Gaan na inhoud

Asteroïedgordel

in Wikipedia, die vrye ensiklopedie
Die asteroïede van die binneste Sonnestelsel en Jupiter. Die gordel lê tussen die wentelbane van Jupiter en Mars.
     Son
     Jupiter-trojane
     Wentelbane van die planete		      Asteroïedgordel
     Hilda-asteroïede
     Nabyaardevoorwerpe (seleksie)

Die asteroïedgordel of asteroïdegordel is 'n torusvormige streek in die Sonnestelsel, rofweg tussen die wentelbane van Jupiter en Mars. Dit bestaan uit talle soliede, onreëlmatig gevormde liggame wat asteroïede genoem word. Die gordel word ook die hoofasteroïedgordel genoem, aangesien daar ander asteroïede ook in die Sonnestelsel is, soos die nabyaardevoorwerpe en trojane.[1]

Die asteroïedgordel is die kleinste sirkumstellêre gordel in die Sonnestelsel en die naaste een aan die Son. Klein Sonnestelselliggame in ander streke is die nabyaardevoorwerpe, sentoure, Kuipergordelvoorwerpe, verstrooideskyfvoorwerpe, die sednoiëde en die Oortwolkvoorwerpe. Die vier grootste asteroïede maak sowat 60% van die hoofgordel uit. Hulle is: Ceres, Vesta, Pallas en Hugiëia. Die algehele massa van die gordel is na raming sowat 3% van dié van die Maan.[2]

Ceres, die enigste voorwerp in die gordel wat groot genoeg is om 'n dwergplaneet te wees, se deursnee is sowat 950 km, terwyl Vesta, Pallas en Hugiëia se deursnee minder as 600 km is.[3][4][5] Die oorblywende liggame is tot slegs 'n paar meter elk breed.[6] Die aseroïede is so yl versprei dat verskeie onbemande ruimtetuie al sonder enige voorvalle daardeur gevlieg het.[7]

Nogtans kom botsings tussen groot asteroïede voor en dan kan asteroïedfamilies ontstaan, waarvan die lede ooreenkomstige wentelbaaneienskappe en samestellings het. Individuele asteroïede in die gordel word gekategoriseer volgens hulle spektrum; die meeste val in drie basiese groepe: koolstofdraend (C-tipe), silikaatasteroïede (S-tipe) en metaalryk (M-tipe).

Die asteroïedgordel het uit die oersonnewel ontstaan as 'n groep planetesimale,[8] die kleiner voorlopers van protoplanete. Die swaartekragversteurings deur Jupiter het egter tussen Mars en Jupiter gekeer dat hulle in 'n planeet saamsmelt.[8][9] As gevolg van die verstrooiing van die plantesimale het 99,9% van die gordel se oorspronklike massa in die eerste 100 miljoen jaar van die Sonnestelsel se geskiedenis verlore gegaan.[10]

Oorsprong

[wysig | wysig bron]
Ceres, verreweg die grootste liggaam in die asteroïedgordel. Die gordel se massa is aansienlik kleiner as Pluto s'n, en rofweg twee keer dié van Pluto se maan, Charon.

Vorming

[wysig | wysig bron]

In 1802, kort ná die ontdekking van Pallas, het Heinrich Wilhelm Olbers aan William Herschel voorgestel dat Ceres en Pallas fragmente van ’n hipotetiese, veel groter planeet, Faëton, is wat eens in die Mars-Jupiter-streek voorgekom het en baie miljoene jare tevore ontplof het of deur ’n komeet getref is.[11] (Die sterrekundige K.N. Sawtsjenko van Odesa het voorgestel Ceres, Pallas, Juno en Vesta is ontsnapte mane eerder as fragmente van ’n planeet wat ontplof het).[12] Die groot energie wat nodig is om ’n planeet te laat ontplof en die gordel se klein massa, wat net sowat 3% van die Maan s’n is,[3] ondersteun nie die hipotese nie. Verder maak die aansienlike chemiese verskille tussen die asteroïede dit moeilik om te verduidelik as hulle fragmente van een planeet is.[13] In 2018 is in ’n studie deur navorsers aan die Universiteit van Florida bevind die asteroïedgordel is geskep deur oorblyfsels van verskeie antieke protoplanete en nie net een planeet nie.[14]

