w XVIII wieku obserwacje wszystkich znanych planet (Merkurego, Wenus, Ziemi, Marsa, Jowisza i Saturna) skłoniły astronomów do wykrycia wzoru na swoich orbitach. Ostatecznie doprowadziło to do prawa Titiusa–Bode ’ a, które przewidywało ilość przestrzeni między planetami. Zgodnie z tym prawem, pomiędzy orbitami Marsa i Jowisza pojawiła się dostrzegalna luka, a badania nad nią doprowadziły do wielkiego odkrycia.
oprócz kilku większych obiektów obserwowanych, astronomowie zaczęli dostrzegać niezliczone mniejsze ciała również orbitujące między Marsem a Jowiszem. Doprowadziło to do powstania terminu „asteroida”, a także „pas planetoid”, gdy stało się jasne, ile ich było. Od tego czasu termin ten wszedł do powszechnego użytku i stał się podstawą naszych modeli astronomicznych.
Discovery:
w 1800 roku, chcąc rozwiązać problem stworzony przez prawo Titiusa-Bode ’ a, astronom Baron Franz Xaver von Zach zwerbował 24 swoich kolegów astronomów do klubu znanego jako „United Astronomical Society” (czasami określanego jako „Gwiezdna Policja”). W tym czasie jego szeregi obejmowały słynnego astronoma Williama Herschela, który odkrył Uran i jego księżyce w 1780 roku.
jak na ironię, pierwszym astronomem, który dokonał odkrycia w tych regionach był Giuseppe Piazzi-Katedra astronomii na Uniwersytecie w Palermo – który został poproszony o dołączenie do towarzystwa, ale nie otrzymał jeszcze zaproszenia. 1 stycznia 1801 roku Piazzi zaobserwował niewielki obiekt na orbicie o dokładnym promieniu przewidzianym przez prawo Titiusa-Bode ’ a.
początkowo uważał, że jest to kometa, ale bieżące obserwacje wykazały, że nie ma śpiączki. To skłoniło Piazziego do rozważenia, że znaleziony przez niego obiekt-który nazwał „Ceres” na cześć rzymskiej bogini żniw i patronki Sycylii-mógł w rzeczywistości być planetą. Piętnaście miesięcy później Heinrich Olbers (członek Towarzystwa) odkrył w tym samym regionie drugi obiekt, który później nazwano 2 Pallas.
z wyglądu obiekty te wydawały się nie do odróżnienia od gwiazd. Nawet przy najwyższych powiększeniach teleskopu nie rozdzielały się na dyski. Jednak ich szybki ruch wskazywał na wspólną orbitę. William Herschel zasugerował więc umieszczenie ich w osobnej kategorii nazwanej „asteroidami „-po grecku”gwiazdopodobnymi”.
w 1807 r. dalsze badania ujawniły dwa nowe obiekty w regionie, 3 Juno i 4 Westy, a w 1845 r.znaleziono 5 Astraea. Wkrótce potem nowe obiekty zostały znalezione w coraz szybszym tempie, a na początku 1850 roku termin „asteroidy” stopniowo wszedł do powszechnego użytku. Podobnie jak termin „pas planetoid”, choć nie jest jasne, kto ukuł ten konkretny termin. Jednak określenie „pas główny” jest często używane dla odróżnienia go od pasa Kuipera.
do połowy 1868 roku odkryto sto Planetoid, a w 1891 roku wprowadzenie astrofotografii przez Maxa Wolfa jeszcze bardziej przyspieszyło Tempo odkrywania. Do 1921 roku odkryto 1000 Planetoid, do 1981 roku 100 000, a do 2000 roku 100 000. Nowoczesne systemy asteroid survey używają obecnie zautomatyzowanych środków do lokalizowania nowych mniejszych planet w coraz większej ilości.
