Википедија

Астероиден појас

(Пренасочено од Главен појас)

Астероидниот појас — регион во форма на тор во Сончевиот Систем, кој се наоѓа приближно помеѓу орбитите на планетите Јупитер и Марс. Содржи многу цврсти тела со неправилна форма, со многу големини, но многу помали од планетите, наречени астероиди или помали планети. Овој астероиден појас се нарекува и главен астероиден појас или главен појас за да се разликува од другите популации на астероиди во Сончевиот Систем, како што се астероидите блиску до Земјата и тројанските астероиди.[1]

Релативната маса на првите дванаесет познати астероиди во споредба со преостанатата маса на сите други астероиди во појасот.
Далеку најголемиот објект во појасот е џуџестата планета Церера. Вкупната маса на астероидниот појас е значително помала од онаа на Плутон и приближно двојно поголема од онаа на месечината на Плутон Харон.

Астероидниот појас е најмалиот и највнатрешниот познат кружен ѕвезден диск во Сончевиот Систем. Околу половина од неговата маса е содржана во четирите најголеми астероиди: Церера, Веста, Палада и Хигија.[1] Вкупната маса на астероидниот појас е приближно 4% од масата на Месечината.

Церера, единствениот објект во астероидниот појас доволно голем за да биде џуџеста планета, е околу 950 km во пречник, додека Веста, Палада и Хигија имаат просечни пречници помали од 600 км.[2][3][4][5] Останатите тела се со големина на прашинска честичка. Материјалот на астероидот е толку тенко распореден што бројни вселенски летала без екипаж го поминале без инциденти.[6] Сепак, судири помеѓу големи астероиди навистина се случуваат, и тие можат да создадат семејство на астероиди чии членови имаат слични орбитални одлики и состав. Поединечните астероиди во астероидниот појас се категоризираат според нивните спектри, при што повеќето спаѓаат во три основни групи: јаглеродни (тип C), силикатни (тип S) и богати со метал (тип М).

Астероидниот појас настанал од исконската сончева маглина како група планетезимали.[7] Планетитезималите се помалите претходници на протопланетите. Помеѓу Марс и Јупитер, сепак, гравитациските растројувања од Јупитер ги наполниле протопланетите со премногу орбитална енергија за тие да се насоберат во планета.[7][8] Судирите станале премногу бурни, и наместо да се спојат, планетите и повеќето протопланети се скршиле. Како резултат на тоа, 99,9% од оригиналната маса на астероидниот појас била изгубена во првите 100 милиони години од историјата на Сончевиот Систем.[9] Некои фрагменти на крајот го пронашле својот пат во внатрешниот Сончев Систем, што довело до удари на метеорити со внатрешните планети. Орбитите на астероидите продолжуваат да бидат значително нарушени секогаш кога нивниот период на револуција околу Сонцето формира орбитална резонанца со Јупитер. На овие орбитални растојанија, се јавува Керквудов јаз додека тие се префрлаат во други орбити.[10]

Класи на мали тела на Сончевиот Систем во други региони се објектите блиску до Земјата, кентаурите, објектите на Кајперовиот Појас, расеаните објекти од дискот, сендоидите и објектите на Ортовиот Облак.

На 22 јануари 2014 година, научниците од ЕСА објавиле откривање, за прв дефинитивен пат, на водена пареа на Церера, најголемиот објект во астероидниот појас.[11] Откривањето било направено со користење на далечно-инфрацрвените способности на вселенската опсерваторија Хершел.[12] Откритието било неочекувано затоа што обично се смета дека кометите, а не астероидите „содржат млазови и облаци“. Според еден од научниците, „линиите стануваат сè понејасни меѓу кометите и астероидите“.[12]

Историја на набљудување

уреди
Главни статии: Дефиниција на планета и Список на астероиди
 
Јоханес Кеплер забележал во 1596 година неправилности во орбитите на Марс и Јупитер, кои подоцна биле објаснети со гравитацијата од астероидите.

Во 1596 година, Јоханес Кеплер напишал: „Помеѓу Марс и Јупитер, поставувам планета“, во неговиот Mysterium Cosmographicum, наведувајќи го своето предвидување дека таму ќе се најде планета.[13] Додека ги анализирал податоците на Тихо Брахе, Кеплер сметал дека има преголем јаз помеѓу орбитите на Марс и Јупитер за да одговара на тогашниот Кеплеров модел каде треба да се најдат планетарните орбити.[14]

Во анонимната фуснота на неговиот превод од 1766 година на Чарлс Боне, Контемплација за природата [15], астрономот Јохан Даниел Тициус од Витенберг [16][17] забележал очигледна шема во распоредот на планетите, сега позната како закон на Тициј -Боде. Ако некој започне нумеричка низа на 0, а потоа вклучи 3, 6, 12, 24, 48, итн., удвојувајќи се секој пат, и додаде четири на секој број и се подели со 10, ова ќе произведе неверојатно блиско приближување до полупречниците на орбитите на познатите планети измерени во астрономски единици. Но според ова, постои една планета која недостасува помеѓу орбитите на Марс (12) и Јупитер (48). Во својата фуснота, Тициј изјавил „Но, дали Господ Архитект требаше да го остави тој простор празен? Воопшто не.“ [16]

Кога Вилијам Хершел го открил Уран во 1781 година, орбитата на планетата речиси совршено се совпаѓала со законот, што ги навело астрономите да заклучат дека мора да има планета помеѓу орбитите на Марс и Јупитер.

 
Џузепе Пјаци, откривач на Церера, најголемиот објект во астероидниот појас. Церера била позната како планета, но подоцна била прекласифицирана како астероид и од 2006 година како џуџеста планета.

На 1 јануари 1801 година, Џузепе Пјаци, претседател за астрономија на Универзитетот во Палермо, Сицилија, пронашол мал подвижен објект во орбита со точно полупречник предвиден со оваа шема. Тој го нарекол „Церера“, по римската божица на жетвата и покровител на Сицилија. Пјаци првично верувал дека тоа е комета, но недостатокот на кома сугерирало дека станува збор за планета.[18]

Така, гореспоменатата шема ги предвидела големите полуоски на сите осум планети од тоа време (Меркур, Венера, Земја, Марс, Церера, Јупитер, Сатурн и Уран).

Петнаесет месеци подоцна, Хајнрих Олберс открил втор објект во истиот регион, Палада. За разлика од другите познати планети, Церера и Палада останале светлосни точки дури и при највисоките телескопски зголемувања наместо да се разрешуваат во дискови. Освен по брзото движење, тие не се разликуваат од ѕвездите.

