masse forsvunnet siden dannelsen av solsystemet. Noen fragmenter kan til slutt finne veien inn i det indre solsystemet og føre til meteorittnedslag på de indre planetene. Asteroidebanene fortsetter å være perturbert når omløpsperioden rundt solen danner en baneresonans med Jupiter. Ved disse baneavstandene oppstår et Kirkwoodgap når de føres inn i andre baner.

Andre regioner med smålegemer i solsystemet inkluderer kentaurer, Kuiper-beltet og den spredte skiven, og Oorts sky.

Observasjonshistorie

Se også: Planetdefinisjon og Liste over nummererte småplaneter

Giuseppe Piazzi, oppdageren av Ceres, kjent som en planet i mange år, da som asteroide nummer 1 og senere en dvergplanet

I en anonym fotnote i sin oversettelse av Charles Bonnets Contemplation de la Nature noterte astronomen Johann Daniel Titius av Wittenburg et tilsynelatende mønster i utformingen av planetene. Hvis man begynte en numerisk rekkefølge på 0, og så inkluderte 3, 6, 12, 24, 48, osv., hvor man doblet verdien hver gang, og la til fire til hvert nummer før man delte på 10, fikk man en bemerkelsesverdig tilnærming til radien til banene til de kjente planetene målt i astronomiske enheter. Dette mønsteret er kjent som Titius–Bodes lov og forutsa store halvakser for de seks planetene på den tiden (Merkur, Venus, jorden, Mars, Jupiter og Saturns), gitt et tillatt «gap» mellom banene til Mars og Jupiter. I fotnoten erklærte Titius: «Men skal Lord Architect ha forlatt dette rommet tomt? Ikke i det hele tatt.» I 1867 noterte astronomen Johann Elert Bode Titius' forhold i verket Anleitung zur Kenntniss des gestirnten Himmels (Instruksjon for kunnskapen om de stjernete himlene), men han krediterte ikke Titius før i senere utgaver. Dette ble kjent som «Bodes lov» Da William Herschel oppdaget Uranus i 1781 passet planetens bane nesten perfekt til loven, og gjorde at astronomer konkluderte med at det måtte være en planet mellom banene til Mars og Jupiter.

I 1800 rekrutterte astronomen Franz Xaver von Zach 24 av sine medarbeidere til en klubb, Vereinigte Astronomische Gesellschaft («Forente Astronomiske Forening») som han uformelt kalte «Lilienthal Society» på grunn av møtene i Lilienthal, en liten by nær Bremen. Fast bestemt på å bringe solsystemet i system ble gruppen kjent som «Himmelspolizei», eller «Himmelpolitiet». Notable medlemmer inkluderte Herschel, den britiske Astronomer Royal Nevil Maskelyne, Charles Messier og Heinrich Olbers. Foreningen tildelte hver astronom en 15 graders region av Dyrekretsen for å søke etter den manglende planeten.

Kun et par måneder senere ble forventninger bekreftet av en astronom som ikke var medlem av Himmelpolitiet. 1. januar 1801 fant Giuseppe Piazzi, lederen for astronomi ved Universitetet i Palermo på Sicilia, et lite objekt som beveget seg i bane med nøyaktig den radiusen forutsagt av Titius–Bodes lov. Han kalte den Ceres etter den romerske gudinnen for fruktbarhet og jordbruk og beskytter av Sicilia. Piazzi trodde opprinnelig at det var en komet, men mangelen på en koma antydet at det var en planet. Femten måneder senere oppdaget Olbers et andre objekt i den samme regionen, Pallas. I motsetning til de andre kjente planetene forble objektene lyspunkter selv under de høyeste teleskopforstørrelsene snarere enn å gli over i skiver. Bortsett fra de raske bevegelsene fremstod de som umulige å skille fra stjernene. Følgelig foreslo William Herschel i 1802 at objektene ble plassert i en egen kategori, kalt asteroider etter greske asteroeides, som betyr «stjernelignende». Etter å ha fullført en serie av observasjoner av Ceres og Pallas konkluderte han;

Verken benevnelsen på planeter, eller den på kometer, kan med noen anstendighet av språket gis til disse to stjerner ... De ligner små stjerner så mye at de neppe kan skilles fra dem. Fra dette, deres asteroidiske utseende, hvis jeg tar mitt navn, og kaller dem Asteroider; reserverer for meg selv den frihet å endre det navnet, hvis et annet, mer uttrykksfullt for deres natur, skulle forekomme.

Til tross for Herschels innføring forble det vanlig praksis å referere til disse objektene som planeter i flere tiår. I 1807 hadde ytterligere undersøkelser avslørt to nye objekter i regionen: 3 Juno and 4 Vesta. Brenningen av Lilienthal under Napoleonskrigene gjorde atdenne første perioden med oppdagelser tok slutt, og kun i 1845 oppdaget astronomer et nytt objekt (5 Astraea). Kort tid etter ble nye objekter funnet med akselererende hastighet, og å regne dem blant planeter ble stadig mer tungvint. Til slutt ble de tatt ut av listen over planeter som først foreslått av Alexander von Humboldt tidlig på 1850-tallet, og William Herschels valg av nomenklatur ble gradvis tatt i vanlig bruk.

