Aszteroida-öv

Fő aszteroida öv

Ábrája a belső Naprendszer , akár a pályára a Jupiter bemutató pályája a belső bolygók és a hozzávetőleges helyzetét a szív a kisbolygóövezet; a trójai aszteroidák is képviseltetik magukat.
Vezetéknév Nap
Spektrális típus G2 V
Látszólagos nagyság -26,74
Korong
típus Törmelék korong
Orbitális jellemzők
Fél-fő tengely (a) 1,7 - 4,5   AU  
(széles határok)
Fizikai jellemzők
Tömeg 3,0–3,6 × 10 21  kg  
(≈ 0,04  M hold )
Felfedezés
Keltezett Az első végtagot ( (1) Cérès ) 1801-ben fedezték fel
további információ

A fő aszteroidaöv (néha csak aszteroidaöv vagy főöv ) a Naprendszer olyan régiója, amely a Mars és a Jupiter pályája között helyezkedik el . Nagyszámú aszteroidát tartalmaz .

Terminológia

Az aszteroidaövet néha „fő aszteroidaövnek” nevezik, amikor meg kell különböztetni a Naprendszer többi hasonló övétől. Az öv összes aszteroidája a Naprendszer kicsi teste, kivéve Cereset , amely egy törpe bolygó .

A megnevezés régi és abból az időből származik, amikor csak az úgynevezett fő öv volt ismert; azóta felfedezték a Kuiper-övet , tömegében és kiterjedésében sokkal nagyobb, de jelenleg nem tervezik a terminológia megváltoztatását.

Jellemzők

Szám

Az aszteroidaöv több százezer ismert aszteroidát tartalmaz , és valószínűleg több milliót is, a porszemtől a néhány száz kilométer átmérőjű bolygóig.

2005 végén több mint 100 000  számozott aszteroida (a hozzávetőlegesen 120 000-ből) tartozott az aszteroidaövhez. 200 000 másik személyt felsoroltak, de nem sorolták meg. Becslések szerint több mint 500 000 volt vizuálisan kimutatható az adott idő .

2018-ban 240 100 km- nél nagyobb  aszteroida ismert, míg az infravörös öv szisztematikus vizsgálata 700 000 és 1 700 000 között becsülte meg az egy kilométernél nagyobb aszteroidák számát. A medián abszolút nagyságát ilyen aszteroida körülbelül 16.

Úgy véljük, hogy egy bizonyos méretű aszteroidák száma 100-szorosára növekszik, amikor az átmérő 10-szeresére csökken (vagyis 100-szor több aszteroida lenne, amelyek átmérője 100  m, mint 1  km ) . Ez a progresszió addig folytatódik, amíg méretük kellően kicsi, azaz kevesebb mint 0,1  μm lesz . Ezen a ponton a Nap sugárzási nyomása versenyez a gravitációval. Amikor a sugárzás és a gravitációs erő aránya nagyobb, mint 0,5, ezt a port kiürítik a belső naprendszerből . De a 0,1-hez közeli arány esetén a Poynting-Robertson-effektus hatására ez a por lassan kanyarodik a Nap felé, amíg körülbelül csillagászati ​​egységgé elpárolog belőle. Végül, 0,1 és 0,5 közötti arány esetén a por sorsa a kezdeti sebességi körülményektől függ.

A közhiedelemmel ellentétben, és a benne található aszteroidák száma ellenére, az aszteroida öv lényegében üres marad, és minden aszteroidát általában átlagosan egymillió kilométer választ el a legközelebbiétől .

Tömeg

A teljes tömege a kisbolygóövezet becsült között 3,0 és 3,6 × 10 21  kg-os (3-tól 3,6 milliárd milliárd tonna ), vagy 4, hogy 5% -a, hogy a Hold . A négy legnagyobb objektum, a Ceres , a Vesta , a Pallas és a Hygée az öv teljes tömegének majdnem felét képviseli; Ceres egyharmadot számít önmagában. A Ceres az egyetlen olyan aszteroida, amely elég nagy ahhoz, hogy gravitációja gömb alakú legyen, és ma törpebolygónak számít . 2,8 AU körül kering  a Naptól, ami egyben a távolság az aszteroida öv tömegközéppontjától is. A Vesta abszolút nagysága is magasabb, mint a többi aszteroidaé, 3,20 körül.