Struktura:
pomimo powszechnej opinii, pas planetoid jest w większości pustą przestrzenią, z asteroidami rozłożonymi na dużej powierzchni. Niemniej jednak znane są obecnie setki tysięcy Planetoid, a ich całkowita liczba wynosi miliony lub więcej. Wiadomo, że ponad 200 Planetoid ma ponad 100 km średnicy, a badanie w podczerwieni wykazało, że pas planetoid ma 0,7–1,7 miliona Planetoid o średnicy 1 km (0,6 mi) lub większej.
znajduje się pomiędzy Marsem a Jowiszem, pas waha się od 2,2 do 3.2 jednostki astronomiczne (AU) od Słońca i wynosi 1 AU. Jego całkowita masa szacowana jest na 2,8×1021 do 3,2×1021 kilogramów – co odpowiada około 4% masy Księżyca. Cztery największe obiekty-Ceres, 4 Vesta, 2 Pallas i 10 Hygiea – stanowią połowę całkowitej masy pasa, przy czym prawie jedną trzecią stanowią same Ceres.
główna (lub podstawowa) populacja pasa planetoid jest czasami podzielona na trzy strefy, które są oparte na tzw. lukach Kirkwooda. Nazwany na cześć Daniela Kirkwooda, który ogłosił w 1866 roku odkrycie luk w odległości Planetoid, opisują one wymiary orbity planetoidy w oparciu o jej pół-główną oś.
w ramach tego programu istnieją trzy strefy. Strefa I leży pomiędzy rezonansem 4:1 i rezonansem 3: 1, które znajdują się odpowiednio w odległości 2,06 i 2,5 AU od Słońca. Strefa II rozciąga się od końca strefy I do przerwy rezonansowej 5:2, która znajduje się 2,82 AU od Słońca. Strefa III rozciąga się od zewnętrznej krawędzi strefy II do szczeliny rezonansowej 2: 1 przy 3,28 AU.
pas planetoid można również podzielić na pas wewnętrzny i zewnętrzny, przy czym pas wewnętrzny utworzony przez planetoidy krążące bliżej Marsa niż szczelina Kirkwooda 3: 1 (2,5 AU), a pas zewnętrzny utworzony przez te planetoidy bliżej orbity Jowisza.
planetoida o promieniu 2,06 AU Od Słońca można uznać za wewnętrzną granicę pasa planetoid. Perturbacje Jowisza wysyłają ciała błąkające się po niestabilnych orbitach. Większość ciał powstałych wewnątrz promienia tej szczeliny została zmieciona przez Marsa (który ma aphelion na 1.67 AU) lub wyrzucony przez jej grawitacyjne perturbacje we wczesnej historii Układu Słonecznego.
temperatura pasa planetoid zmienia się w zależności od odległości od Słońca. W przypadku cząstek pyłu w pasie typowe temperatury wahają się od 200 K (-73 °c) przy 2,2 AU do 165 K (-108 °c) przy 3,2 AU. Jednak ze względu na obrót temperatura powierzchni asteroidy może się znacznie różnić, ponieważ boki są na przemian narażone na promieniowanie słoneczne, a następnie na tło Gwiazdy.
skład:
podobnie jak planety ziemskie, większość Planetoid składa się ze skał krzemianowych, podczas gdy niewielka część zawiera metale, takie jak żelazo i nikiel. Pozostałe asteroidy składają się z ich mieszanki, wraz z materiałami bogatymi w węgiel. Niektóre z bardziej odległych Planetoid zawierają więcej lodów i substancji lotnych, w tym lodu wodnego.
główny pas składa się głównie z trzech kategorii Planetoid: typu C lub Planetoid węglowych; typu S lub Planetoid krzemianowych; i typu M lub Planetoid metalowych. Asteroidy węglowe są bogate w węgiel, dominują w zewnętrznych regionach pasa i stanowią ponad 75% widocznych Planetoid. Ich skład powierzchniowy jest podobny do składu meteorytów chondrytowych, podczas gdy ich widma są podobne do tego, za co uważa się wczesny Układ Słoneczny.