Oppdagelsen av Neptun i 1846 førte til diskreditering av Titius–Bodes lov i vitenskapsmennenes øyne siden banen ikke var i nærheten av den forutsagte posisjonen. Til dags dato er det ingen vitenskapelig forklaring på loven, og astronomers konsensus behandler den som en tilfeldighet.

Uttrykket «asteroidebeltet» ble tatt i bruk tidlig på 1850-tallet, selv om det er vanskelig å utpeke hvem som innførte begrepet. Den første bruken i engelsk synes å være fra 1850, i E.C. Ottés oversettelse av Alexander von Humboldts Cosmos: «[...] og det vanlige utseende, omtrent den 13. november og den 11. august, av stjerneskudd, som trolig utgjør deler av et belte av asteroider som krysser jordens bane og beveger seg med planetarisk hastighet». Andre tidlige opptredener forekommer i Robert James Manns A Guide to the Knowledge of the Heavens, «banene til asteroidene er plassert i et bredt belte av rom, som strekker seg mellom ytterpunktene av [...]» Den amerikanske astronomen Benjamin Peirce synes å ha adoptert denne terminologien og å ha vært en av dens pådrivere. Innen midten av 1868 var mer enn ett hundre asteroider oppdaget, og introduksjonen av astrofotografiet av Max Wolf i 1891 akselererte oppdagelsesfrekvensen ytterligere. Totalt var 1 000 asteroider oppdaget innen 1921, 10 000 innen 1981, og 100 000 innen 2000. Moderne systemer for undersøkelser av asteroider bruker nå automatiske metoder for å lokalisere nye småplaneter i stadig økende mengder.

Opprinnelse

Asteroidebeltet viser baneinklinasjoner versus avstander fra solen, med asteroider i kjerneregionen av asteroidebeltet i rødt og andre asteroider i blått.

Dannelse

Kort tid etter oppdagelsen av Pallas i 1802 foreslo Heinrich Olbers ovenfor William Herschel at Ceres og Pallas var fragmenter av en mye større planet som en gang okkuperte regionen mellom Mars og Jupiter, og at denne planeten hadde blitt utsatt for en indri eksplosjon eller et kometnedslag flere millioner år tidligere. Over tid har imidlertid denne hypotesen falt i unåde. Den store mengden energi som ville vært nødvendig for å ødelegge en planet, kombinert med beltets lave kombinerte masse, som bare er ca. 4 % av massen til månen, støtter ikke opp under denne hypotesen. Videre er det vanskelig å forklare de betydelige kjemiske forskjellene mellom asteroidene hvis de kom fra den samme planeten. I dag aksepterer de fleste forskere at fremfor en fragmentering fra en stamplanet, dannet asteroidene aldri noen planet i det hele tatt.

Generelt antas planetdannelser i solsystemet å ha oppstått via en prosess som kan sammenlignes med den langvarige nebularhypotesen: en sky av interstellar støv og gass kollapset under påvirkning av gravitasjon for å danne en roterende skive av materiale som videre kondenserte for å danne solen og planeter. I løpet av de første par millioner årene av solsystemets historie forårsaket en akkresjonsprosess med kollisjoner at de klumpete små partiklene gradvis økte i størrelse. Når klumpene nådde en tilstrekkelig masse kunne de tiltrekke seg andre legemer ved hjelp av gravitasjonskrefter og bli planetesimaler. Den gravitasjonelle akkresjonen førte til dannelsen av de steinete planetene og gasskjempene.

Planetesimalene innenfor regionen som skulle bli til asteroidebeltet ble for sterkt perturbert av Jupiters gravitasjon til å danne en planet. I stedet fortsatte de å gå i bane rundt solen som tidligere samtidig som de i blant kolliderte. I regioner hvor den gjennomsnittlige hastigheten til kollisjonene var for høye, hadde spredningen av planetesimalene en tendens til å dominere over akkresjonen og forhindre dannelsen av legemer på størrelse med planeter. Baneresonanser fant sted der hvor omløpstiden til et objekt i beltet dannet en heltallsbrøk med Jupiters omløpstid, og perturberte objekt i en annen bane; den regionen som lå mellom banene til Mars og Jupiter inneholder mange slike baneresonanser. Etter som Jupiter migrerte innover i etterkant av dannelsen ville disse resonansene ha feid over asteroidebeltet og dynamisk ha eksitert regionens populasjon og økt hastighetene relativt til hverandre.

I løpet av solsystemets tidlige historie smeltet asteroidene til en viss grad, og det gjorde det mulig for grunnstoffer i asteroidene å bli delvis eller fullstendig differensiert etter masse. Noen av progenitorlegemene kan til og med ha gjennomgått perioder med eksplosiv vulkanisme og dannet hav av magma. På grunn av den relativt lille størrelsen på legemene var imidlertid perioden med smelting nødvendigvis kort (i forhold til de mye større planetene), og hadde generelt sluttet for ca. 4,5 milliarder år siden – i løpet av de første titalls millioner av år etter dannelsen. I en studie av zirkonkrystaller fra en meteoritt i Antarktis, antatt å ha sitt opphav fra 4 Vesta, antyder at den, og i forlengelsen av resten av asteroidebeltet, hadde blitt dannet ganske raskt, innen ti millioner år etter solsystemets opprinnelse.