Според тоа, во 1802 година, Вилијам Хершел предложил тие да се стават во посебна категорија, наречена „астероиди“, според грчките астероиди, што значи „ѕвездести“.[19][20] По завршувањето на серијата набљудувања на Церера и Палас, тој заклучил,[21]

Ниту називот на планетите, ниту оној на комети, не може со каква било пристојност на јазикот да им се даде на овие две ѕвезди... Тие наликуваат на мали ѕвезди толку многу што тешко може да се разликуваат од нив. Според ова, нивниот астероиден изглед, ако го земам моето име, и ги наречам Астероиди; но, резервирајќи ја за себе слободата да го сменам тоа име, доколку се појави друго, поизразено од нивната природа.

До 1807 година, понатамошната истрага открила два нови објекти во регионот: Јунона и Веста.[22] Палењето на Лилиентал во Наполеоновите војни, каде што била извршена главната работа,[23] го завршил овој прв период на откривање.[22]

И покрај кованицата на Хершел, неколку децении останало вообичаена практика да се нарекуваат овие објекти како планети [15] и да се ставаат префикс на нивните имиња со броеви што ја претставуваат нивната низа на откривање: 1 Церера, 2 Палада, 3 Јунона, 4 Веста. Меѓутоа, во 1845 година, астрономите откриле петти објект (Астреја) и набргу потоа биле пронајдени нови објекти со голема брзина. Пребројувањето меѓу планетите станало сè потешко. На крајот, тие биле исфрлени од списокот на планети (како што првпат предложил Александар фон Хумболт во раните 1850-ти) и изборот на Хершел за номенклатура, „астероиди“, постепено влегол во општа употреба.[15]

Откривањето на Нептун во 1846 година довело до дискредитација на законот Тициус-Боде во очите на научниците бидејќи неговата орбита не била ни блиску до предвидената позиција. До денес, не постои научно објаснување за законот, а консензусот на астрономите го смета за случајност.[24]

Изразот „астероиден појас“ стапил во употреба во раните 1850-ти, иако е тешко да се прецизира кој го измислил терминот. Првата употреба на англиски јазик се смета дека е од 1850 година на Александар фон Хумболт:[25] "[...] за на 13 и 11 август, на снимањето ѕвезди, кои веројатно се дел од појасот на астероиди кои ја сечат Земјината орбита и се движат со планетарна брзина“. Друго рано појавување се случило во Водич за знаењето на небото на Роберт Џејмс Ман:[26] „Орбитите на астероидите се поставени во широк појас на вселената [...]“. Се смета дека американскиот астроном Бенџамин Пирс ја прифатил таа терминологија и бил еден од нејзините промотори.[27]

Сто астероиди биле сместени до средината на 1868 година, а во 1891 година, воведувањето на астрофотографијата од Макс Волф уште повеќе ја забрзало стапката на откривање.[28] Пронајдени биле вкупно 1.000 астероиди до 1921 година,[29] 10.000 до 1981 година,[30] и 100.000 до 2000 година.[31] Современите системи за истражување на астероиди сега користат автоматизирани средства за лоцирање на нови помали планети во сè поголеми количини.

Потекло

уреди
 
Астероидниот појас ги покажува наклоните на орбитата наспроти оддалеченоста од Сонцето, со астероиди во областа на јадрото на астероидниот појас во црвено и други астероиди во сина боја

Формирање

уреди

Во 1802 година, кратко по откривањето на Палада, Олберс му предложил на Хершел дека Церера и Палада се фрагменти од многу поголема планета што некогаш го окупирала регионот Марс-Јупитер, а оваа планета претрпела внатрешна експлозија или удар на комета многу милиони години пред тоа [32] (Одесанскиот астроном Савченко сугерирал дека Церера, Палада, Јунона и Веста биле побегнати месечини, а не фрагменти од експлодираниот објект). Големото количество на енергија потребна за уништување на планета, во комбинација со ниската комбинирана маса на појасот, што е само околу 4% од масата на Земјината Месечина,[2] не ја поддржува хипотезата. Понатаму, значајните хемиски разлики помеѓу астероидите стануваат тешко да се објаснат ако тие доаѓаат од иста планета.[33] Во 2018 година, студија од истражувачи на Универзитетот во Флорида покажала дека астероидниот појас е создаден од остатоци од неколку древни планети наместо од една планета.[34]

Хипотеза за создавањето на астероидниот појас е дека генерално, во Сончевиот Систем, се смета дека настанала планетарна формација преку процес споредлив со долгогодишната хипотеза за маглина: облак од меѓуѕвездена прашина и гас се урнал под влијание на гравитацијата. за да се формира ротирачки диск од материјал кој потоа дополнително се кондензирал и ги формирал Сонцето и планетите.[35] Во текот на првите неколку милиони години од историјата на Сончевиот Систем, процесот на насобирање на лепливи судири предизвикал згрутчување на мали честички, кои постепено се зголемувале во големина. Штом грутките ќе достигнат доволна маса, тие би можеле да привлечат други тела преку гравитациската привлечност и да станат планетезимали. Оваа гравитациско насобирање довело до формирање на планетите.

Планетитезималите во регионот што ќе стане астероиден појас биле премногу силно растроени од гравитацијата на Јупитер за да формираат планета. Наместо тоа, тие продолжиле да кружат околу Сонцето како порано, повремено судирајќи се.[36] Во регионите каде што просечната брзина на судирите била превисока, разбивањето на планезималите имало тенденција да доминира над самогто насобирање,[37] спречувајќи формирање на тела со големина на планета. Орбиталните резонанции се случиле кога орбиталниот период на објектот во појасот формирал цел број од орбиталниот период на Јупитер, вознемирувајќи го објектот во различна орбита; регионот што се наоѓа помеѓу орбитите на Марс и Јупитер содржи многу такви орбитални резонанции. Како што Јупитер мигрирал навнатре по неговото формирање, овие резонанции би го зафатиле појасот на астероиди, динамично возбудувајќи ја популацијата во регионот и зголемувајќи ги нивните брзини во однос на едни со други.