Die huidige hipotese is dat die asteroïedgordel uit die oersonnewel ontstaan het as ’n groep planetesimale.[8] Planetesimale is die kleiner voorlopers van protoplanete. Die sonnewelhipotese oor die vorming van die Sonnestelsel stem ooreen met die lank bestaande hipotese oor die ontstaan van planeetstelsels in die algemeen: ’n Wolk van interstellêre stof en gas het ingestort onder die invloed van swaartekrag en ’n draaiende kolk materiaal gevorm wat verder ineengedruk is om die Son en planete te vorm.[15] Gedurende die eerste paar miljoen jaar van die Sonnestelsel se geskiedenis het ’n akkresieskyf gevorm waarin klewerige klein deeltjies teen mekaar gebots, aan mekaar gekleef en eindelik groter klonte gevorm het. Sodra die klonte groot genoeg was, het hulle ander materie aangetrek en planetesimale gevorm. Hulle het aanhou groei en die planete gevorm.

Tussen Mars en Jupiter het swaartekragversteurings deur Jupiter dit onmoontlik gemaak dat die materie planete kon vorm.[8][16] Hulle het eerder om die Son bly wentel en soms teen mekaar gebots.[17] Die botsings het te heftig geraak en in plaas van saamsmelt, het die planetesimale en die meeste van die protoplanete uitmekaargespat. As gevolg daarvan het 99,9% van die gordel se aanvanklike massa in die eerste 100 miljoen jaar van die Sonnestel se geskiedenis verlore gegaan.[18]

Sommige fragmente het eindelik in die binneste Sonnestelsel beland en tot meteoorbotsings teen die binneplanete gelei. Die asteroïede se wentelbane word steeds ontwrig wanneer hulle wentelperiodes om die Son ’n baanresonansie met Jupiter vorm. Teen hierdie wentelafstande kom ’n Kirkwoodgaping voor wanneer hulle in ander wentelbane geskuif word.[19]

Evolusie

[wysig | wysig bron]

Die asteroïede is nie oorblyfsels van die aanvanklike Sonnestelsel nie. Hulle het sedert hulle vorming aansienlike evolusie ondergaan, insluitende interne verhitting (in die eerste paar miljoene jare), oppervlaksmelting vanweë botsings, ruimteverwering vanweë straling en ’n bombardement deur mikrometeoriete.[20] Hoewel sommige wetenskaplikes hulle oorblyfsels van planetesimale noem,[21] beskou ander hulle as ’n aparte verskynsel.[22]

951 Gaspra, die eerste asteroïed wat deur 'n ruimtetuig afgeneem is, soos gesien met Galileo se 1991-verbyvlug (kleure is helderder gemaak).

Die massa van die huidige asteroïedgordel is vermoedelik net ’n fraksie van dié van die oorspronklike gordel. Volgens rekenaarsimulasies kon die oorspronklike gordel se massa met dié van die Aarde ooreengestem het.[23] Die meeste materiaal is binne ’n miljoen jaar ná hulle vorming uit die gordel gewerp, hoofsaaklik weens swaartekragsteurings, en so het minder as 0,1% van die oorspronklike massa oorgebly.[17] Sedert die gordel se vorming het die grootteverspreiding daarvan redelik stabiel gebly: Daar was nie ’n aansienlike toe- of afname in die tipiese grootte van die hoofgordelasteroïede nie.[24]

Die baanresonansie van 4:1 met Jupiter, by ’n radius van 2,06 AE, kan beskou word as die binneste grens van die asteroïedgordel. Versteurings deur Jupiter stuur liggame wat daarheen afwyk in onstabiele wentelbane. Die meeste liggame wat in die radius van hierdie gaping ontstaan het, is in die vroeë geskiedenis van die Sonnestelsel deur Mars aangetrek (wat ’n afelium by 1,67 AE het) of deur sy swaartekragsteurings weggewerp.[25] Die Hungaria-asteroïede is nader aan die Son as die 4:1-resonansie, maar word deur hulle groot baanhellings beskerm.[26]