Utvikling

Asteroidene er ikke eksempler fra det opprinnelige solsystemet. De har gjennomgått en betydelig utvikling siden dannelsen, inkludert indre oppvarming (i de første ti millioner av år), overflatesmelting etter nedslag, romvær fra stråling og bombardement fra mikrometeoroider. Mens noen forskere refererer til asteroidene som gjenværende planetesimaler, anser andre dem som forskjellige.

Det nåværende asteroidebeltet antas å inneholde kun en liten andel av den totale massen til det opprinnelige beltet. Datasimuleringer antyder at det opprinnelige beltet kan ha inneholdt masse tilsvarende massen til jorden. Primært på grunn av gravitasjonsforstyrrelser ble det meste av materialet sendt bort fra beltet innen omtrent en million år etter dannelsen, og mindre enn 0,1 % av den opprinnelige massen ble værende igjen. Siden dannelsen har størrelsesfordelingen til asteroidebeltet forblitt relativt stabil: det har ikke vært noen betydelig økning eller nedgang i hovedbelteasteroidenes typiske dimensjoner.

Baneresonansen på 4:1 med Jupiter ved en radius på 2,06 AE kan betraktes som en indre grense for asteroidebeltet. Perturbasjon med Jupiter sender legemer som befinner seg her inn i ustabile baner. De fleste legemene som ble dannet på innsiden av radiusen til dette gapet ble feid opp av Mars (som har en aphel ved 1,67 AE) eller kastet ut av den gravitasjonelle påvirkningen i solsystemets tidlige historie. Hungaria-asteroidene ligger nærmere solen enn 4:1-resonansen, men er beskyttet mot forstyrrelser av den høye inklinasjonen.

Da asteroidebeltet først ble dannet gjorde temperaturer i avstander på 2,7 AE fra solen at det ble dannet en «snølinje» under frysepunktet for vann. Planetesimaler dannet utenfor denne radiusen var i stand til å akkumulere is. I 2006 ble det annonsert at populasjonen av kometer hadde blitt oppdaget i asteroidebeltet under snølinjen, noe som kunne ha vært en kilde til vann for jordens hav. I følge noen modeller var det for lite utgassing av vann under jordens formende periode til å danne havene, noe som krevde en ekstern kilde med vann – slik som for eksempel et kometbombardement.

Egenskaper

951 Gaspra, den første asteroiden fotografert av en romsonde, sett under Galileo's forbiflyvning i 1991; fargene er overdrevet

Fragment av Allende-meteoritten, en karbonholdig kondritt som falt til jorden i Mexico i 1969

I motsetning til populærbilder er asteroidebeltet nesten tomt. Asteroidene er spredt over et så stort volum at det vil være usannsynlig å nå en asteroide uten å sikte nøye. Likevel er hundretusenvis av asteroider kjent, og det totale antallet anslås å være millioner eller mer, avhengig av den nedre grenseverdien. Over 200 asteroider er kjent å være større enn 100 km, mens en måling i infrarøde bølgelengder viser at asteroidebeltet har 700 000–1,7 millioner asteroider med diameter of 1 km eller mer. Den tilsynelatende størrelsesklassen til de fleste kjente asteroidene er 11–19, med et gjennomsnitt på ca. 16.

Den totale massen til asteroidebeltet er estimert til å være 2,8–3,2×10²¹ kg, noe som bare er 4 % av massen til månen. De fire største objektene – Ceres, 4 Vesta, 2 Pallas og 10 Hygiea – står for halvparten av beltets totale masse, og Ceres utgjør en tredjedel av dette igjen.

Sammensetning

Asteroidebeltet består primært av tre kategorier av asteroider: C-type eller karbonholdige asteroider, S-type eller silikatholdige asteroider og M-type eller metalliske asteroider.

C-type-asteroider (karbonrike) er som navnet antyder, karbonrike og dominerer beltets ytre regioner. Samlet står de for over 75 % av de synlige asteroidene. De er rødere i fargen enn andre asteroider og har en svært lav albedo. Overflatesammensetningen er lignende på meteoritter av karbonholdig kondritt. Kjemisk passer den sammensetningen spektret til den opprinnelige sammensetningen av det tidlige solsystemet – kun de lette grunnstoffene og volatilene er borte.

S-type-asteroider (silikatrike) er mer vanlige mot den indre regionen av beltet, innenfor 2,5 AE fra solen. Spektrum av overflatene avslører tilstedeværelsen av silikater og noe metall, men ingen betydelig karbonholdig sammensetning. Dette indikerer at materialet har blitt betydelig endret fra den opprinnelige sammensetningen, sannsynligvis gjennom smelting og reformasjon. De har en relativt høy albedo og utgjør omtrent 17 % av den totale asteroidepopulasjonen.