За време на раната историја на Сончевиот Систем, астероидите се стопиле до одреден степен, дозволувајќи им на елементите во нив делумно или целосно да се разликуваат по маса. Некои од зачетните тела можеби биле подложени на периоди на експлозивен вулканизам и формирале океани со магма. Меѓутоа, поради релативно малата големина на телата, периодот на топење бил краток (во споредба со многу поголемите планети) и генерално завршил пред околу 4,5 милијарди години, во првите десетици милиони години од формирањето.[38] Во август 2007 година, едно проучување за кристалите на циркон во метеорит на Антарктикот за која се верува дека потекнува од Веста, сугерирало дека тој, а потоа и остатокот од астероидниот појас, се формирале прилично брзо, во рок од 10 милиони години од настанокот на Сончевиот Систем.[39]

Развој

уреди

Астероидите не се примероци од примордијалниот Сончев Систем. Тие претрпеле значителна еволуција од нивното формирање, вклучувајќи внатрешно загревање (во првите неколку десетици милиони години), топење на површината од удари, вселенско атмосферско влијание од зрачење и бомбардирање од микрометеорити.[40] Иако некои научници ги нарекуваат астероидите како преостанати планетизимали,[41] други научници ги сметаат за различни.[42]

Се верува дека сегашниот астероиден појас содржи само мал дел од масата на исконскиот појас. Компјутерските симулации сугерираат дека оригиналниот астероиден појас можеби содржел маса еквивалентна на Земјината.[43] Првенствено поради гравитациските пертурбации, најголемиот дел од материјалот бил исфрлен од појасот во рок од околу 1 милиони години формирање, оставајќи зад себе помалку од 0,1% од првобитната маса.[36] Од нивното формирање, дистрибуцијата на големината на астероидниот појас останала релативно стабилна: нема значително зголемување или намалување на типичните димензии на астероидите од главниот појас.[44]

Орбиталната резонанца 4:1 со Јупитер, во полупречник 2,06 ае, може да се смета за внатрешна граница на астероидниот појас. Растројувањата на Јупитер ги испраќаат телата кои скршнуваат таму во нестабилни орбити. Повеќето тела формирани во полупречникот на оваа празнина биле заробени од Марс (кој има афел на 1,67 AU) или исфрлени од неговите гравитациски пертурбации во раната историја на Сончевиот Систем.[45] Унгарските астероиди лежат поблиску до Сонцето од резонанцијата 4:1, но се заштитени од нарушување поради нивната висока наклонетост.[46]

Кога за прв пат се формирал астероидниот појас, температурите на растојание од 2,7 AU од Сонцето формирале „ снежна линија“ под точката на замрзнување на водата. Планетитезималите формирани надвор од овој полупречник можеле да акумулираат мраз.[47][48] Во 2006 година било објавено дека е откриена популација на комети во астероидниот појас надвор од снежната линија, што можеби обезбедило извор на вода за океаните на Земјата. Според некои модели, немало доволно испуштање на вода за време на периодот на формирање на Земјата за да се формираат океаните, за што е потребен надворешен извор како што е бомбардирање од комета.[49]

Одлики

уреди

Спротивно на популарните слики, астероидниот појас е главно празен. Астероидите се распослани на толку голем волумен што би било неверојатно да се достигне астероид без внимателно да се нишани. Сепак, во моментов се познати стотици илјади астероиди, а вкупниот број се движи во милиони или повеќе, во зависност од помалата големина. Познато е дека повеќе од 200 астероиди се поголеми од 100 km,[50] и истражувањето во инфрацрвените бранови должини покажало дека астероидниот појас има помеѓу 700.000 и 1,7 милиони астероиди со пречник од 1 км или повеќе.[51] Апсолутните магнитуди на повеќето познати астероиди се помеѓу 11 и 19, со средна [52]

Се проценува дека вкупната маса на астероидниот појас е 2.390.000.000.000.000.000.000 килограми, што е само 3% од масата на Месечината.[53] Четирите најголеми објекти, Церера, 4 Веста, 2 Палада и 10 Хигиеа, сочинуваат можеби 62% од вкупната маса на појасот, а 39% отпаѓа само на Церера.[4][54]

Состав

уреди

Сегашниот појас се состои првенствено од три категории на астероиди: астероиди од типот C или јаглеродните астероиди, астероиди од типот S или силикатни и астероиди од типот М или метални.

Јаглеродните астероиди, како што сугерира нивното име, се богати со јаглерод. Тие доминираат во надворешните региони на астероидниот појас.[55] Тие заедно сочинуваат над 75% од видливите астероиди. Тие се поцрвени по нијанса од другите астероиди и имаат многу ниско албедо. Нивниот површински состав е сличен на јаглеродните хондритни метеорити. Хемиски, нивните спектри се совпаѓаат со примордијалниот состав на раниот Сончев Систем, при што се отстранети само полесните елементи и испарливите материи.

Астероидите од типот S (богати со силикати) се почести кон внатрешниот регион на појасот, во рок од 2,5 AU на Сонцето.[55][56] Спектрите на нивните површини откриваат присуство на силикати и малку метал, но нема значајни јаглеродни соединенија. Ова укажува дека нивните материјали се значително изменети од нивниот исконски состав, веројатно преку топење и реформација. Тие имаат релативно високо албедо и сочинуваат околу 17% од вкупната популација на астероиди.

Астероидите од типот М (богати со метали) сочинуваат околу 10% од вкупната популација; нивните спектри наликуваат на железо-никел. Се верува дека некои се формирале од металните јадра на диференцираните зачетни тела кои биле нарушени при судир. Сепак, постојат и некои силикатни соединенија кои можат да создадат сличен изглед. На пример, големиот астероид од типот М 22 Калиопа не изгледа дека е првенствено составен од метал.[57] Во рамките на астероидниот појас, дистрибуцијата на бројот на астероидите од типот М достигнува врв на голема полуоска од околу 2,7 AU.[58] Сè уште не е јасно дали сите М-типови се композициски слични или дали тоа е ознака за неколку сорти кои не се вклопуваат уредно во главните класи C и S.[59]

 
Хабл со поглед кон извонреден астероид со повеќе опашки P/2013 P5.[60]

Една од мистеријата на астероидниот појас е релативната реткост на астероиди од типот V или базалтни. Теориите за формирање на астероиди предвидуваат дека објектите со големина на Веста или поголеми треба да формираат кора и мантии, кои би биле составени главно од базалтичка карпа, што резултира со тоа што повеќе од половина од сите астероиди се составени или од базалт или од оливин. Набљудувањата, сепак, сугерираат дека 99 отсто од предвидениот базалтичен материјал недостасува.[61] До 2001 година, се верувало дека повеќето базалтички тела откриени во астероидниот појас потекнуваат од астероидот Веста (оттука и нивното име V-тип). Меѓутоа, откривањето на астероидот 1459 Магнија открило малку поинаков хемиски состав од другите дотогаш откриени базалтички астероиди, што укажува на различно потекло.[61] Оваа хипотеза била засилена со понатамошното откритие во 2007 година на два астероиди во надворешниот појас, 7472 Кумакири и (10537) 1991 RY16, со различен базалтичен состав кој не би можел да потекнува од Веста. Овие последни два се единствените астероиди од типот V откриени во надворешниот појас досега.[62]

Температурата на астероидниот појас варира со оддалеченоста од Сонцето. За честичките прашина во појасот, типичните температури се движат од 200 К (-73 °C) на 2,2 AU до 165 К (-108 °C) на 3,2 AU [63] Сепак, поради ротација, температурата на површината на астероидот може значително да варира бидејќи страните се наизменично изложени на сончево зрачење, а потоа и на ѕвездената позадина.