Fogalmazás

A Naprendszer kezdetén az aszteroidák bizonyos fokú fúzión mentek keresztül, lehetővé téve az elemeik részleges vagy teljes differenciálódását tömegükben. Néhány kezdeti szervek esetleg tapasztalt időszak robbanásszerű vulkanizmus és óceánok a magma . Kis méretük miatt azonban ez a fúziós időszak rövid volt (a bolygókhoz képest), és általában 4,5 milliárd évvel ezelőtt ért véget, miután néhány tíz és száz millió év között tartott.

Az aszteroidaöv elsősorban három aszteroidakategóriából áll. A külső részen, a Jupiter pályája közelében a széndús aszteroidák dominálnak. Ezek a C típusú aszteroidák az összes látható aszteroida több mint 75% -át tartalmazzák. Vörösebbek, mint más aszteroidák, és nagyon alacsony az albedójuk . Felszíni összetételük hasonló a meteoritok kondrit szénéhez . Kémiai szempontból spektrumuk a korai Naprendszeréhez hasonló összetételt jelez, könnyű és illékony elemek (például jég) nélkül.

Az öv belső része felé, mintegy 2,5 AU távolságra a Naptól, az S típusú aszteroidák ( szilikátok ) a leggyakoribbak. Felületük spektruma feltárja a szilikátok és néhány fém jelenlétét, de nem tartalmaz jelentős széntartalmú vegyületet. Ezért olyan anyagokból készülnek, amelyeket a Naprendszer kezdetei óta mélyen módosítottak. Feltételezhető kialakulási mechanizmusuk magában foglal egy fúziós fázist, amely tömegdifferenciálódást okozott. Viszonylag magas albedójuk van, és a teljes érték 17% -át teszik ki.

A harmadik kategória, amely a teljes mennyiség 10% -át teszi ki, az M típusú aszteroidáké ( fémekben gazdag ). Spektruma hasonló egy vas - nikkel ötvözet , egy fehér vagy enyhén vörös megjelenést, és nem abszorpciós jellemzői. Úgy gondolják, hogy egyes M típusú aszteroidák nagyobb tárgyak fémmagjaiban képződtek, amelyek ütközés útján széttöredeztek. Néhány szilikátvegyület azonban hasonló megjelenést produkálhat; például úgy tűnik, hogy az M-típusú Calliope aszteroida nem elsősorban fémből áll. Az övön belül az M-típusú aszteroidák eloszlása ​​a Naptól 2,7 AU-ra tetőzik. Nem ismert, hogy az összes M-típusú aszteroidának van-e hasonló összetétele, vagy olyan címkéről van szó, amely több fajtát csoportosít, amelyek nem tartoznak a C és S osztályokba.

Az aszteroidaöv nagyon kevés V. típusú , bazaltos aszteroidát tartalmaz , amely ténynek nem tudjuk az okát. Az aszteroida képződés elmélete szerint a Vesta méretű vagy annál nagyobb tárgyaknak kéregeket és palástokat kell alkotniuk, amelyek többnyire bazalt kőzetekből állnak; Az aszteroidák több mint felének bazaltból vagy olivinből kell állnia . Megfigyelések arra utalnak, hogy a megjósolt bazalt 99% -a nem létezik. 2001-ig azt hitték, hogy az övben talált bazalt testek többsége Vesta-ból származik (ezért nevük V. típus). Magnya felfedezése azonban (1459) a többi bazalt aszteroidától kissé eltérõ kémiai összetételt mutatott ki, ami külön eredetre utal. 2007-ben (7472) Kumakiri és (10537) 1991 RY 16 fedezték fel, amelyek bazaltikus összetételűek és eredetük nem a Vesta származhat. A mai napig (2007. október) ezek az egyetlen V-típusú aszteroidák, amelyeket a külső övben fedeztek fel.

Az öv hőmérséklete a Naptól való távolságtól függően változik. A porszemcsék esetében a tipikus hőmérséklet 200 K (-73 ° C) és 2,2 AU között mozog 165 K (-108 ° C) hőmérsékleten 3,2 AU-nál. Egy nagyobb aszteroida esetében forgása nagyobb eltéréseket okoz, felületét felváltva a napsugárzás és a csillag háttér éri.