M-type-asteroider (metallrike) utgjør omtrent 10 % av den totale asteroidepopulasjonen; spektrumet ligner på jern-nikkel. Noen antas å blitt dannet fra de metalliske kjernene til differensierte forfedre som ble utsatt for kollisjoner. Det finnes imidlertid også silikatforbindelser som kan produsere tilsvarende utseende. FOr eksempel, den store M-type-asteroiden 22 Kalliope synes ikke å primært bestå av metall. I asteroidebeltet er antallsfordelingen av M-type asteroider på topp ved store halvakse på ca. 2,7 AE. Det er enda ikke klart om alle M-typene er like i sammensetning eller om det er et merke for flere varianter som ikke passer inn i de større C- og S-klassene.

Et mysterium med asteroidebeltet er den relative sjeldenheten til V-type-asteroider (basalte asteroider). Teorier om asteroideformasjoner forutsier at gjenstander på størrelse med Vesta eller større skal danne skorper og mantler, som skulle være sammensatt primært av basalt stein, noe som resulterer i at mer enn halvparten av alle asteroider består enten av basalt eller olivin. Observasjoner antyder imidlertid at 99 % av det forutsagte basaltmaterialet mangler. Frem til 2001 var det antatt at de mest basaltlegemene i asteroidebeltet stammet fra asteroiden Vesta (derav navnet V-type). Oppdagelsen av asteroiden 1459 Magnya avslørte imidlertid en litt annen kjemisk sammensetning sammenlignet med andre basaltasteroider som var oppdaget til da, og antydet et annet opphav. Denne hypotesen ble forsterket av den videre oppdagelsen av asteroidene 7472 Kumakiri og (10537) 1991 RY₁₆ i det ytre beltet i 2007, med avvikende basalt sammensetning som ikke kunne ha stammet fra Vesta. De to sistnevnte er de eneste V-type-asteroidene som er oppdaget i det ytre beltet per 2012.

Temperaturen i asteroidebeltet varierer med avstanden fra solen. For støvpartikler i beltet går temperaturen typisk fra 200 K (−73 °C) ved 2,2 AE ned til 165 K (−108 °C) ved 3,2 AE. På grunn av rotasjonen kan imidlertid temperaturen variere betraktelig etter som sidene veksler mellom å vende mot solen og mot stjernebakgrunnen.

Asteroidebeltekometer

Utdypende artikkel: Asteroidebeltekomet

Flere ellers så u-bemerkelsesverdige legemer i det ytre beltet fremviser kometlignende aktiviteter. Siden banen ikke kan forklares gjennom fangst av klassiske kometer antas det at mange av de ytre asteroidene kan være isete, og at isen tidvis utsettes for sublimasjon gjennom små nedslag. Asteroidebeltekometer kan ha vært en viktig kilde til jordens hav siden forholdet mellom deuterium og hydrogen er for lavt til at klassiske kometer kan ha vært hovedkilden.

Baner

Eksentrisiteter i asteroidebeltet, med asteroidebeltet i rødt og blått («kjerneregionen» i rødt)

De fleste asteroidene i asteroidebeltet har baneeksentrisiteter mindre enn 0,4 og en inklinasjon på mindre enn 30°. Banefordelingen av asteroidene når et maksimum ved en eksentrisitet rundt 0,07 og en inklinasjon mindre enn 4°. Mens typiske asteroider har en relativt sirkulær bane og ligger nært det ekliptiske planet, kan noen asteroidebaner være svært eksentriske eller gå godt utenfor det ekliptiske planet.

Noen ganger brukes begrepet hovedbeltet for å referer til kun den mer kompakte «kjerneregionen» hvor den største konsentrasjonen av legemer finnes. Disse ligger mellom de streke 4:1- og 2:1-Kirkwoodgapene ved 2,06 og 3,27 AE og ved baneeksentrisiteter mindre enn ca. 0,33, sammen med baneinklinasjoner under ca. 20°. «Kjerneregionen» inneholder omtrent 93,4 % av alle nummererte småplaneter i solsystemet.

Kirkwoodgap

Diagram som viser fordelingen av asteroidenes store halvakse i «kjernen» av asteroidebeltet. De sorte pilene peker mot Kirkwoodgap hvor baneresonansen med Jupiter destabiliserer baner.

Utdypende artikkel: Kirkwoodgap

En asteroides store halvakse brukes for å beskrive dimensjonene på banen rundt solen, og verdien fastsetter småplanetens omløpstid. I 1866 annonserte Daniel Kirkwood oppdagelsen av gap i avstanden mellom disse legemenes baner fra solen. Disse lå ved posisjoner hvor omløpsperioden rundt solen var en heltallsbrøk av Jupiters omløpsperiode. Kirkwood foreslo at gravitasjonspåvirkningene fra planeten førte til at asteroidene forsvant fra disse banene.

Når den gjennomsnittlige omløpsperioden til en asteroide er en heltallsbrøk av omløpsperioden til Jupiter oppstår det en baneresonans med gasskjempen som er tilstrekkelig til å perturbere en asteroide til nye baneelementer. Banene til asteroider som havner i gapet blir (enten opprinnelig på grunn av migrasjonen av Jupiters bane, eller på grunn av tidligere perturbasjoner eller kollisjon) gradvis dyttet inn i ulike, tilfeldige baner med en større eller mindre store halvakse.