Toe die asteroïede aanvanklik gevorm het, het die temperature op ’n afstand van 2,7 AE van die Son af ’n "sneeulyn" onder die vriespunt van water gevorm. Planetesimale wat verder weg van die Son gevorm het, het ys aangetrek.[27][28] In 2006 is aangekondig ’n groep komete is in die asteroïedgordel anderkant die sneeulyn ontdek, en hulle het dalk die water verskaf vir die Aarde se oseane. Volgens sommige modelle het te min water tydens die vorming van die Aarde ontstaan om oseane te vorm, wat beteken ’n bron van buite, soos ’n bombardement deur komete, was nodig.[29]

Eienskappe

[wysig | wysig bron]

Die massas van die grootste asteroïede as 'n persentasie van die hoofgordel. ██ 1 Ceres (39.2%)██ 4 Vesta (10.8%)██ 2 Pallas (8.52%)██ 10 Hygiea (3.63%)██ 704 Interamnia (1.46%)██ 15 Eunomia (1.52%)██ Res (35.1%)

In teenstelling met die algemene opvatting is die asteroïedgordel hoofsaaklik leeg. Die asteroïede is oor so ’n groot volume versprei dat dit onwaarskynlik sou wees om een te bereik sonder om noukeurig te mik. Nietemin is honderdduisende asteroïede tans bekend, en die totaal is in die miljoene of meer, afhangend van die onderste grootte-afsnypunt.

Meer as 200 asteroïede is sover bekend groter as 100 km,[30] en ’n opname in die infrarooi golflengtes het getoon die gordel bevat tussen 700 000 en 1,7 miljoen asteroïede met ’n deursnee van 1 km of meer.[31]

Die aantal asteroïede in die hoofgordel neem geleidelik toe namate die grootte afneem. Die meeste groter as ongeveer 120 km in deursnee is oerliggame, aangesien hulle die akkresie-epog oorleef het, terwyl die meeste kleiner asteroïede die produkte is van fragmentasie van oerasteroïede.

Die gemiddelde afstand tussen die asteroïede is omtrent 965 600 km,[32][33] hoewel dit tussen asteroïedfamilies wissel en kleiner, onopgespoorde asteroïede selfs nader aan mekaar kan wees.

Die totale massa van die gordel word geraam op 2,39×1021 kg, wat 3% van die massa van die Maan is.[2] Die vier grootste voorwerpe – Ceres, Vesta, Pallas en Hugiëia – bevat na raming 62% van die gordel se totale massa, waarvan 39% alleen deur Ceres uitgemaak word.[34]

Samestelling

[wysig | wysig bron]
Die verspreiding van spektraaltipes asteroïede volgens hulle afstand van die Son af.[35]

Die hedendaagse gordel bestaan hoofsaaklik uit drie kategorieë asteroïede: C-tipe koolstofhoudende, S-tipe slikaat- en ’n hibriedgroep X-tipe asteroïede. Die hibriedgroep het kenmerklose spektrums, maar hulle kan in drie groepe verdeel word op grond van weerkaatsing: die M-tipe metaalryke, P-tipe primitiewe en E-tipe enstatiet-asteroïede. Nog tipes is ontdek wat nie in dié primêre klasse pas nie. Daar is ’n samestellingstendens van asteroïedtipes volgens toenemende afstand van die Son af, in die volgorde S-, C-, P- en die spektraalkenmerklose D-tipe.[36]

'n Fragment van die Allende-meteoriet, ’n koolstofhoudende chondriet wat in 1969 in Mexiko geval het.

Koolstofhoudende asteroïede, soos hulle naam aandui, is ryk aan koolstof. Hulle oorheers die asteroïedgordel se buitestreke[37] en is skaars in die binneste gordel.[36] Saam maak hulle meer as 75% van die sigbare asteroïede uit. Hulle is rooier as die ander asteroïede en het ’n lae albedo. Hulle oppervlaksamestellings is soortgelyk aan dié van koolstofhoudende chondrietmeteoriete. Chemies stem hulle spektrums ooreen met die oersamestelling van die vroeë Sonnestelsel, met waterstof, helium en vlugtige stowwe verwyder.[38]

S-tipe (silikaatryke) asteroïede is algemener naby die binneste deel van die gordel, binne 2,5 AE van die Son af.[37][39] Die spektrums van hulle oppervlakke toon die teenwoordigheid van silikate en ’n mate van metaal, maar geen beduidende koolstofhoudende verbindings nie. Dit dui daarop dat hulle materiale aansienlik van hulle oertoestand verander is, waarskynlik deur smelting en hervorming. Hulle het ’n relatief hoë albedo en vorm ongeveer 17% van die totale asteroïedbevolking.[38]