Kering

Tábornok

A főövben található aszteroidák túlnyomó többségének excentricitása kisebb, mint 0,4, dőlése pedig kevesebb, mint 30 °. Orbitális eloszlásuk legfeljebb 0,07 excentricitás és 4 ° alatti dőlés esetén maximális. Vázlatosan egy tipikus főövű aszteroidának viszonylag kör alakú pályája van az ekliptika síkja közelében , de vannak kivételek.

A "főöv" kifejezést néha kizárólag arra a középső régióra utalják, ahol az aszteroidák koncentrációja a legnagyobb. A Kirkwood 4: 1 és 2: 1 álláshelyek között, 2,06 és 3,27 AU között helyezkedik el, és alkatrészeinek excentricitása kisebb, mint 0,33, dőlése pedig kevesebb, mint 20 °. Ez a régió tartalmazza a Naprendszer összes számozott aszteroidájának 93,4% -át.

A következő két diagram kiemeli az ismert aszteroidák bizonyos orbitális elemeit fél-fő tengelyük szerint ( AU-ban ); az öv aszteroidáit piros és kék színnel jelzik, 2 és 4 AU között (a piros az öv legnépesebb régiójának felel meg). Az aszteroidák 5,2 AU körüli csoportja a trójaiaké .

Kirkwood Gaps

Az aszteroidák féltengelyes tengelyeinek eloszlása (és ezért, ha excentricitása alacsony, a keringési periódusuk ) egyértelműen aszteroidától mentes területeket mutat, amelyeket Kirkwood üres helyeknek nevezünk . Ezek a hézagok jelennek félig nagyobb tengelye, ahol az arány a keringési ideje egy aszteroida, és hogy a Jupiter egy egész frakció . Egy kis objektumnak, amely megfelel ennek a feltételnek, a bolygóval kapcsolatos rezonanciahatások elegendőek a pálya elemeinek megzavarásához . A gyakorlatban azok a kisbolygók, amelyek korábban ilyen pályákon voltak (akár kezdetben a Jupiter pályájáról való migráció, akár a korábbi zavarok vagy ütközések miatt), fokozatosan félig nagy, eltérő tengelyű pályákra kerültek.

Kirkwood hiányosságai csak az aszteroidák fél-fő tengelyeinek eloszlását vizsgálják. A gyakorlatban, mivel ezek pályája elliptikus, sok aszteroida keresztezi a Naptól a réseknek megfelelő távolságot; bármikor az aszteroidák sűrűsége az üres helyeken nem tér el jelentősen a szomszédos régiókétól.

A fő hiányosságok a Jupiter 3: 1, 5: 2, 7: 3 és 2: 1 rezonanciájában jelentkeznek. Így a 3: 1 résen elhelyezkedő aszteroida a Jupiter minden egyes pályáján 3 körül kering a Nap körül. Gyengébb rezonanciák fordulnak elő a fél-fő tengelyek egyéb értékeinél, ami kevesebb aszteroidának okoz ilyen értékeket (pl. 8: 3 rezonancia a fél-fő tengelyre 2,71 AU).

Az aszteroidaöv középső régióját néha három zónára osztják fel, a legfontosabb Kirkwood-rések alapján. Az I. zóna a 4: 1 (2,06 AU) rezonanciától a 3: 1 (2,5 AU) rezonanciáig terjed. A II. Zóna az I. zóna végétől az 5: 2 rezonanciáig (2,82 AU) kezdődik. A III. Zóna a II. Zóna külső határától kezdődik a 2: 1 rezonancia résig (3,28 AU).

A fő öv belső és külső övre is felosztható. A belső öv a Marshoz közelebb keringő aszteroidákból áll, mint a 3: 1 (2,5 AU) rezonancia Kirkwood rés, és a többi aszteroida külső övéből. Egyes szerzők ezt a két övet a 2: 1 (3,3 AU) rezonancia alapján határozzák meg. Mások a belső, középső és külső övek meghatározásával tolják a felosztást.

Ütközések

Nem aszteroida nagyobb, mint 100  m- egy rotációs időszak kevesebb, mint 2,2 óra. Gyorsabban forgó aszteroidán bármilyen gyengén tapadó felületi anyag kidobódna. Egy szilárd tárgy azonban képes lenne gyorsabban forogni törés nélkül. Ez arra utal, hogy a 100 m-nél nagyobb aszteroidák többsége  törmelékhalmaz, amely az aszteroidák közötti ütközés után felhalmozódás útján keletkezik.