planetoida typu S (krzemionka) znajduje się w wewnętrznej części pasa głównego, w odległości 2,5 AU Od Słońca. Zazwyczaj składają się z krzemianów i niektórych metali, ale nie znacznej ilości związków węglowych. Oznacza to, że ich materiały zostały znacznie zmodyfikowane w czasie, najprawdopodobniej poprzez topienie i Reformację.
asteroidy typu M (bogate w metale) stanowią około 10% całej populacji i składają się z żelaza i niklu oraz niektórych związków krzemianu. Uważa się, że niektóre pochodzą z metalowych rdzeni zróżnicowanych planetoid, które zostały następnie fragmentowane w wyniku zderzeń. W obrębie pasa planetoid rozkład tych typów Planetoid znajduje się na półosi głównej w odległości około 2,7 AU od Słońca.
jest też tajemnicza i stosunkowo rzadka planetoida typu V (lub bazaltowego). Grupa ta bierze swoją nazwę od faktu, że do 2001 roku większość bazaltowych ciał w pasie planetoid pochodziła od planetoidy Vesta. Odkrycie bazaltowych Planetoid o różnym składzie chemicznym sugeruje jednak inne pochodzenie. Obecne teorie powstawania Planetoid przewidują, że Planetoid typu V powinno być więcej, ale 99% z tych, które zostały przewidywane, obecnie brakuje.
rodziny i grupy:
około jedna trzecia Planetoid w pasie planetoid należy do rodziny Planetoid. Są one oparte na podobieństwach elementów orbitalnych-takich jak oś półgłówna, ekscentryczność, nachylenia orbitalne i podobne cechy widmowe, z których wszystkie wskazują na wspólne pochodzenie. Najprawdopodobniej wiązałoby się to ze zderzeniami większych obiektów (o średnim promieniu ~10 km), które następnie rozpadały się na mniejsze ciała.
niektóre z najbardziej znanych rodzin w pasie planetoid to rodziny Flora, Eunomia, Koronis, Eos i Themis. Rodzina Flora, jedna z największych, licząca ponad 800 znanych członków, mogła powstać w wyniku zderzenia mniej niż miliard lat temu. Znajduje się w wewnętrznej części pasa, rodzina ta składa się z Planetoid typu S i stanowi około 4-5% wszystkich obiektów pasa.
rodzina Eunomia to kolejna duża grupa Planetoid typu S, która bierze swoją nazwę od greckiej bogini Eunomia (bogini prawa i dobrego porządku). Jest to najwybitniejsza rodzina w pośrednim pasie planetoid i stanowi 5% wszystkich planetoid.
rodzina Koronis składa się z 300 znanych planetoid, które powstały co najmniej dwa miliardy lat temu w wyniku kolizji. Największy znany, 208 Lacrimosa, ma około 41 km średnicy, podczas gdy dodatkowe 20 więcej zostało znalezionych, które są większe niż 25 km średnicy.
(2003) Eos (lub Eoan) – jedna z ważniejszych Planetoid okrążająca Słońce w ciągu 2,96 lat w średniej odległości 3,03 J.a. powstała w wyniku kolizji sprzed 1-2 miliardów lat. Składa się z 4400 znanych członków przypominających kategorię Planetoid typu S. Jednak badania Eos i innych członków rodziny w podczerwieni wykazują pewne różnice w stosunku do typu S, dlatego mają oni własną kategorię (planetoidy Typu K).
rodzina Planetoid znajduje się w zewnętrznej części pasa planetoid, w średniej odległości 3,13 AU od Słońca. Grupa ta obejmuje planetoidę 24 Themis (od której pochodzi nazwa) i jest jedną z bardziej zaludnionych rodzin Planetoid. Składa się z Planetoid Typu C o składzie zbliżonym do składu chondrytów węglowych i składa się z dobrze zdefiniowanego jądra większych Planetoid i otaczającego je obszaru mniejszych.