Gapene kan ikke ses ved et enkelt øyeblikksbilde av stedet til asteroidene ved noen tid på grunn av at asteroidenes bane er elliptiske, og mange asteroider krysser fremdeles radiussene tilsvarende gapene. Den faktiske romlige tettheten av asteroidene i disse gapene avviker ikke vesentlig fra de nærliggende regionene.

Hovedgapene oppstår ved 3:1, 5:2, 7:3 og 2:1-resonansene med Jupiter. En asteroide i 3:1-Kirkwoodgapet vil gå i bane rundt solen tre ganger for hvert omløp Jupiter har, for eksempel. Svakere resonanser oppstår ved andre verdier for store halvakse med færre asteroider. For eksemepl, en 8:3-resonans for asteroider med store halvakse på 2,71 AE.

Hoved- eller kjernepopulasjonen av asteroidebeltet deles noen ganger inn i tre soner, basert på de mest fremtredende Kirkwoodgapene. Sone I ligger mellom Kirkwoodgapene med 4:1-resonans (2,06 AE) og 3:1-resonans (2,5 AE). Sone II fortsetter fra enden av sone I og ut til gapet med 5:2-resonans (2,82 AE). Sone III strekker seg fra den ytre kanten av sone to til gapet med 2:1-resonans (3,28 AE).

Asteroidebeltet kan også deles inn i det indre og ytre beltet, hvor det indre beltet er dannet av asteroider som går i bane nærmere Mars enn Kirkwoodgapet med 3:1-resonans (2,5 AE), og det ytre beltet av de asteroidene som er nærmere Jupiters bane. Noen forfattere deler det indre og ytre beltet ytterligere opp ved gapet med 2:1-resonans (3,3 AE), mens andre foreslår det indre, det midterste og det ytre beltet.

Kollisjoner

Zodiakallys, delvis dannet av støv fra kollisjoner i asteroidebeltet.

Den høye populasjon i asteroidebeltet muliggjør et svært aktivt miljø hvor kollisjoner mellom asteroider forekommer hyppig (i astronomisk tidsskala). Kollisjoner mellom legemer i hovedbeltet med en gjennomsnittlig radius på 10 km anslås å forekomme ca. hver 10 millioner år. En kollisjon kan føre til at en asteroide fragmenteres til flere små deler, noe som kan føre til dannelsen av en ny asteroidefamilie. Motsatt kan kollisjoner som oppstår ved lave relative hastigheter også føre til at to asteroider slår seg sammen. Etter mer enn fire milliarder år med slike prosesser bærer medlemmene av asteroidebeltet liten likhet med den opprinnelige populasjonen.

Sammen med asteroidelegemene inneholder også asteroidebeltet striper med støv med partikkelradier opp mot et par hundre mikrometer. Dette fine materialet dannes, i det minste delvis, av kollisjoner mellom asteroider og av nedslag av mikrometeoritter på asteroidene. På grunn av Poynting-Robertson-effekten, forårsaker trykket fra solstrålingen at støvet sakte går i spiral innover mot solen.

Kombinasjonen med dette fine asteroidestøvet, så vel som det utskutte kometmaterialet, fører til zodiakallys. Dette svake polarskinnet kan ses om natten og strekker seg fra retningen mot solen langs planet til ekliptikken. Partikler som produserer det synlige zodiakallyset er i snitt ca. 40 μm i radius, og den typiske levetiden til slike partikler er ca. 700 000 år. For å opprettholde stripene med støv, må likevel nye partikler jevnlig produseres i asteroidebeltet.

Meteoritter

Noe av restene etter en kollisjon kan danne meteoroider som går inn i jordens atmosfære, og av de ca. 50 000 meteorittene som er funnet på jorden til dags dato antas 99,8 % å komme fra asteroidebeltet. En studie utført av et lag fra USA og Tsjekkia fra september 2007 har antydet at et større legeme kolliderte med asteroiden 298 Baptistina og sendte en rekke fragmenter inn i det indre solsystemet. Nedslagene til disse fragmentene antas å ha skapt både Tycho-krateret på månen og Chicxulubkrateret i Mexico, et nedslag som antas å ha utløst utryddelsen av dinosaurene for 65 millioner år siden.

Familier og grupper

Dette plottet av baneinklinasjonen (i_p) versus eksentrisitet (e_p) for nummererte hovedbelteasteroidene viser tydelige klumper som representerer asteroidefamilier.

Utdypende artikkel: Asteroidefamilie

I 1918 noterte den japanske astronomen Kiyotsugu Hirayama at banen til noen av asteroidene hadde lignende parametere og dannet familier eller grupper.

Omtrent en tredjedel av asteroidene i asteroidebeltet er medlem av en asteroidefamilie. Disse deler lignende baneelementer som store halvakse, eksentrisitet og baneinklinasjon så vel som lignende spektralegenskaper, noe som antyder felles opphav i bruddet av et større legeme. For medlemmer av asteroidebeltet viser grafiske visninger av disse elementene konsentrasjoner som antyder tilstedeværelsen av en asteroidefamilie. Det finnes ca. 20–30 foreninger som nesten er helt sikre er asteroidefamilier. Flere grupperinger har blitt funnet som det er større usikkerhet omkring. En asteroidefamilie kan bekreftes når medlemmer fremviser felles spektralegenskaper. Mindre forbindelser av asteroider kalles grupper eller hoper.