A benne lévő tárgyak nagy száma miatt az aszteroidaöv nagyon aktív környezet, és gyakran ütközések fordulnak elő (csillagászati ​​léptékben). Becslések szerint ott 10 millió évente két 10 km- nél nagyobb átmérőjű test ütközik  . Az ütközés miatt egy aszteroida több kisebb darabra osztható (és végül új családot hozhat létre), és e törmelék egy része meteoroidokat képezhet .

Ezzel szemben az alacsony relatív sebességnél bekövetkező ütközések két aszteroidát egyesíthetnek.

Az aszteroida öv porszalagokat tartalmaz (részecskék kevesebb, mint µm százada), amelyek részben aszteroidák és mikrometeorit ütközésekből erednek. A Poynting-Robertson-effektus miatt a napsugárzás nyomása miatt ez a por lassan spirálozik a Nap felé.

Ennek a pornak és az üstökösök által kidobott anyagnak a kombinációja okozza az állatöv fényét . Ez az izzás éjszaka a Nap irányában látható az ekliptika síkja mentén . Az azt előállító részecskék átlagosan 40 µm-esek, élettartama körülbelül 700 000 év. A porszalagok fenntartása érdekében az aszteroidaövben rendszeresen új részecskéket kell termelni.

Családok és csoportok

A főövben található aszteroidák körülbelül egyharmada egy aszteroida családhoz tartozik. Az egyik ilyen család olyan aszteroidákból áll, amelyek hasonló pályaelemekkel rendelkeznek , például fél-fő tengely , excentricitás és dőlés , valamint közös spektrális jellemzők, ami egy nagyobb test töredezettségének közös eredetére utal.

Becslések szerint 20-30 család szinte biztos, amelyek tagjai közös spektrumot mutatnak be. A kisebb aszteroidák asszociációit csoportoknak nevezzük.

A növekvő fél-fő tengely sorrendjében a fő családok Flore , Eunomie , Coronis , Eos és Themis családjai . Flore családja, az egyik legfontosabb, több mint 800 tagot számlál, és feltehetően kevesebb, mint egymilliárd évvel ezelőtt történt ütközés következtében alakult ki.

A Vesta a legnagyobb aszteroida, amely egy család tagja lehet. A Vesta család olyan ütközés során alakulhatott ki, amely krátert alkotott az aszteroidán. A HED meteorit ebből a becsapódásból származna.

Három fő porszalagot figyeltek meg az aszteroidaövben, amelyek az Eos, a Koronis és a Themis családokhoz hasonló dőlést mutatnak, és összefüggésbe hozhatók velük.

Periféria

A Hungaria csoport kiterjed az öv belső perifériájára, 1,8 és 2,0  au között . Ez a csoport a fő tagjáról (434) Hungaria kapta a nevét . Az öv többi részétől a Kirkwood 4: 1 arányú rés választja el, és meredek lejtés jellemzi. Ennek a csoportnak néhány tagja áthalad a Mars pályáján, és lehetséges, hogy e bolygó gravitációs zavarai csökkentik az összlakosságot.

A Phocaea család az aszteroidaöv belső szélén helyezkedik el, és szintén erős hajlás jellemzi. Ezt a készletet csomagcsaládként értelmezik . Leginkább S típusú aszteroidákból áll, míg a szomszédos Hungaria csoport többnyire E típusú aszteroidákból áll, 2,25 és 2,5 AU között kering.

A Cybele csoport foglalja el a fő öv külső részét, 3,3 és 3,5  AU között , 7: 4 arányú rezonanciával a Jupiterrel. A Hilda csoportja 3,5 és 4,2 AU között  kering . 3: 2 arányban rezonál a Jupiterrel, és viszonylag kör alakú pályájú aszteroidákból áll.

Viszonylag kevés aszteroida van 4,2  AU felett a Jupiter pálya szintjéig. A következő csoportosítások a Jupiter trójai programjának két alcsoportja , amelyek általában nem tekinthetők az aszteroidaöv részének.

Legutóbbi családok

Néhány aszteroidacsalád csillagászati ​​szempontból nemrégiben alakult. A család Karin úgy tűnik, hogy ott keletkező 5,7 millió év után egy ütközés egy aszteroida 16  km sugarú körben. A Veritas család 8,3 millió évvel ezelőtt alakult meg, és ennek az eseménynek a bizonyítékai az óceán üledékeiben talált bolygóközi por formájában jelentkeztek.