M-tipe (metaalryke) asteroïede word gewoonlik in die middel van die hoofgordel aangetref, en hulle vorm die grootste deel van die oorblywende bevolking.[38] Hulle spektrums lyk soos dié van ysternikkel. Sommige word vermoedelik gevorm uit die metaalkerns van gedifferensieerde voorloperliggame wat deur botsings vernietig is. Nietemin kan sommige silikaatverbindings ’n soortgelyke voorkoms veroorsaak. So lyk die groot M-tipe asteroïed 22 Kalliope of dit nie hoofsaaklik uit metaal saamgestel is nie.[40] Dit is nog nie duidelik of alle M-tipes samestellingsgewys soortgelyk is, en of dit ’n aanduiding is van verskeie variante wat nie netjies in die hoofklasse C en S pas nie.[41]

Een raaisel is die relatiewe skaarste aan V-tipe Vestoïede of basaltiese asteroïede in die gordel.[42] Teorieë oor asteroïedvorming voorspel dat voorwerpe so groot soos Vesta of groter kors- en mantelstrukture behoort te vorm, hoofsaaklik bestaande uit basaltiese rots, wat sou beteken dat meer as die helfte van alle asteroïede uit basalt of olivien behoort te bestaan. Waarnemings dui egter aan dat 99% van die voorspelde basaltiese materiaal ontbreek.[43] Tot 2001 is geglo die meeste basaltiese liggame wat in die asteroïedgordel ontdek is, kom van Vesta af (vandaar hulle naam V-tipe), maar die ontdekking van die asteroïed 1459 Magnya het ’n effens ander chemiese samestelling getoon as die ander basaltiese asteroïede wat tot dusver ontdek is, en dit dui op ’n ander oorsprong.[43] Dié hipotese is versterk deur die verdere ontdekking in 2007 van twee asteroïede in die buitegordel, 7472 Kumakiri en (10537) 1991 RY16, met ’n verskillende basaltiese samestelling wat nie van Vesta afkomstig kon wees nie. Hierdie twee is die enigste V-tipe asteroïede wat tot dusver in die buitegordel ontdek is.[42]

Die temperatuur van die asteroïedgordel wissel met die afstand van die Son af. Vir stofdeeltjies binne die gordel wissel die tipiese temperature van 200 K (-73 °C) by 2,2 AE tot 165 K (-108 °C) by 3,2 AE.[44] As gevolg van rotasie kan die oppervlaktemperatuur van ’n asteroïed egter aansienlik wissel namate die sykante afwisselend aan sonstraling en dan aan die stellêre agtergrond blootgestel word.

Hoofgordelkomete

[wysig | wysig bron]
Die komeet-asteroïed P/2013 P5, soos gesien deur die Hubble-ruimteteleskoop.[45]

Verskeie andersins onopvallende liggame in die buitenste asteroïedgordel toon komeetagtige bedrywighede. Omdat hulle wentelbane nie verklaar kan word deur die aantrekking van klassieke komete nie, word baie van die buitenste asteroïede beskou as ysig, met die ys wat soms blootgestel word aan sublimasie deur klein impakte.

Hoofgordelkomete was moontlik ’n belangrike bron van die Aarde se oseane omdat die deuterium-waterstof-verhouding by klassieke komete te laag is om die hoofbron te kon gewees het.[46]

Wentelbane

[wysig | wysig bron]

Die wentelbane van die meeste asteroïede in die asteroïedgordel het eksentrisiteite van minder as 0,4 en ’n helling van minder as 30°. Die wentelbaanverspreiding van die asteroïede bereik ’n maksimum by ’n eksentrisiteit van omtrent 0,07 en ’n helling onder 4°.[47] Al het ’n tipiese asteroïed ’n relatief sirkelvormige wentelbaan en lê dit naby die vlak van die sonnebaan, kan sommige asteroïedbane dus hoogs eksentries wees of ver buite die vlak van die sonnebaan beweeg.