Noen av de mest fremtredende familienen i asteroidebeltet (etter økende store halvakse) er Flora, Eunoma, Koronis, Eos og Themis-familiene. Flora-familien, en av de største med over 800 kjente medlemmer, kan ha blitt dannet fra en kollisjon for mindre enn en milliard år siden. Den største asteroiden som er et ekte medlem av en familie (i motsetning til en inntrenger i tilfellet med Ceres i Gefion-familien) er 4 Vesta. Vesta-familien antas å ha blitt dannet som et resultat av kraterdannende nedslag på Vesta. På samme måte kan HED-meteorittene også ha blitt til som et resultat av denne kollisjonen.

Tre fremtredende striper av støv har blitt funnet i asteroidebeltet. Disse har tilsvarende baneinklinasjon som Eos, Koronis og Themis-familiene, og kan derfor være forbundet med disse grupperingene.

Periferi

Listende langs den indre kanten av beltet (mellom 1,78 og 2,0 AE, med en gjennomsnittlig store halvakse på 1,9 AE) er Hungaria-familien med småplaneter. Disse er oppkalt etter det største medlemmet, 434 Hungaria, og gruppen består av minst 52 navngitte asteroider. Hungaria-gruppen er delt fra hovedlegemet av 4:1-Kirkwodgapet og banene har høye inklinasjoner. Noen medlemmer tilhører marskrysser-kategorien av asteroider, og gravitasjonspåvirkninger fra Mars er sannsynligvis en faktor som reduserer den totale populasjonen i denne gruppen.

En annen høyt inklinert gruppe i den indre delen av asteroidebeltet er Phocaea-familien. Disse består primært av S-type-asteroider, mens naboen Hungaria-familien inkluderer noen E-type-asteroider. Phocaea-familien går i bane mellom 2,25 og 2,5 AE fra solen.

Listende langs den ytre kanten av asteroidebeltet er Cybele-gruppen som går i bane mellom 3,3 og 3,5 AE. Disse har en 7:4-baneresonans med Jupiter. Hilda-familien går i bane mellom 3,5 og 4,2 AE og har relativt sirkulære baner og en stabil 3:2-baneresonans med Jupiter. Det er få asteroider utenfor 4,2 AE før Jupiters bane. Her kan man finne de to familiene med trojanske asteroider, som – i det minste for objekter større enn 1 km – er omtrent like tallrike som asteroidene i asteroidebeltet.

Nye familier

Noen asteroidefamilier har i astronomiske begreper nylig blitt dannet. Karin-hopen ble tilsynelatende dannet fra en kollisjon med en stamfar som var 33 km i radius for ca. 5,7 millioner år siden. Veritas-familien ble dannet for ca. 8,3 millioner år siden; beviser inkluderer interplanetarisk støv funnet i havsedimenter.

Enda nyere, Datura-hopen ble tilsynelatende dannet for ca. 450 000 år siden fra en kollisjon med en hovedbelteasteroide. Aldersestimatet baseres på sannsynligheten for at medlemmer har deres nåværende baner snarere enn fysiske beviser. Denne hopen har imidlertid blitt en kilde for noe av materialet i zodiakallstøv. Andre nylige hopdannelser, som Iannini-hopen (ca. 1–5 millioner år siden), kan ha gitt tilleggskilder til dette asteroidestøvet.

Utforskning

En kunstners fremstilling av romsonden Dawn med Vesta (venstre) og Ceres (høyre)

Den første romsonden som krysset asteroidebeltet var Pioneer 10 som gikk inn i regionen 16. juli 1972. På denne tiden var det noe bekymring for at bitene i beltet skulle føre til katastrofe for sonden, men siden den gang har elleve jordbaserte sonder passert gjennom beltet uten ulykker. Pioneer 11, Voyager 1 og 2 og Ulysses passerte gjennom beltet uten å fotografere noen asteroider. Galileo fotograferte asteroiden 951 Gaspra i 1991 og 243 Ida i 1993, NEARfotograferte 253 Mathilde i 1997, Cassini fotograferte 2685 Masursky i 2000, Stardust fotograferte 5535 Annefrank i 2002, New Horizons fotograferte 132524 APL i 2006, Rosetta fotograferte 2867 Šteins i 2008 og Dawnhar gått i bane rundt Vesta siden juli 2011. På grunn av den lave tettheten av materialer i beltet er sannsynligheten for at en sonde skal kollidere med en asteroide nå estimert til mindre enn én til én milliard.

Alle bilder av asteroidebeltet tatt av romfartøy har per 2012 kommet etter korte forbiflyvningsmuligheter på vei mot andre mål. Kun NEAR og Hayabusa-oppdragene har studert aseroider over en lengre periode i bane og ved overflaten, og disse var nærjordsasteroider. Dawn-oppdraget har imidlertid blitt sendt for å utforske 4 Vesta og Ceres i asteroidebeltet. Dersom sonden fortsatt er i drift etter utforskningen av disse to vil det være mulig å utvide oppdraget med ytterligere utforskning, muligvis av Pallas.