Комети со главниот појас

уреди

Неколку инаку незабележителни тела во надворешниот појас покажуваат кометна активност. Бидејќи нивните орбити не можат да се објаснат преку заробување на класичните комети, се смета дека многу од надворешните астероиди може да се ледени, а мразот повремено е изложен на сублимација преку мали удари. Кометите од главниот појас можеби биле главен извор на океаните на Земјата бидејќи односот деутериум-водород е премногу низок за класичните комети да бидат главниот извор.[64]

Орбити

уреди
 
Астероидниот појас (покажува ексцентричност), со астероидниот појас во црвена и сина боја

Повеќето астероиди во астероидниот појас имаат орбитална ексцентричност помала од 0,4 и наклон помал од 30°. Орбиталната распределба на астероидите достигнува максимум при ексцентричност од околу 0,07 и наклон под 4°.[52] Така, иако типичен астероид има релативно кружна орбита и лежи во близина на рамнината на еклиптиката, некои астероидни орбити можат да бидат многу ексцентрични или да патуваат многу надвор од еклиптичката рамнина.

Понекогаш, терминот главен појас се користи за да се однесува само на покомпактен регион на „јадрото“ каде што се наоѓа најголемата концентрација на тела. Ова се наоѓа помеѓу силните празнини од Керквудовиот јаз од 4:1 и 2:1 на 2,06 и 3,27 ае, и при орбитално занесување помали од приближно 0,33, заедно со орбиталните наклонетости под околу 20°. Од 2006 година, овој регион содржел 93% од сите откриени и нумерирани помали планети во Сончевиот Систем.[65] Базата на податоци за мали тела JPL наведува над 700.000 познати астероиди од главниот појас.[66]

Кирквови празнини

уреди
 
Број на астероиди во астероидниот појас во функција на нивната голема полуоска. Испрекинатите линии ги означуваат Керквудовите јазови, каде орбиталните резонанции со Јупитер ги дестабилизираат орбитите. Бојата дава можна поделба на три зони:
  Зона I: внатрешен главен појас (a < 2.5 ае)
  Зона II: среден главен појас (2.5 ае < a < 2.82 ае)
  Зона III: outer главен појас (a > 2.82 ае)

Големата полуоска на астероидот се користи за опишување на димензиите на неговата орбита околу Сонцето, а нејзината вредност го одредува орбиталниот период на малата планета. Во 1866 година, Даниел Керквуд го објавил откривањето на празнините на растојанието од орбитите на овие тела од Сонцето. Тие биле сместени на позиции каде што нивниот период на револуција околу Сонцето бил цел број од орбиталниот период на Јупитер. Керквуд предложил дека гравитациските растројства на планетата довеле до отстранување на астероидите од овие орбити.[67]

Кога средниот орбитален период на астероидот е цел број од орбиталниот период на Јупитер, се создава резонанца на средно движење со гасовитиот џин што е доволна за да го наруши астероидот на нови орбитални елементи. Астероидите кои се наоѓаат во орбитите на јазот (или примордијално поради миграцијата на орбитата на Јупитер,[68] или поради претходни пертурбации или судири) постепено се туркаат во различни, случајни орбити со поголема или помала голема полуоска.

Судири

уреди
 
Зодијачка светлина, чиј помал дел е создаден од прашина.

Големата популација на астероидниот појас создава многу активна средина, каде често се случуваат судири меѓу астероидите (на астрономски временски скали). Судири меѓу телата на главниот појас со среден полупречник од 10 км се очекува да се случуваат околу еднаш на секои 10 милиони години.[69] Судир може да го фрагментира астероидот на многу помали делови (што ќе доведе до формирање на ново астероидно семејство).[70] Спротивно на тоа, судирите што се случуваат при мала релативна брзина, исто така, може да се спојат со два астероиди. По повеќе од 4 милијарди години вакви процеси, членовите на астероидниот појас сега немаат многу сличност со првобитната популација.

Заедно со телата на астероидите, астероидниот појас содржи и појаси од прашина со полупречник на честички до неколку стотици микрометри. Овој фин материјал е произведен, барем делумно, од судири меѓу астероиди и од влијанието на микрометеоритите врз астероидите. Поради ефектот <i>Појнтинг</i>-<i>Робертсон</i>, притисокот на сончевото зрачење предизвикува оваа прашина полека да се спира навнатре кон Сонцето.[71]

Комбинацијата на оваа фина астероидна прашина, како и исфрлен материјал на комета, ја произведува зодијачката светлина. Овој слаб поларен сјај може да се види ноќе како се протега од правец на Сонцето долж рамнината на еклиптиката. Астероидните честички кои ја произведуваат видливата хороскопска светлина во просек околу 40 μm во полупречник. Типичниот животен век на честичките од хороскопскиот облак од главниот појас е околу 700.000 години. Така, за да се одржат лентите од прашина, мора постојано да се произведуваат нови честички во астероидниот појас.[71] Некогаш се сметало дека судирите на астероидите формираат главна компонента на зодијачка светлина. Сепак, компјутерските симулации на Несворни и неговите колеги припишуваат 85% од зодијачната светлосна прашина на фрагментациите на комети од семејството на Јупитер, наместо на кометите и судирите меѓу астероидите во астероидниот појас. Најмногу 10 отсто од прашината се припишува на астероидниот појас.[72]

Метеорити

уреди

Некои од остатоците од судирите можат да формираат метеороиди кои влегуваат во атмосферата на Земјата.[73] Од досега пронајдените 50.000 метеорити на Земјата, се верува дека 99,8 отсто потекнуваат од астероидниот појас.[74]

Семејства и групи

уреди
 
Овој заплет на наклонетост на орбитата (i p) наспроти ексцентричност (e p) за нумерираните астероиди од главниот појас јасно покажува купчиња што ги претставуваат семејствата на астероиди.