Soms word die term "hoofgordel" gebruik om slegs te verwys na die kompakter “kerngebied" waar die grootste konsentrasie liggame voorkom. Dit lê tussen die sterk 4:1- en 2:1-Kirkwoodgapings by 2,06 en 3,27 AE, by wentelbaaneksentrisiteite van minder as ongeveer 0,33 en by baanhellings onder sowat 20°. In 2006 het dié "kerngebied" 93% van alle ontdekte en genommerde asteroïede in die Sonnestelsel bevat.[48] Die JPL Small-Body Database lys meer as 1 miljoen bekende hoofgordelasteroïede.[49]

Kirkwoodgapings

[wysig | wysig bron]
Die hoofartikel vir hierdie afdeling is: Kirkwoodgaping.
Die aantal asteroïede in die hoofgordel as 'n funksie van hulle halwe lengteas (a). Die stippellyne verteenwoordig Kirkwoodgapings, terwyl kleure die vogende sones aandui:
     I: binneste hoofgordel (a < 2,5 AE)
     II: middelste hoofgordel (2,5 AE < a < 2,82 AE)
     III: buitenste hoofgordel (a > 2,82 AE)

Die halwe lengteas van ’n asteroïed word gebruik om die dimensies van sy wentelbaan om die Son te beskryf, en sy waarde bepaal sy wentelperiode. In 1866 het Daniel Kirkwood die ontdekking aangekondig van gapings in die afstande van dié liggame se wentelbane vanaf die Son. Hulle was geleë in posisies waar hulle omwentelingstydperk om die Son ’n heelgetalbreuk van Jupiter se wentelperiode was. Kirkwood het voorgestel die swaartekragsteurings van die planeet het gelei tot die verwydering van asteroïede uit hierdie wentelbane.[50]

Wanneer die gemiddelde wentelperiode van ’n asteroïed ’n heelgetalbreuk van Jupiter se wentelperiode is, word ’n baanresonansie met die gasreus geskep wat voldoende is om ’n asteroïed se wentelelemente te versteur. Oerasteroïede het hierdie gapings binnegekom weens die migrasie van Jupiter se wentelbaan.[51] Daarna migreer asteroïede hoofsaaklik in hierdie gapingswentelbane weens die Jarkofski-effek,[36] maar hulle kan ook binnekom weens versteurings of botsings.

Nadat hulle binnegekom het, word hulle geleidelik geskuif na ’n ander, willekeurige wentelbaan met ’n groter of kleiner halwe lengteas.

Botsings

[wysig | wysig bron]

Die omgewing in die asteroïedgordel is aktief vanweë die talle asteroïede daarin, en botsings kom relatief gereeld voor. Botsings tussen liggame in die hoofgordel met 'n gemiddelde radius van 10 km geskied na verwagting elke 10 miljoen jaar.[52]

Die sodiaklig, wat deels deur interplanetêre stof weerkaats word. Laasgenoemde ontstaan weer deels as gevolg van botsings tussen asteroïede.

'n Asteroïed kan in 'n botsing in talle kleiner stukke breek (wat tot 'n nuwe asteroïdfamilie lei).[53] As die botsing teen 'n relatief lae snelheid voorkom, kan dit net daartoe lei dat twee asteroïede saamsmelt. Ná meer as 4 miljard jaar van sulke prosesse lyk die asteroïedgordel vandag heel anders as oorspronklik.

Bewyse dui daarop dat die meeste asteroïede in die hoofgordel met 'n deursnee van tussen 200 m and 10 km fragmente is wat in botsings gevorm is. Dié liggame is onreëlmatig en word gewoonlik deur selfswaartekrag bymekaargehou, wat daartoe lei dat hulle baie poreus is.[54] Benewens die asteroïede kom daar stofbane in die gordel voor met korrels met 'n radius van tot 'n paar honderd mikrometer. Dié fyn materiaal ontstaan minstens gedeeltelik uit botsings tussen asteroïede en deur die botsing van mikrometeoriete teen die asteroïede. Die druk van sonstraling veroorsaak dat dié stof geleidelik in die Son in spiraal.[55]

Die kombinasie van dié fyn stof en die komeetagtige materiaal wat uitgewerp word, skep die sodiaklig, wat snags gesien kan word van die rigting van die Son al met die sonnebaan langs. Om die stofbane te handhaaf moet nuwe stof voortdurend in die gordel geskep word.[55]