Noter og referanser

Noter

Litteraturhenvisninger

Øvrige referanser

Litteratur

• Alexander, Stephen (januar–april 1857). «Further Investigation relative to the form, the magnitude, the mass, and the orbit of the Asteroid Planets». The Edinburgh New Philosophical Journal (engelsk). 5. 
• Baragiola, R.A.; Duke, C.A.; Loeffler, M.; McFadden, L.A.; Sheffield, J. (2003). «Impact of ions and micrometeorites on mineral surfaces: Reflectance changes and production of atmospheric species in airless solar system bodies». EGS - AGU - EUG Joint Assembly (engelsk). Bibcode:2003EAEJA.....7709B. CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
• Barucci, M.A.; Fulchignoni, M.; Rossi, A. (2007). «Rosetta Asteroid Targets: 2867 Steins and 21 Lutetia». Space Science Reviews (engelsk). 128 (1–4). Bibcode:2007SSRv..128...67B. doi:10.1007/s11214-006-9029-6. CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
• Carvano, J. M.; Lazzaro, D.; Mothé-Diniz, T.; Angeli, C. A.; and Florczak, M. (2001). «Spectroscopic Survey of the Hungaria and Phocaea Dynamical Groups». Icarus (engelsk). 149 (1). Bibcode:2001Icar..149..173C. doi:10.1006/icar.2000.6512. CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
• Chapman, C.R.; Williams, J.G.; Hartmann, W.K. (1978). «The asteroids». Annual review of astronomy and astrophysics (engelsk). 16. Bibcode:1978ARA&A..16...33C. doi:10.1146/annurev.aa.16.090178.000341. CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
• Clark, B. E. (1996). «New News and the Competing Views of Asteroid Belt Geology». Lunar and Planetary Science (engelsk). 27. Bibcode:1996LPI....27..225C. 
• Clark, B.E.; Hapke, B.; Pieters, C.; Britt, D. (2002). «Asteroid Space Weathering and Regolith Evolution». Asteroids III (engelsk). Bibcode:2002aste.conf..585C. CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
• Cooper, Keith (juni 2007). «Call the police! The story behind the discovery of the asteroids». Astronomy Now (engelsk). 
• Cunningham, Clifford (1984). «William Hershel and the First Two Asteroids». The Minor Planet Bulletin (engelsk). 11. Bibcode:1984MPBu...11....3C. 
• Drake, Michael J. (2001). «The eucrite/Vesta story». Meteoritics & Planetary Science (engelsk). 36 (4). Bibcode:2001M&PS...36..501D. doi:10.1111/j.1945-5100.2001.tb01892.x. 
• Duffard, R.D.; Roig, F. (14.–18. juli 2008). «Two New Basaltic Asteroids in the Main Belt?». Asteroids, Comets, Meteors 2008 (engelsk). Bibcode:2008LPICo1405.8154D. arXiv:0704.0230 .  CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
• Dymock, Roger (2010). Asteroids and Dwarf Planets and How to Observe Them (engelsk). Springer. s. 24. ISBN 1-4419-6438-X. 
• Edgar, R.; and Artymowicz, P. (2004). «Pumping of a Planetesimal Disc by a Rapidly Migrating Planet» (PDF). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (engelsk). 354 (3). Bibcode:2004MNRAS.354..769E. arXiv:astro-ph/0409017 . doi:10.1111/j.1365-2966.2004.08238.x. CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
• Elkins-Tanton, Linda T. (2006). Asteroids, Meteorites, and Comets (engelsk) (1 utg.). New York: Chelsea House. ISBN 0-8160-5195-X. 
• Fernie, J. Donald (1999). «The American Kepler». The Americal Scientist (engelsk). 87 (5). 
• Ferraz-Mello, S (14.–18. juni 1993). «Kirkwood Gaps and Resonant Groups». proceedings of the 160th International Astronomical Union (engelsk). 
• Gaffey, Michael J. (1996). «The Spectral and Physical Properties of Metal in Meteorite Assemblages: Implications for Asteroid Surface Materials». Icarus (ISSN 0019-1035) (engelsk). 66 (3). Bibcode:1986Icar...66..468G. doi:10.1016/0019-1035(86)90086-2. 
• von Humboldt, Alexander (1850). Cosmos: A Sketch of a Physical Description of the Universe (engelsk). 1. Harper & Brothers, New York (NY). ISBN 0-8018-5503-9. 
• Keil, K. (1. august 2000). «Thermal alteration of asteroids: evidence from meteorites». Planetary and Space Science (engelsk). 48 (10). doi:10.1016/S0032-0633(00)00054-4. 
• Klacka, Jozef (1992). «Mass distribution in the asteroid belt». Earth, Moon, and Planets (engelsk). 56 (1). Bibcode:1992EM&P...56...47K. doi:10.1007/BF00054599. 
• Krasinskij, G.A.; Pitjeva, E.V.; Vasilyev, M.V.; Yagudina, og E.I. (2002). «Hidden Mass in the Asteroid Belt». Icarus (engelsk). 158 (1). Bibcode:2002Icar..158...98K. doi:10.1006/icar.2002.6837. CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
• Lecar, M.; Podolak, M.; Sasselov, D.; Chiang, E. (2006). «Infrared cirrus – New components of the extended infrared emission». The Astrophysical Journal (engelsk). 640 (2). Bibcode:2006ApJ...640.1115L. arXiv:astro-ph/0602217 . doi:10.1086/500287. CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
• Lemaitre, Anne (31. august–4. september 2004). «Asteroid family classification from very large catalogues». Proceedings Dynamics of Populations of Planetary Systems (engelsk). 
• Liou, Jer-Chyi; and Malhotra, Renu (1997). «Depletion of the Outer Asteroid Belt». Science (engelsk). 275 (5298). Bibcode:1997Sci...275..375L. PMID 8994031. doi:10.1126/science.275.5298.375. CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
• Love, S. G.; and Brownlee, D. E. (1992). «The IRAS dust band contribution to the interplanetary dust complex – Evidence seen at 60 and 100 microns». Astronomical Journal (engelsk). 104 (6). Bibcode:1992AJ....104.2236L. doi:10.1086/116399. CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
• Low, F. J.; m.fl. (1984). «Infrared cirrus – New components of the extended infrared emission». Astrophysical Journal, Part 2 – Letters to the Editor (engelsk). 278. Bibcode:1984ApJ...278L..19L. doi:10.1086/184213. 