A Datura csoport vélhetően 450 000 évvel ezelőtt alakult ki ütközés útján. Ez a becslés azon a valószínűségen alapul, hogy tagjainak jelenlegi pályája van, nem pedig fizikai bizonyíték. Hozzájárulhatott volna az állatöv porához. Más közelmúltbeli csoportok, például az Iannini (1 és 5 millió évvel ezelőtt) csoportjai hozzájárulhattak ehhez a porhoz.

Eredet

Kiképzés

A legtöbb tudós úgy véli, hogy az aszteroidaöv a korai Naprendszer maradványaiból áll, amelyek soha nem alkottak bolygót.

Eredetileg azt állították, hogy az öv egy bolygó ( Phaeton néven ) széttöredezéséből származik . Ez a feltételezés számos kérdés miatt használhatatlanná vált. Az első a hatalmas energiaigényre vonatkozik. A másik az öv alacsony össztömege, amely csak töredéke a Hold tömegének. Végül az aszteroidák kémiai összetételében mutatkozó különbségeket nehéz megmagyarázni, ha mind ugyanabból a testből származnak.

A bolygók kialakulása feltehetően a Nap-köd hipotéziséhez hasonló folyamatot követ , amely azt feltételezi, hogy a bolygóközi por és gáz felhő a saját gravitációja hatására összeomlott, és így egy forgó korongot képez. a bolygók. A Naprendszer első millió évei alatt az akkréciós folyamat fokozatosan növelte a testek méretét, egészen addig, amíg a különféle bolygók létre nem jöttek.

Azokon a területeken, ahol az átlagos ütközési sebesség túl magas volt, a planetesimálisok elmozdulása általában dominálta az akkréciót, megakadályozva a kellően nagy testek kialakulását. Ezenkívül a Jupiter orbitális rezonancia- hatásai a kis testeket más pályákra zavarják. A Mars és a Jupiter közötti régió számos erős rezonanciát tartalmaz. A Jupiter kialakulása következtében a Nap felé vándorolt, ezek a rezonanciák átsöpörték az aszteroidaövet, ami izgalmassá tette a planetesimálisok populációját, növelve azok relatív sebességét. A bolygófélék ebben a régióban túlságosan meg voltak zavarva (és továbbra is vannak) ahhoz, hogy bolygót alkossanak. Továbbra is önállóan keringenek a Nap körül, és időnként ütköznek. Az aszteroidaöv a korai Naprendszer relikviájának tekinthető.

Evolúció

A jelenlegi aszteroida öv az öv tömegének csak egy kis részét tartalmazná. Számítógépes szimulációk alapján ennek az övnek a Földével megegyező tömege lett volna. A gravitációs zavarok miatt az anyag nagy részét alig egymillió évvel a kialakulása után kidobták, végül az eredeti tömeg kevesebb mint 0,1% -a maradt meg.

Ezen időszak óta az aszteroidák méreteloszlása ​​az övben viszonylag stabil maradt: ezeknek az aszteroidáknak a tipikus méretei nem nőttek vagy csökkentek. Különböző későbbi folyamatok azonban hatással voltak rájuk, mint például a belső felmelegedés (az első tízmillió év során), felületük megolvadása becsapódások után, vagy a sugárzás és a mikrometeoritok bombázása általi omladozás. Az aszteroidák önmagukban tehát nem a korai Naprendszer ép mintái. Ezzel szemben a külső Kuiper-övben lévő tárgyak sokkal kevésbé átalakultak volna.

A Jupiterrel mért 4: 1 orbitális rezonancia, 2,06 AU körül, az öv belső határának tekinthető. A Jupiter zavarai instabil pályákra mozgatják a testeket. Sőt, az ott kialakult testek többségét a Mars (akinek afelülete 1,67 AU-nál található) vagy a Naprendszer kezdetén fellépő gravitációs zavarok dobták ki. Kivételt képeznek a Hungaria család , az aszteroidák, amelyek nagyon ferde pályán helyezkednek el, és így védve voltak a zavaroktól.