Hoewel voorheen geglo is die botsing tussen asteroïede skep 'n groot deel van die sodiaklig, is vandag bekend dat 85 persent van die lig van die fragmentasie van komete van die Jupiterfamilie kom.[56]

Meteoriete

[wysig | wysig bron]

Van die fragmente uit botsings tussen die asteroïede kan meteoroïede vorm wat die Aarde se atmosfeer binnekom.[57] Van die 50 000 meteoriete wat tot op datum op die Aarde ontdek is, kom 99,8 persent vermoedelik uit die asteroïedgordel.[58]

Families en groepe

[wysig | wysig bron]
Dié uitstipping van baanhelling (ip) teenoor eksentrisiteit (ep) vir die genommerde asteroïede van die hoofgordel toon duidelik afsonderlike groeperings.

In 1918 het die Japannese sterrekundige Kiyotsugu Hirayama opgelet die wentelbane van sommige asteroïede het soortgelyke parameters en vorm families of groepe.[59]

Sowat 'n derde van die liggame in die gordel is lid van 'n ateroïedfamilie. Hulle het soortgelyke wenteleienskappe, soos halwe lengteas, eksentrisiteit en baanhelling, asook spektrale eienskappe, en dit dui op 'n gemeenskaplike oorsprong. Daar is sowat 20 tot 30 assosiasies wat moontlik asteroïedfamilies is. Nog groepe is ontdek wat minder seker is. Asteroïedfamilies kan bevestig wod as die lede soortgelyke spektrale eienskappe het.[60] Kleiner assosiasies word groepe of swerms genoem.

Sommige van die prominentste families in die asteroïedgordel (in die volgorde van toenemende halwe lengteas) is die Flora-, Eunomia-, Koronis-, Eos- en Temisfamilie.[61] Die Florafamilie, een van die grootstes met meer as 800 bekende lede, het dalk uit 'n botsing van minder as 'n miljard jaar gelede gevorm.[62]

Die grootste asteroïed wat 'n ware lid van 'n familie is, is 4 Vesta. Die Vestafamilie is vermoedelik gevorm in 'n kratervormende botsing teen Vesta. 'n Groep meteoriete het dalk ook toe uit Vesta gevorm.[63]

Drie prominente stofbane in die gordel het dieselfde baaneienskappe as die Eos-, Koronis- en Temisfamilie en hou moontlik met dié groepe verband.[64]

Randasteroïede

[wysig | wysig bron]

Naby die binnekant van die gordel (tussen 1,78 en 2 AE, met 'n gemiddelde halwe lengteas van 1,9 AE) is die Hungariafamilie, genoem na die hooflid, 434 Hungaria. Die groep bevat minstens 52 asteroïede met name. Hulle word deur die 4:1-Kirkwoodgaping van die hoofgordel geskei en hulle wentelbane het groot baanhellings. Sommige lede behoort tot die Marskruisende kategorie asteroïede, en swaartekragsteurings deur Mars lei waarskynlik daartoe dat die totale bevolking uitgedun word.[65]

Nog 'n groep aan die binnekant van die gordel met 'n groot baanhelling is die Fokaiafamilie. Dié groep bestaan hoofsaaklik uit S-tipe asteroïede, terwyl die naburige Hungariafamilie 'n paar E-tipes insluit.[66] Die Fokaiafamilie wentel tussen 2,25 en 2,5 AE van die Son af.[67]

Aan die buiterand van die gordel is die Sibelefamilie, tussen 3,3 en 3,5 AE. Die Hildafamilie lê tussen 3,5 en 4,2 AE van die Son af. Hulle het relatief ronde wentelbane en is in 'n stabiele 3:2-baanresonansie met Jupiter. Daar is 'n paar asteroïede tussen 4,2 AE en Jupiter se wentelbaan. By laasgenoemde word die twee trojaanfamilies aangetref, waarvan die lede van groter as 1 km min of meer net soveel is as die asteroïede in die asteroïedgordel.[68]

Nuwe families

[wysig | wysig bron]

Sommige asteroïedfamilies het onlangs gevorm, in sterrekundige terme. Die Karinfamilie het skynbaar sowat 5,7 miljoen jaar gelede gevorm uit 'n botsing met 'n asteroïed met 'n radius van sowat 33 km.[69] Die Veritasfamilie het sowat 8,3 miljoen jaar gelede gevorm; bewyse sluit in interplanetêre stof wat in oseaansediment gekry is.[70]

Die Daturaswerm het maar sowat 530 000 jaar gelede gevorm in 'n botsing met 'n asteroïed uit die hoofgordel. Dié ouderdom is geskoei op die moontlikheid dat die lede hulle huidige wentelbane kan hê, eerder as op fisiese bewyse. Dié swerm was dalk die bron van 'n deel van die stof wat die sodiaklig skep.[71]

Verkenning

[wysig | wysig bron]
'n Kunstenaar se voorstelling van die Dawn-ruimtetuig by Vesta en Ceres.