Во 1918 година, јапонскиот астроном Кијоцугу Хирајама забележал дека орбитите на некои од астероидите имаат слични параметри, формирајќи семејства или групи.[75]

Приближно една третина од астероидите во астероидниот појас се членови на Астероидно семејство. Тие споделуваат слични орбитални елементи, како што се голема полуоска, ексцентричност и орбитална наклонетост, како и слични спектрални одлики, од кои сите укажуваат на заедничко потекло во распаѓањето на поголемото тело. Графичките прикази на овие елементи, за членовите на астероидниот појас, покажуваат концентрации што укажуваат на присуство на Астероидно семејство. Постојат околу 20 до 30 асоцијации кои речиси сигурно се семејства на астероиди. Пронајдени се дополнителни групирања кои се помалку сигурни. Астероидните семејства може да се потврдат кога членовите прикажуваат заеднички спектрални одлики. Помалите асоцијации на астероиди се нарекуваат групи или кластери.

Некои од најистакнатите семејства во астероидниот појас (по редослед на зголемување на големите полуоски) се семејствата Флора, Еунома, Коронис, Еос и Темида.[58] Семејството Флора, едно од најголемите со повеќе од 800 познати членови, можеби се формирало од судир пред околу 1 милијарди години.[76] Најголемиот астероид кој е вистински член на едно семејство (за разлика од интерлопер во случајот на Церера со семејството Гефион) е 4 Веста. Се верува дека семејството Веста настанало како резултат на ударот на Веста што формирал кратер. Исто така, метеоритите ХЕД можеби потекнуваат од Веста како резултат на овој судир.[77]

Во астероидниот појас се пронајдени три истакнати ленти од прашина. Овие имаат слични орбитални склоности како фамилиите на астероиди Еос, Корон и Темида, и затоа веројатно се поврзани со тие групирања.[78]

Еволуцијата на главниот појас по доцното тешко бомбардирање била многу веројатно погодена од премините на големите кентаури и заднептунски објекти (ЗНО). Кентаурите и ЗНО кои стигнуваат до внатрешниот Сончев Систем можат да ги менуваат орбитите на астероидите од главниот појас, иако само ако нивната маса е од редот на 10-9 M ☉ за единечни средби или, еден ред помалку во случај на повеќекратни блиски средби. Сепак, Кентаурите и ЗНО веројатно нема значително да ги дисперзираат младите семејства на астероиди во главниот појас, но тие може да ги растројат некои стари семејства на астероиди. Сегашните астероиди од главниот појас кои потекнуваат како кентаури или заднептунски објекти може да лежат во надворешниот појас со краток век на траење од помалку од 4 милиони години, најверојатно помеѓу 2,8 и 3,2 AU на поголеми ексцентрицитети од типичните за астероиди од главниот појас.[79]

Периферија

уреди

Преклопување на внатрешниот раб на појасот (се движи помеѓу 1,78 и 2,0 AU, со средна голема полуоска од 1,9 AU) е унгарско семејство на помали планети. Тие се именувани по главниот член, 434 Унгарија; групата содржи најмалку 52 именувани астероиди. Групата Унгарија е одвоена од главното тело со Керквудовата празнина 4:1 и нивните орбити имаат висок наклон. Некои членови припаѓаат на категоријата на астероиди со преминување на Марс, а гравитациските растројства од Марс веројатно се фактор за намалување на вкупната популација на оваа група.[80]

Друга група со висока наклонетост во внатрешниот дел на астероидниот појас е Фокејското семејство. Овие се составени првенствено од астероиди од S-тип, додека соседното унгарско семејство вклучува некои Е-типови.[81] Семејството Фокеја орбитира помеѓу 2,25 и 2,5AU од Сонцето.

Надворешниот раб на астероидниот појас е групата Кибела, која орбитира помеѓу 3,3 и 3,5 AU. Овие имаат орбитална резонанца 7:4 со Јупитер. Семејството Хилда орбитира помеѓу 3,5 и 4,2 AU, и имаат релативно кружни орбити и стабилна орбитална резонанца 3:2 со Јупитер. Има малку астероиди над 4,2 AU, до орбитата на Јупитер. Овде можат да се најдат двете фамилии на тројански астероиди, кои, барем за објекти поголеми од 1 km, се приближно многубројни колку и астероидите од астероидниот појас.[82]

Нови семејства

уреди

Некои семејства на астероиди се формирале неодамна, во астрономска смисла. Кластерот Карин очигледно се формирал пред околу 5,7 милиони години од судир со астероид 33 км во полупречник.[83] Семејството Веритас се формирало пред околу 8,3 милиони години; доказите вклучуваат меѓупланетарна прашина собрана од океанскиот седимент.[84]

Во поново време, Датура се чини дека се формирало пред околу 530.000 години од судир со астероид од главниот појас. Проценката на возраста се заснова на веројатноста членовите да ги имаат нивните тековни орбити, наместо врз основа на какви било физички докази. Сепак, овој кластер можеби бил извор за некој материјал од зодијачка прашина.[85][86] Други неодамнешни кластерски формации, како што е кластерот Јанини ( ок. 1–5 пред милиони години), можеби обезбедил дополнителни извори на прашина од овој астероид.[87]