» ignoreres (hjelp)CS1-vedlikehold: Eksplisitt bruk av m.fl. (link)

• Mann, Robert James (1852). A Guide to the Knowledge of the Heavens (engelsk). Jarrold. 
• Margot, J. L.; Brown, M. E. (2003). «A Low-Density M-type Asteroid in the Main Belt». Science (engelsk). 300 (5627). Bibcode:2003Sci...300.1939M. PMID 12817147. doi:10.1126/science.1085844. CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
• McBride, N.; Hughes, D. W. (1990). «The spatial density of asteroids and its variation with asteroidal mass». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (engelsk). 244. Bibcode:1990MNRAS.244..513M. CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
• Moore, Patrick; Rees, Robin (2011). Patrick Moore's Data Book of Astronomy (engelsk) (2 utg.). Cambridge University Press. ISBN 0-521-89935-4. CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
• Mueller, M.; Harris, A. W.; Delbo, M.; the MIRSI Team (2005). «21 Lutetia and other M-types: Their sizes, albedos, and thermal properties from new IRTF measurements». Bulletin of the American Astronomical Society (engelsk). 37. Bibcode:2005DPS....37.0702M. CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
• Nesvorný, D.; Bottke, W. F.; Levison, H. F.; and Dones, L. (2003). «Recent Origin of the Solar System Dust Bands» (PDF). The Astrophysical Journal (engelsk). 591 (1). Bibcode:2003ApJ...591..486N. doi:10.1086/374807. CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
• Nesvorný, David (2006). «Karin cluster formation by asteroid impact». Icarus (engelsk). 183 (2). Bibcode:2006Icar..183..296N. doi:10.1016/j.icarus.2006.03.008. 
• Nesvorný, D.; Vokrouhlick, D.; Bottke, W. F. (2006). «The Breakup of a Main-Belt Asteroid 450 Thousand Years Ago». Science (engelsk). 312 (5779). Bibcode:2006Sci...312.1490N. PMID 16763141. doi:10.1126/science.1126175. CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
• Petit, J.-M.; Morbidelli, A.; Chambers, J. (2001). «The Primordial Excitation and Clearing of the Asteroid Belt» (PDF). Icarus (engelsk). 153 (2). Bibcode:2001Icar..153..338P. doi:10.1006/icar.2001.6702. CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
• Pitjeva, E.V. (2005). «High-Precision Ephemerides of Planets—EPM and Determination of Some Astronomical Constants» (PDF). Solar System Research (engelsk). 39 (3). Bibcode:2005SoSyR..39..176P. doi:10.1007/s11208-005-0033-2. 
• Reach, William T. (1992). «Zodiacal emission. III – Dust near the asteroid belt». Astrophysical Journal (engelsk). 392 (1). Bibcode:1992ApJ...392..289R. doi:10.1086/171428. 
• Spratt, Christopher E. (1990). «The Hungaria group of minor planets». Journal of the Royal Astronomical Society of Canada (engelsk). 84. Bibcode:1990JRASC..84..123S. 
• Taylor, G.J.; Keil, K.; McCoy, T.; Haack, H.; Scott, E.R.D. (1993). «Asteroid differentiation – Pyroclastic volcanism to magma oceans». Meteoritics (engelsk). 28 (1). Bibcode:1993Metic..28...34T. CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
• Tedesco, E.F.; Desert, F.-X. (2002). «The Infrared Space Observatory Deep Asteroid Search». The Astronomical Journal (engelsk). 123 (4). Bibcode:2002AJ....123.2070T. doi:10.1086/339482. CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
• Wiegert, P.; Balam, D.; Moss, A.; Veillet, C.; Connors, M.; Shelton, I. (2007). «Evidence for a Color Dependence in the Size Distribution of Main-Belt Asteroids» (PDF). The Astronomical Journal (engelsk). 133 (4). Bibcode:2007AJ....133.1609W. arXiv:astro-ph/0611310 . doi:10.1086/512128. CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)

Eksterne lenker

(en) Hovedbelteasteroider – kategori av bilder, video eller lyd på Commons