Die eerste ruimtetuig wat die asteroïedgordel deurkruis het, was Pioneer 10, wat die streek op 16 Julie 1972 binnegegaan het. Destyds was daar kommer dat die rommel in die gordel ’n gevaar vir die ruimtetuig sou inhou, maar dit is sedertdien veilig deur verskeie ruimtetuie deurkruis. Pioneer 11, Voyager 1 en 2 en Ulysses het deur die gordel beweeg sonder om enige asteroïede af te neem. Cassini het plasma en fyn stofkorrels gemeet terwyl dit die gordel in 2000 deurkruis het.[72] Op pad na Jupiter het Juno die asteroïedgordel deurkruis sonder om wetenskaplike data in te samel.[73] Weens die lae digtheid van materiaal binne die gordel word die kans dat ’n ruitetuig ’n asteroïed tref, op minder as 1 uit 'n miljard geraam.[74]

Die meeste hoofgordelasteroïede wat tot dusver afgeneem is, is waargeneem tydens kortstondige verbyvluggeleenthede deur ruimtetuie wat na ander teikens op pad was. Slegs die Dawn-sending het hoofgordelasteroïede oor ’n langdurige tydperk in hulle wentelbane bestudeer. Die Galileo-ruimtetuig het 951 Gaspra in 1991 en 243 Ida in 1993 afgeneem, waarna NEAR 253 Mathilde in 1997 afgeneem en in Februarie 2001 op die nabyaardeasteroïed 433 Eros geland het. Cassini het 2685 Masursky in 2000 afgeneem, Stardust het 5535 Annefrank in 2002 afgeneem, New Horizons het 132524 APL in 2006 afgeneem, en Rosetta het 2867 Šteins in September 2008 en 21 Lutetia in Julie 2010 afgeneem. Dawn het tussen Julie 2011 en September 2012 om Vesta gewentel en wentel sedert Maart 2015 om Ceres.[75]

Die Lucy-ruimtetuig het in 2023 ’n verbyvlug van 152830 Dinkinesh uitgevoer, op pad na die Jupitertrojane.[76] ESA se JUICE-sending sal die asteroïedgordel twee keer deurkruis, met ’n voorgestelde verbyvlug van die asteroïed 223 Rosa in 2029.[77] Die Psyche-ruimtetuig is ’n Nasasending na die groot M-tipe asteroïed 16 Psugê.[78]

Sien ook

[wysig | wysig bron]