Наводи

уреди
  1. ↑ 1,0 1,1 Matt Williams (2015-08-23). „What is the Asteroid Belt?“. Universe Today. Посетено на 2016-01-30.
  2. ↑ 2,0 2,1 Krasinsky, G. A.; Pitjeva, E. V.; Vasilyev, M. V.; Yagudina, E. I. (July 2002). „Hidden Mass in the Asteroid Belt“. Icarus. 158 (1): 98–105. Bibcode:2002Icar..158...98K. doi:10.1006/icar.2002.6837.
  3. ↑ Pitjeva, E. V. (2005). „High-Precision Ephemerides of Planets—EPM and Determination of Some Astronomical Constants“ (PDF). Solar System Research. 39 (3): 176–186. Bibcode:2005SoSyR..39..176P. doi:10.1007/s11208-005-0033-2. Архивирано од изворникот (PDF) на July 3, 2014.
  4. ↑ 4,0 4,1 For recent estimates of the masses of Ceres, Vesta, Pallas and Hygiea, see the references in the infoboxes of their respective articles.
  5. ↑ Yeomans, Donald K. (July 13, 2006). „JPL Small-Body Database Browser“. NASA JPL. Архивирано од изворникот на 29 September 2010. Посетено на 2010-09-27.
  6. ↑ Brian Koberlein (2014-03-12). „Why the Asteroid Belt Doesn't Threaten Spacecraft“. Universe Today. Посетено на 2016-01-30.
  7. ↑ 7,0 7,1 „How Did The Asteroid Belt Form? Was There A Planet There?“. CosmosUp. 2016-01-17. Архивирано од изворникот на 2018-12-06. Посетено на 2016-01-30.
  8. ↑ Nola Taylor Redd (2012-06-11). „Asteroid Belt: Facts & Information“. Space.com. Посетено на 2016-01-30.
  9. ↑ Beatty, Kelly (March 10, 2009). „Sculpting the Asteroid Belt“. Sky & Telescope. Посетено на 2014-04-30.
  10. ↑ Delgrande, J. J.; Soanes, S. V. (1943). „Kirkwood's Gap in the Asteroid Orbits“. Journal of the Royal Astronomical Society of Canada. 37: 187. Bibcode:1943JRASC..37..187D.
  11. ↑ Küppers, Michael; O’Rourke, Laurence; Bockelée-Morvan, Dominique; Zakharov, Vladimir; Lee, Seungwon; von Allmen, Paul; Carry, Benoît; Teyssier, David; Marston, Anthony (2014). „Localized sources of water vapour on the dwarf planet (1) Ceres“. Nature. 505 (7484): 525–527. Bibcode:2014Natur.505..525K. doi:10.1038/nature12918. ISSN 0028-0836. PMID 24451541.
  12. ↑ 12,0 12,1 Harrington, J. D. (22 January 2014). „Herschel Telescope Detects Water on Dwarf Planet – Release 14-021“. NASA. Посетено на 22 January 2014.
  13. ↑ „Dawn: Between Jupiter and Mars [sic], I Place a Planet“ (PDF). Jet Propulsion Laboratory.
  14. ↑ Russell, Christopher; Raymond, Carol, уред. (2012). The Dawn Mission to Minor Planets 4 Vesta and 1 Ceres. Springer Science+Business Media. стр. 5. ISBN 978-1-4614-4902-7.
  15. ↑ 15,0 15,1 15,2 Hilton, J. (2001). „When Did the Asteroids Become Minor Planets?“. US Naval Observatory (USNO). Архивирано од изворникот на 2012-04-06. Посетено на 2007-10-01.
  16. ↑ 16,0 16,1 „Dawn: A Journey to the Beginning of the Solar System“. Space Physics Center: UCLA. 2005. Архивирано од изворникот на 2012-05-24. Посетено на 2007-11-03.
  17. ↑ Hoskin, Michael. „Bode's Law and the Discovery of Ceres“. Churchill College, Cambridge. Архивирано од изворникот на 2011-05-22. Посетено на 2010-07-12.
  18. ↑ „Call the police! The story behind the discovery of the asteroids“. Astronomy Now (June 2007): 60–61.
  19. ↑ Harper, Douglas (2010). „Asteroid“. Online Etymology Dictionary. Etymology Online. Посетено на 2011-04-15.
  20. ↑ DeForest, Jessica (2000). „Greek and Latin Roots“. Michigan State University. Архивирано од изворникот на 12 August 2007. Посетено на 2007-07-25.
  21. ↑ Cunningham, Clifford (1984). „William Herschel and the First Two Asteroids“. The Minor Planet Bulletin. 11: 3. Bibcode:1984MPBu...11....3C.
  22. ↑ 22,0 22,1 Staff (2002). „Astronomical Serendipity“. NASA JPL. Архивирано од изворникот на 2012-02-06. Посетено на 2007-04-20.
  23. ↑ Linda T. Elkins-Tanton, Asteroids, Meteorites, and Comets, 2010:10
  24. ↑ „Is it a coincidence that most of the planets fall within the Titius-Bode law's boundaries?“. astronomy.com. Посетено на 2014-01-22.
  25. ↑ von Humboldt, Alexander (1850). Cosmos: A Sketch of a Physical Description of the Universe. 1. New York: Harper & Brothers. стр. 44. ISBN 978-0-8018-5503-0.
  26. ↑ Mann, Robert James (1852). A Guide to the Knowledge of the Heavens. Jarrold. стр. 171. and 1853, p. 216
  27. ↑ „Further Investigation relative to the form, the magnitude, the mass, and the orbit of the Asteroid Planets“. The Edinburgh New Philosophical Journal. 5: 191. January–April 1857.: "[Professor Peirce] then observed that the analogy between the ring of Saturn and the belt of the asteroids was worthy of notice."
  28. ↑ Hughes, David W. (2007). „A Brief History of Asteroid Spotting“. BBC. Архивирано од изворникот на 2011-06-11. Посетено на 2007-04-20.
  29. ↑ Moore, Patrick; Rees, Robin (2011). Patrick Moore's Data Book of Astronomy (2. изд.). Cambridge University Press. стр. 156. ISBN 978-0-521-89935-2.
  30. ↑ Asteroid Discovery from 1980 to 2010. August 25, 2010. https://www.youtube.com/watch?v=S_d-gs0WoUw. 
  31. ↑ „MPC Archive Statistics“. IAU Minor Planet Center. Посетено на 2011-04-04.
  32. ↑ „A Brief History of Asteroid Spotting“. Open2.net. Архивирано од изворникот на 2011-06-11. Посетено на 2007-05-15.
  33. ↑ Masetti, M.; Mukai, K. (December 1, 2005). „Origin of the Asteroid Belt“. NASA Goddard Spaceflight Center. Посетено на 2007-04-25.
  34. ↑ „Study reveals secret origins of asteroids and meteorites“. news.ufl.edu (англиски). 2018-07-02. Архивирано од изворникот на 2019-03-12. Посетено на 2018-10-17.