największą asteroidą należącą do rodziny jest 4 Vesta. Uważa się, że rodzina Vesta powstała w wyniku oddziaływania krateru na Westę. Podobnie meteoryty HED mogły również pochodzić z Westy w wyniku tej kolizji.
wraz z ciałami asteroid, pas planetoid zawiera również pasma pyłu o promieniach cząstek do kilkuset mikrometrów. Ten drobny materiał powstaje, przynajmniej częściowo, w wyniku kolizji między asteroidami oraz w wyniku uderzenia mikrometeorytów w asteroidy. W pasie planetoid znaleziono trzy znaczące pasma pyłu – które mają podobne nachylenia orbity jak rodziny Planetoid Eos, Koronis i Themis – i są prawdopodobnie związane z tymi grupami.
pochodzenie:
początkowo uważano, że pas planetoid jest pozostałością znacznie większej planety zajmującej obszar pomiędzy orbitami Marsa i Jowisza. Teoria ta została pierwotnie zaproponowana przez Heinricha Olbdersa Williamowi Herschelowi jako możliwe Wyjaśnienie istnienia Ceres i Pallas. Jednak ta hipoteza od tego czasu wypadła z łask z wielu powodów.
po pierwsze, jest ilość energii potrzebnej do zniszczenia planety, która byłaby Oszałamiająca. Po drugie, istnieje fakt, że cała masa pasa jest tylko 4% masy Księżyca. Po trzecie, znaczne różnice chemiczne między asteroidami nie wskazują na to, że były one kiedyś częścią jednej planety.
obecnie, naukowy konsensus jest taki, że asteroidy, zamiast fragmentacji z planety protoplasty, są pozostałościami z wczesnego Układu Słonecznego, które nigdy nie utworzyły planety. W ciągu pierwszych kilku milionów lat historii Układu Słonecznego, kiedy akrecja grawitacyjna doprowadziła do powstania Planet, skupiska materii w Dysku akrecyjnym połączyły się tworząc planetezymale. Te z kolei połączyły się tworząc planety.
jednak w obszarze pasa planetoid, planetezymale były zbyt silnie zakłócane przez grawitację Jowisza, aby utworzyć planetę. Obiekty te będą nadal okrążać słońce, jak wcześniej, czasami zderzając się i wytwarzając mniejsze fragmenty i pył.
we wczesnej historii Układu Słonecznego asteroidy również stopiły się do pewnego stopnia, umożliwiając częściowe lub całkowite zróżnicowanie elementów w ich obrębie pod względem masy. Jednak okres ten byłby z konieczności krótki ze względu na ich stosunkowo niewielkie rozmiary i prawdopodobnie zakończył się około 4,5 miliarda lat temu, w pierwszych dziesiątkach milionów lat powstawania układu słonecznego.
choć są one datowane na wczesną historię Układu Słonecznego, asteroidy (tak jak są dzisiaj) nie są próbkami swojej pierwotnej jaźni. Przeszły one znaczną ewolucję od czasu ich powstania, w tym wewnętrzne ogrzewanie, topienie powierzchni w wyniku uderzeń, wietrzenie przestrzeni spowodowane promieniowaniem i bombardowanie mikrometeorytami. Stąd uważa się, że dzisiejszy pas planetoid zawiera tylko niewielki ułamek masy pierwotnego pasa.
symulacje komputerowe sugerują, że pierwotny pas planetoid mógł zawierać tyle masy, co Ziemia. Głównie z powodu zaburzeń grawitacyjnych większość materiału została wyrzucona z pasa milion lat po jego uformowaniu, pozostawiając mniej niż 0.1% pierwotnej masy. Od tego czasu uważa się, że rozkład wielkości pasa planetoid pozostał stosunkowo stabilny.