Felfedezés és feltárás

Teleszkópos megfigyelések

Az első aszteroida fedezte fel Giuseppe Piazzi on 1 -jén  január 1801-ben . A számítás lehetővé tette, hogy kiderüljön, hogy ez egy csillag, amely átlagosan 2,8 csillagászati ​​egységet mozgat a naptól . Ceresnek hívták . További kisbolygók azután fedezték fel: Pallas 1802, Juno a 1804 és Vesta a 1807 . Körülbelül ötven éven át ezt a négy testet kis bolygóknak tekintették, amelyek felváltották a Bode által 1772-ben bejelentett „hiányzó bolygót” . Azonban a négy objektum és az ún. a bolygó intenzív vitát váltott ki helyzetükről.

A felfedezés Astrea a 1845, mint valamint több tucat más aszteroidák között található Mars és a Jupiter során a következő évtizedben lehetővé tette, hogy vessen véget a vita és véglegesen bizonyította az aszteroida öv pályája között a Mars. És a Jupiter.

Egy új aszteroida felfedezése a fő övben ma banális esemény, mivel 1995 és 2005 között naponta átlagosan több tucatot fedeztünk fel olyan programoknak köszönhetően, mint a LINEAR , a NEAT vagy az Spacewatch . Ezzel a kutatási területtel kapcsolatban, még akkor is, ha milliónyi felfedezésre van még szükség, nagy felfedezések már történtek (bináris aszteroidák, aszteroida műholdak, több műholdas aszteroidával rendelkező aszteroidák stb.).

Űrkutatás

Az első űrhajó, amely átlépte az aszteroidaövet, a Pioneer 10 volt , amely rajta lépett 1972. július 16. Akkor még nem volt világos, hogy az öv törmeléke károsítja-e a szondát. A Pioneer 10 azonban sérülés nélkül áthaladt rajta. Azóta az aszteroidaövet kilenc másik szonda keresztezi: Pioneer 11 , Voyager 1 , Voyager 2 , Galileo , Cassini , NEAR , Ulysses , New Horizons és Juno események nélkül. A becslések szerint a próba aszteroidával való találkozása kevesebb, mint egy milliárdod.

2007 végén három szondát küldtek kifejezetten aszteroidák megfigyelésére. NEAR és Hayabusa a Földhöz közeli aszteroidáknak szentelték. Csak a 2007 júliusában indított Dawn célozza meg az aszteroidaövet, különös tekintettel a Vestára és a Ceresre . Ha a szonda e munka elvégzése után is működik, akkor azt tervezik a feltárás folytatására használni.

2026-tól a Psyche űrszonda , amelyet 2022-ben indítanak a Discovery program részeként , az azonos nevű aszteroidát fogja tanulmányozni .

Megjegyzések és hivatkozások

Megjegyzések

  1. Korábban "aszteroidák fő gyűrűjének" vagy egyszerűen "aszteroidák gyűrűjének" vagy "fő gyűrűjének" is nevezték ( Arend 1945 ).
  2. 2007. október 18-án a Minor Planet Center adatbázis 164 612 számozott aszteroidát sorolt ​​fel; ezek közül 162 769 féltengelye 1,7 és 4,5 AU között volt, amely megfelel az aszteroidaöv széles határainak, vagyis 98,9%.
  3. 1867 óta az összes aszteroida hivatalos neve, beleértve az első ötöt, zárójelben lévő számmal kezdődik: (1) Ceres, (2) Pallas, (3) Juno, (4) Vesta és (5) Astraea .