  35. ↑ Watanabe, Susan (July 20, 2001). „Mysteries of the Solar Nebula“. NASA. Архивирано од изворникот на 2012-01-17. Посетено на 2007-04-02.
  36. ↑ 36,0 36,1 Petit, J.-M.; Morbidelli, A.; Chambers, J. (2001). „The Primordial Excitation and Clearing of the Asteroid Belt“ (PDF). Icarus. 153 (2): 338–347. Bibcode:2001Icar..153..338P. doi:10.1006/icar.2001.6702. Архивирано од изворникот (PDF) на 21 February 2007. Посетено на 2007-03-22.
  37. ↑ Edgar, R.; Artymowicz, P. (2004). „Pumping of a Planetesimal Disc by a Rapidly Migrating Planet“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 354 (3): 769–772. arXiv:astro-ph/0409017. Bibcode:2004MNRAS.354..769E. doi:10.1111/j.1365-2966.2004.08238.x.
  38. ↑ Taylor, G. J.; Keil, K.; McCoy, T.; Haack, H.; Scott, E. R. D. (1993). „Asteroid differentiation – Pyroclastic volcanism to magma oceans“. Meteoritics. 28 (1): 34–52. Bibcode:1993Metic..28...34T. doi:10.1111/j.1945-5100.1993.tb00247.x.
  39. ↑ Kelly, Karen (2007). „U of T researchers discover clues to early solar system“. University of Toronto. Архивирано од изворникот на 2012-01-24. Посетено на 2010-07-12.
  40. ↑ Clark, B. E.; Hapke, B.; Pieters, C.; Britt, D. (2002). „Asteroid Space Weathering and Regolith Evolution“. Asteroids III: 585. Bibcode:2002aste.book..585C. doi:10.2307/j.ctv1v7zdn4.44. Gaffey, Michael J. (1996). „The Spectral and Physical Properties of Metal in Meteorite Assemblages: Implications for Asteroid Surface Materials“. Icarus. 66 (3): 468–486. Bibcode:1986Icar...66..468G. doi:10.1016/0019-1035(86)90086-2. ISSN 0019-1035. Keil, K. (2000). „Thermal alteration of asteroids: evidence from meteorites“. Planetary and Space Science. Посетено на 2007-11-08. 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: 7709. Bibcode:2003EAEJA.....7709B.
  41. ↑ Chapman, C. R.; Williams, J. G.; Hartmann, W. K. (1978). „The asteroids“. Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 16: 33–75. Bibcode:1978ARA&A..16...33C. doi:10.1146/annurev.aa.16.090178.000341.
  42. ↑ Kracher, A. (2005). „Asteroid 433 Eros and partially differentiated planetesimals: bulk depletion versus surface depletion of sulfur“ (PDF). Ames Laboratory. Архивирано од изворникот (PDF) на 28 November 2007. Посетено на 2007-11-08.
  43. ↑ Robert Piccioni (2012-11-19). „Did Asteroid Impacts Make Earth Habitable?“. Guidetothecosmos.com. Посетено на 2013-05-03.
  44. ↑ „Asteroids Caused the Early Inner Solar System Cataclysm“. UANews (англиски). Посетено на 2018-10-18.
  45. ↑ Alfvén, H.; Arrhenius, G. (1976). „The Small Bodies“. SP-345 Evolution of the Solar System. NASA. Архивирано од изворникот на 13 May 2007. Посетено на 2007-04-12.
  46. ↑ Spratt, Christopher E. (April 1990). „The Hungaria group of minor planets“. Journal of the Royal Astronomical Society of Canada. 84: 123–131. Bibcode:1990JRASC..84..123S.
  47. ↑ Lecar, M.; Podolak, M.; Sasselov, D.; Chiang, E. (2006). „Infrared cirrus – New components of the extended infrared emission“. The Astrophysical Journal. 640 (2): 1115–1118. arXiv:astro-ph/0602217. Bibcode:2006ApJ...640.1115L. doi:10.1086/500287.
  48. ↑ Berardelli, Phil (March 23, 2006). „Main-Belt Comets May Have Been Source Of Earths Water“. Space Daily. Посетено на 2007-10-27.
  49. ↑ Lakdawalla, Emily (April 28, 2006). „Discovery of a Whole New Type of Comet“. The Planetary Society. Архивирано од изворникот на 1 May 2007. Посетено на 2007-04-20.
  50. ↑ Yeomans, Donald K. (April 26, 2007). „JPL Small-Body Database Search Engine“. NASA JPL. Посетено на 2007-04-26. – search for asteroids in the main belt regions with a diameter >100.
  51. ↑ Tedesco, E. F.; Desert, F.-X. (2002). „The Infrared Space Observatory Deep Asteroid Search“. The Astronomical Journal. 123 (4): 2070–2082. Bibcode:2002AJ....123.2070T. doi:10.1086/339482.
  52. ↑ 52,0 52,1 Williams, Gareth (September 25, 2010). „Distribution of the Minor Planets“. Minor Planets Center. Посетено на 2010-10-27.
  53. ↑ Pitjeva, E. V. (2018). „Masses of the Main Asteroid Belt and the Kuiper Belt from the Motions of Planets and Spacecraft“. Solar System Research. 44 (8–9): 554–566. arXiv:1811.05191. Bibcode:2018AstL...44..554P. doi:10.1134/S1063773718090050.
  54. ↑ In Depth | Ceres. NASA Solar System Exploration.
  55. ↑ 55,0 55,1 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. 133 (4): 1609–1614. arXiv:astro-ph/0611310. Bibcode:2007AJ....133.1609W. doi:10.1086/512128. Посетено на 2008-09-06.
  56. ↑ Clark, B. E. (1996). „New News and the Competing Views of Asteroid Belt Geology“. Lunar and Planetary Science. 27: 225–226. Bibcode:1996LPI....27..225C.
  57. ↑ Margot, J. L.; Brown, M. E. (2003). „A Low-Density M-type Asteroid in the Main Belt“ (PDF). Science. 300 (5627): 1939–1942. Bibcode:2003Sci...300.1939M. doi:10.1126/science.1085844. PMID 12817147. Архивирано од изворникот (PDF) на 2020-02-26.
  58. ↑ 58,0 58,1 Lang, Kenneth R. (2003). „Asteroids and meteorites“. NASA's Cosmos. Архивирано од изворникот на 2012-03-24. Посетено на 2007-04-02.
  59. ↑ Mueller, M.; Harris, A. W.; Delbo, M. (2005). the MIRSI Team. „21 Lutetia and other M-types: Their sizes, albedos, and thermal properties from new IRTF measurements“. Bulletin of the American Astronomical Society. 37: 627. Bibcode:2005DPS....37.0702M.
  60. ↑ „When is a comet not a comet?“. ESA/Hubble Press Release. Посетено на 12 November 2013.