kiedy po raz pierwszy powstał pas planetoid, temperatury w odległości 2,7 AU Od Słońca utworzyły „linię śniegu” poniżej punktu zamarzania wody. Zasadniczo planety powstałe poza tym promieniem były w stanie gromadzić lód, z których część mogła stanowić źródło wody ziemskich oceanów (nawet bardziej niż komety).
eksploracja:
pas planetoid jest tak słabo zaludniony, że kilka bezzałogowych statków kosmicznych było w stanie poruszać się przez niego; albo w ramach misji dalekiego zasięgu do zewnętrznego układu słonecznego, albo (w ostatnich latach) jako misja badania większych obiektów pasa planetoid. W rzeczywistości, ze względu na małą gęstość materiałów w pasie, szanse na trafienie sondy w asteroidę są obecnie szacowane na mniej niż jeden na miliard.
pierwszym statkiem kosmicznym, który odbył podróż przez pas planetoid, był sonda Pioneer 10, która weszła w ten rejon 16 lipca 1972 roku. W ramach misji na Jowisza, statek z powodzeniem nawigował przez pas i przeprowadził przelot Jowisza (który zakończył się w grudniu 1973 roku), zanim stał się pierwszym statkiem kosmicznym, który osiągnął prędkość ucieczki z Układu Słonecznego.
w tym czasie istniały obawy, że szczątki mogą stanowić zagrożenie dla sondy kosmicznej Pioneer 10. Ale od tej misji 11 dodatkowych statków przeleciało przez pas planetoid bez incydentów. Były to: Pioneer 11, Voyager 1 i 2, Ulysses, Galileo, NEAR, Cassini, Stardust, New Horizons, Rosetta ESA, a ostatnio także Sonda Dawn.
w przeważającej części misje te były częścią misji do zewnętrznego układu słonecznego, gdzie możliwości fotografowania i badania Planetoid były krótkie. Tylko misje Dawn, NEAR i Jaxa Hayabusa badały asteroidy przez dłuższy czas na orbicie i na powierzchni. Dawn badał Westę od lipca 2011 do września 2012 i obecnie krąży wokół Ceres (i wysyła wiele ciekawych zdjęć jej powierzchni).
i pewnego dnia, jeśli wszystko pójdzie dobrze, ludzkość może nawet być w stanie rozpocząć wydobycie pasa asteroid w poszukiwaniu zasobów – takich jak metale szlachetne, minerały i substancje lotne. Zasoby te mogły być wydobywane z asteroidy, a następnie wykorzystywane w przestrzeni kosmicznej do wykorzystania in-situ (tj. przekształcania ich w materiały budowlane i paliwo rakietowe) lub sprowadzane z powrotem na Ziemię.
jest nawet możliwe, że ludzkość może pewnego dnia skolonizować większe asteroidy i założyć posterunki w całym pasie. W międzyczasie pozostaje jeszcze wiele do zbadania i prawdopodobnie miliony innych obiektów do zbadania.
napisaliśmy wiele artykułów na temat pasa planetoid dla wszechświata dzisiaj. Skąd się biorą asteroidy?, Dlaczego pas Asteroid nie zagraża statkom kosmicznym i dlaczego nie jest planetą?.
Pamiętaj również, aby dowiedzieć się, która z planetoid jest największą asteroidą w Układzie Słonecznym, oraz o asteroidzie nazwanej na cześć Leonarda Nimoya. Oto 10 interesujących faktów o asteroidach.
mamy również wiele ciekawych artykułów na temat misji statku kosmicznego Dawn do Westy i Ceres oraz eksploracji asteroid.
aby dowiedzieć się więcej, zajrzyj na stronę NASA poświęconą nauce księżycowej i planetarnej na temat Planetoid, a także na stronę Hubblesite ’ s News Releases about Asteroids.
Astronomia obsadziła również kilka ciekawych odcinków o asteroidach, takich jak odcinek 55: pas planetoid i odcinek 29: Asteroidy To Źli Sąsiedzi.