Hivatkozások

  1. D. K. Yeomans, "  JPL Small-Body Database Search Engine  " , a NASA JPL,2018. május 14(megtekintve : 2018. május 15. )
  2. EF Tedesco, F.-X. Sivatag, „  Az infravörös űrmegfigyelő központ mély aszteroida keresése  ”, The Astronomical Journal , vol.  123,2002, P.  2070–2082 ( DOI  10.1086 / 339482 )
  3. G. Williams, "  A kis bolygók elterjedése  " , Minor Planets Center,2007. április 3(hozzáférés : 2007. október 18. )
  4. "  DISCOVERY ::: Small Worlds ::: The Neighborhood - 2. oldal  " , a discovery.nasa.gov címen (hozzáférés : 2016. július 31. )
  5. (en) GA Krasinsky, EV Pitjeva, V. Vasziljev, EI Yagudina, "  Rejtett mise az aszteroidaövben  " , Ikarosz , vol.  158, n o  1,2002. július, P.  98-105 ( DOI  10.1006 / icar.2002.6837 )
  6. (en) EV Pitjeva, "  Nagy pontosságú bolygók efemeridjei -EPM és néhány csillagászati ​​konstans meghatározása  " , Naprendszer-kutatás , vol.  39, n o  3,2005, P.  176. ( DOI  10.1007 / s11208-005-0033-2 )
  7. A becslések a tömege Ceres , Vesta , Pallas és Hygea lásd referenciák alapján az egyes érintett cikkeket.
  8. (in) "  The Final IAU állásfoglalás meghatározása" Planet "Ready for Szavazás  " , IAU,2006. augusztus 24(hozzáférés : 2007. október 18. )
  9. (en) N. McBride, DW Hughes, „  Az aszteroidák térbeli sűrűsége és változása aszteroida tömeggel  ” , Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol.  244,1990, P.  513-520 ( online olvasás )
  10. Aszteroidák abszolút nagysága és lejtői
  11. (in) GJ Taylor, K. Keil, T. McCoy, H. Haack, ERD Scott, ER, "  Aszteroidák differenciálódása - Piroklasztikus vulkanizmus a magma-óceánokig  " , Meteoritics , vol.  28, n o  1,1993, P.  34–52 ( online olvasás )
  12. (en) P. Wiegert, D. Balam, A. Moss, C. Veillet, M. Connors, I. Shelton, „  Bizonyíték a színfüggőségre a főövű aszteroidák méreteloszlásában  ” , The Astronomical Journal , vol.  133,2007, P.  1609–1614 ( DOI  10.1086 / 512128 )
  13. (in) BE Clark , "  Új hírek és nézetek a versengő aszteroidaöv-geológiáról  " , Lunar and Planetary Science , vol.  27,1996, P.  225–226 ( online olvasás )
  14. (in) JL Margot, ME Brown, "  Alacsony sűrűségű standard aszteroida M a főövben  " , Science , vol.  300, n °  5627,2003, P.  1939-1942 ( online olvasás )
  15. (in) Kenneth R. Lang , "  Aszteroidák és meteoritok  " , a NASA kozmosza2003(hozzáférés : 2007. október 18. )
  16. (in) Mueller, AW Harris, M. Delbo, MIRSI Team "  21 Lutetia és más M-típus: Méreteik, albedójuk és hő tulajdonságaik az új FTIR mérésekből  " , Bulletin of the American Astronomical Society , Vol.  37,2005, P.  627 ( online olvasás )
  17. R. Duffard, F. Roig, „  Két új bazaltos aszteroida a külső főövben  ” ,2007(konzultáció: 200710-14 )
  18. Ker Than, "  Furcsa aszteroidák terelő tudósai  " , space.com,2007(hozzáférés : 2007. október 14. )
  19. FJ Low és munkatársai : „  Infravörös cirrus - A kiterjesztett infravörös emisszió új komponensei  ”, Astrophysical Journal, 2. rész - Letters to the Editor , vol.  278,1984, P.  L19-L22 ( online olvasás )
  20. J.-C. Liou, R. Malhotra, "  A külső aszteroidaöv hiánya  ", Science , vol.  275, n o  5298,1997, P.  375-377 ( online olvasás )
  21. S. Ferraz-Mello (1993. június 14–18.). A 160. Nemzetközi Csillagászati ​​Unió „  Kirkwood Gaps and Resonant Groups  ” eljárásai : 175–188. O., Belgirate, Olaszország: Kluwer Academic szerkesztők. Hozzáférés: 2007. október 18. 
  22. J. Klacka „  tömegeloszlása az aszteroida öv  ”, a Föld, a Hold és a bolygók , vol.  56, n o  1,1992, P.  47–52 ( online olvasás )
  23. „  http://spaceguard.esa.int/tumblingstone/issues/current/eng/ast-day.htm  ” ( ArchívumWikiwixArchive.isGoogle • Mit kell tenni? ) (Hozzáférés : 2013. március 25. )