  61. ↑ 61,0 61,1 Than69Ker (2007). „Strange Asteroids Baffle Scientists“. space.com. Посетено на 2007-10-14.
  62. ↑ Грешка во наводот: Погрешна ознака <ref>; нема зададено текст за наводите по име Duffard.
  63. ↑ Low, F. J.; и др. (1984). „Infrared cirrus – New components of the extended infrared emission“. Astrophysical Journal Letters. 278: L19–L22. Bibcode:1984ApJ...278L..19L. doi:10.1086/184213.
  64. ↑ „Interview with David Jewitt“. YouTube.com. 2007-01-05. Архивирано од изворникот на 2011-07-19. Посетено на 2011-05-21.CS1-одржување: бот: непознат статус на изворната URL (link)
  65. ↑ This value was obtained by a simple count up of all bodies in that region using data for 120,437 numbered minor planets from the Minor Planet Center orbit database, dated February 8, 2006.
  66. ↑ „JPL Small-Body Database Search Engine: orbital class (MBA)“. JPL Solar System Dynamics. Посетено на 2018-02-26.
  67. ↑ Fernie, J. Donald (1999). „The American Kepler“. American Scientist. 87 (5): 398. doi:10.1511/1999.5.398. Архивирано од изворникот на 2017-06-21. Посетено на 2007-02-04.
  68. ↑ Liou, Jer-Chyi; Malhotra, Renu (1997). „Depletion of the Outer Asteroid Belt“. Science. 275 (5298): 375–377. Bibcode:1997Sci...275..375L. doi:10.1126/science.275.5298.375. PMID 8994031. |hdl-access= бара |hdl= (help)
  69. ↑ Backman, D. E. (March 6, 1998). „Fluctuations in the General Zodiacal Cloud Density“. Backman Report. NASA Ames Research Center. Архивирано од изворникот на March 3, 2012. Посетено на 2007-04-04.
  70. ↑ David Nesvorný, William F. Bottke Jr, Luke Dones & Harold F. Levison (June 2002). „The recent breakup of an asteroid in the main-belt region“ (PDF). Nature. 417 (6890): 720–722. Bibcode:2002Natur.417..720N. doi:10.1038/nature00789. PMID 12066178.CS1-одржување: повеќе имиња: список на автори (link)
  71. ↑ 71,0 71,1 Reach, William T. (1992). „Zodiacal emission. III – Dust near the asteroid belt“. Astrophysical Journal. 392 (1): 289–299. Bibcode:1992ApJ...392..289R. doi:10.1086/171428.
  72. ↑ Nesvorný, David; Jenniskens, Peter; Levison, Harold F.; Bottke, William F.; Vokrouhlický, David; Gounelle, Matthieu (2010). „Cometary Origin of the Zodiacal Cloud and Carbonaceous Micrometeorites. Implications for Hot Debris Disks“. The Astrophysical Journal. 713 (2): 816–836. arXiv:0909.4322. Bibcode:2010ApJ...713..816N. doi:10.1088/0004-637X/713/2/816.
  73. ↑ Kingsley, Danny (May 1, 2003). „Mysterious meteorite dust mismatch solved“. ABC Science. Посетено на 2007-04-04.
  74. ↑ „Meteors and Meteorites“ (PDF). NASA. Архивирано од изворникот (PDF) на 2006-10-15. Посетено на 2012-01-12.
  75. ↑ Hughes, David W. (2007). „Finding Asteroids In Space“. BBC. Архивирано од изворникот на 2012-03-10. Посетено на 2007-04-20.
  76. ↑ Martel, Linda M. V. (March 9, 2004). „Tiny Traces of a Big Asteroid Breakup“. Planetary Science Research Discoveries. Архивирано од изворникот на 1 April 2007. Посетено на 2007-04-02.
  77. ↑ Drake, Michael J. (2001). „The eucrite/Vesta story“. Meteoritics & Planetary Science. 36 (4): 501–513. Bibcode:2001M&PS...36..501D. doi:10.1111/j.1945-5100.2001.tb01892.x.
  78. ↑ Love, S. G.; Brownlee, D. E. (1992). „The IRAS dust band contribution to the interplanetary dust complex – Evidence seen at 60 and 100 microns“. Astronomical Journal. 104 (6): 2236–2242. Bibcode:1992AJ....104.2236L. doi:10.1086/116399.
  79. ↑ Galiazzo, M. A.; Wiegert, P.; Aljbaae, S. (2016). „Influence of the Centaurs and TNOs on the main belt and its families“. Astrophysics and Space Science. 361 (12): 361–371. arXiv:1611.05731. Bibcode:2016Ap&SS.361..371G. doi:10.1007/s10509-016-2957-z.
  80. ↑ Spratt, Christopher E. (1990). „The Hungaria group of minor planets“. Journal of the Royal Astronomical Society of Canada. 84 (2): 123–131. Bibcode:1990JRASC..84..123S.
  81. ↑ Carvano, J. M.; Lazzaro, D.; Mothé-Diniz, T.; Angeli, C. A.; Florczak, M. (2001). „Spectroscopic Survey of the Hungaria and Phocaea Dynamical Groups“. Icarus. 149 (1): 173–189. Bibcode:2001Icar..149..173C. doi:10.1006/icar.2000.6512.
  82. ↑ Dymock, Roger (2010). Asteroids and Dwarf Planets and How to Observe Them. Astronomers' Observing Guides. Springer. стр. 24. ISBN 978-1-4419-6438-0. Посетено на 2011-04-04.
  83. ↑ Nesvorný, David; и др. (August 2006). „Karin cluster formation by asteroid impact“. Icarus. 183 (2): 296–311. Bibcode:2006Icar..183..296N. doi:10.1016/j.icarus.2006.03.008.
  84. ↑ McKee, Maggie (January 18, 2006). „Eon of dust storms traced to asteroid smash“. New Scientist Space. Посетено на 2007-04-15.
  85. ↑ Nesvorný; Vokrouhlický, D; Bottke, WF; и др. (2006). „The Breakup of a Main-Belt Asteroid 450 Thousand Years Ago“ (PDF). Science. 312 (5779): 1490. Bibcode:2006Sci...312.1490N. doi:10.1126/science.1126175. PMID 16763141.
  86. ↑ Vokrouhlický; Durech, J; Michalowski, T; и др. (2009). „Datura family: the 2009 update“. Astronomy & Astrophysics. 507 (1): 495–504. Bibcode:2009A&A...507..495V. doi:10.1051/0004-6361/200912696.
  87. ↑ Nesvorný, D.; Bottke, W. F.; Levison, H. F.; Dones, L. (2003). „Recent Origin of the Solar System Dust Bands“ (PDF). The Astrophysical Journal. 591 (1): 486–497. Bibcode:2003ApJ...591..486N. doi:10.1086/374807. Архивирано од изворникот (PDF) на 2020-04-12.

Надворешни врски

уреди

Преземено од „https://mk.wikipedia.org/w/index.php?title=Астероиден_појас&oldid=5296353“