  24. OF Backman: "  Fluktuációk az általános állatövi felhő sűrűségében  " , Backman jelentés , NASA Ames Kutatóközpont,1998. március 6(hozzáférés : 2007. október 18. )
  25. D. Kingsley, „  Titokzatos meteoritpor-eltérés megoldódott  ”, ABC Science,1 st május 2003(megtekintve 2017. november 30-án )
  26. W. T. Reach: „  Zodiákusemisszió. III - Por a kisbolygóöv közelében  ”, Astrophysical Journal , vol.  392, n o  1,1992, P.  289–299 ( online olvasás )
  27. (in) A. Lemaitre (2004. augusztus 31. és szeptember 4.). „  Aszteroidacsalád-osztályozás nagyon nagy katalógusokból  ” Procedures Dynamics of Populations of Planetary Systems : 135-144 p., Belgrád, Szerbia és Montenegró: Cambridge University Press. Hozzáférés: 2007. október 18. 
  28. (in) LMV Martel, "Egy  kis aszteroida felbomlásának apró nyomai  " , Bolygótudományi kutatások2004. március 9(hozzáférés : 2007. október 18. )
  29. (in) MJ Drake, "  A eucrite / Vesta történet  " , Meteoritics & Bolygótudomány , vol.  36, n o  4,2001, P.  501-513 ( online olvasás )
  30. (a) SG Szerelem, DE Brownlee, „  A IRAS Porgyűrűk hozzájárulása a bolygóközi por komplex - Bizonyíték látható 60 és 100 mikron  ” , csillagászati Journal , vol.  104, n o  6,1992, P.  2236-2242 ( online olvasás )
  31. (in) EC Spratt "  A kisebb bolygók Hungaria csoportja  " , Journal of the Royal Astronomical Society of Canada , Vol.  84, n o  21990, P.  123-131 ( online olvasás )
  32. (en) JM Carvano, D. Lazzaro, T. Mothé-Diniz, CA Angeli, Florczak úr, "  Spektroszkópos felmérés a Hungária és a Phocaea Dinamikus Csoportokról  " , Icarus , vol.  149, n o  1,2001, P.  173-189 ( online olvasás )
  33. (in) „  SwRI kutatók azonosítja aszteroida szakítás esemény az aszteroida öv kéz  ” , SpaceRef.com,2002. június 12(hozzáférés : 2007. október 18. )
  34. (in) McKee, "  Eon por viharok vezethető vissza aszteroida törni  " , New Scientist tér ,2006. január 18( online olvasás , konzultáció 2007. október 18-án )
  35. (in) D. Nesvorny , D. Vokrouhlický és WF Bottke , "  A fő öv aszteroida felszakadása 450 ezer évvel ezelőtt  " , Science , vol.  312, n o  5779,2006, P.  1490 ( online olvasás )
  36. (in) D. Nesvorny, WF Bottke, HF Levison, L. Dones, "  A Naprendszer porszalagjainak legújabb eredete  " , The Astrophysical Journal , vol.  591,2003, P.  486–497 ( DOI  10.1086 / 374807 )
  37. M. Masetti, K. Mukai, "  eredete aszteroidaövezet  " , a NASA Goddard Űrközpont,1 st december 2005(hozzáférés : 2007. október 18. )
  38. S. Watanabe, "  Mysteries a Solar köd  " , a NASA,2001. július 20(hozzáférés : 2007. október 18. )
  39. "  Planetesimal Disc pumpálása egy gyorsan migráló bolygó által  " ( ArchívumWikiwixArchive.isGoogle • Mit kell tenni? ) (Hozzáférés : 2013. március 25. )
  40. ERD Scott (2006. március 13–17.) „  Korlátozások a Jupiter kor- és képződési mechanizmusával, valamint a köd élettartamával a kondritoktól és aszteroidáktól  ” című folyóirat 37. éves hold- és bolygótudományi konferencia , League City, Texas, USA: Lunar and Planetary Society. Hozzáférés: 2007. október 18. 
  41. J.-M. Petit, A. Morbidelli, J. Chambers, „  Az aszteroidaöv elsődleges gerjesztése és tisztulása  ”, Icarus , vol.  153,2001, P.  338-347 ( olvasható online [PDF] )
  42. (in) Lori Stiles , "Az  aszteroidák okozták a korai belső naprendszeri kataklizmát  " , Arizonai Egyetem Hírek2005. szeptember 15
  43. Alfvén, H.; Arrhenius, G., "  A kis testek  " , a Naprendszer SP-345 evolúciója , NASA,1976(hozzáférés : 2007. október 18. )
  44. (in) Alan Stern , "  New Horizons keresztek az aszteroida öv  " , a Space Daily ,2006. június 2( online olvasás , konzultáció 2007. október 18-án )
  45. "  Hajnalmisszió kezdőlap  " , NASA JPL,2007. április 10(hozzáférés : 2007. október 18. )

Lásd is

Kapcsolódó cikkek

Külső linkek