Verwysings

[wysig | wysig bron]
  1. ↑ Matt Williams (23 Augustus 2015). "What is the Asteroid Belt?". Universe Today. Besoek op 30 Januarie 2016.
  2. 1 2 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. S2CID 119404378.
  3. 1 2 Krasinsky, G. A.; Pitjeva, E. V.; Vasilyev, M. V.; Yagudina, E. I. (Julie 2002). "Hidden Mass in the asteroid Belt". Icarus. 158 (1): 98–105. Bibcode:2002Icar..158...98K. doi:10.1006/icar.2002.6837.
  4. ↑ 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. S2CID 120467483. Geargiveer vanaf die oorspronklike (PDF) op 3 Julie 2014.
  5. ↑ Yeomans, Donald K. (13 Julie 2006). "JPL Small-Body Database Browser". NASA JPL. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 29 September 2010. Besoek op 27 September 2010.
  6. ↑ "Smallest known asteroid characterized using Earth-based telescopes". University of Arizona. 30 November 2016. Besoek op 3 Mei 2024.
  7. ↑ Koberlein, Brian (12 Maart 2014). "Why the asteroid Belt Doesn't Threaten Spacecraft". Universe Today. Besoek op 30 Januarie 2016.
  8. 1 2 3 4 "How Did The asteroid Belt Form? Was There A Planet There?". CosmosUp. 17 Januarie 2016. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 6 Desember 2018. Besoek op 30 Januarie 2016.
  9. ↑ Redd, Nola Taylor (11 Junie 2012). "Asteroid Belt: Facts & Information". Space.com. Besoek op 30 Januarie 2016.
  10. ↑ Beatty, Kelly (10 Maart 2009). "Sculpting the asteroid Belt". Sky & Telescope. Besoek op 30 April 2014.
  11. ↑ "A Brief History of Asteroid Spotting". Open2.net (in Engels). Geargiveer vanaf die oorspronklike op 7 Augustus 2011. Besoek op 15 Mei 2007.
  12. ↑ Bronshten (1971). "Origin of the Asteroids".
  13. ↑ Masetti, M.; Mukai, K. (1 Desember 2005). "Origin of the Asteroid Belt" (in Engels). NASA Goddard Spaceflight Center. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 2 November 2014. Besoek op 25 April 2007. {{cite web}}: Onbekende parameter |last-author-amp= geïgnoreer (hulp)
  14. ↑ "Study reveals secret origins of asteroids and meteorites". news.ufl.edu (in Engels). 2 Julie 2018. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 12 Maart 2019. Besoek op 17 Oktober 2018.
  15. ↑ Watanabe, Susan (20 Julie 2001). "Mysteries of the Solar Nebula" (in Engels). Nasa. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 24 Augustus 2012. Besoek op 2 April 2007.
  16. ↑ Nola Taylor Redd (11 Junie 2012). "Asteroid Belt: Facts & Information". Space.com (in Engels). Geargiveer vanaf die oorspronklike op 26 April 2020. Besoek op 30 Januarie 2016.
  17. 1 2 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. Geargiveer vanaf die oorspronklike (PDF) op 21 Februarie 2007. Besoek op 22 Maart 2007. {{cite journal}}: Onbekende parameter |last-author-amp= geïgnoreer (hulp)
  18. ↑ Beatty, Kelly (10 Maart 2009). "Sculpting the Asteroid Belt" (in Engels). Sky & Telescope. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 9 Augustus 2018. Besoek op 30 April 2014.
  19. ↑ 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.
  20. ↑ Clark, B. E.; Hapke, B.; Pieters, C.; Britt, D. (2002). "Asteroid Space Weathering and Regolith Evolution". Asteroids III. University of Arizona: 585. Bibcode:2002aste.book..585C.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. Besoek op 8 November 2007.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. {{cite journal}}: Onbekende parameter |last-author-amp= geïgnoreer (hulp)
  21. ↑ 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.
  22. ↑ Kracher, A. (2005). "Asteroid 433 Eros and partially differentiated planetesimals: bulk depletion versus surface depletion of sulfur" (PDF). Ames Laboratory. Geargiveer vanaf die oorspronklike (PDF) op 28 November 2007. Besoek op 8 November 2007.
  23. ↑ Robert Piccioni (19 November 2012). "Did Asteroid Impacts Make Earth Habitable?" (in Engels). Guidetothecosmos.com. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 7 Julie 2017. Besoek op 3 Mei 2013.
  24. ↑ "Asteroids Caused the Early Inner Solar System Cataclysm". UANews (in Engels). Geargiveer vanaf die oorspronklike op 30 April 2020. Besoek op 18 Oktober 2018.
  25. ↑ Alfvén, H.; Arrhenius, G. (1976). "The Small Bodies". SP-345 Evolution of the Solar System (in Engels). Nasa. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 13 Mei 2007. Besoek op 12 April 2007.
  26. ↑ 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.
  27. ↑ 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.
  28. ↑ Berardelli, Phil (23 Maart 2006). "Main-Belt Comets May Have Been Source Of Earths Water" (in Engels). Space Daily. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 18 April 2020. Besoek op 27 Oktober 2007.
  29. ↑ Lakdawalla, Emily (28 April 2006). "Discovery of a Whole New Type of Comet" (in Engels). The Planetary Society. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 1 Mei 2007. Besoek op 20 April 2007.
  30. ↑ Yeomans, Donald K. (26 April 2007). "JPL Small-Body Database Search Engine". NASA JPL. Besoek op 26 April 2007. – search for asteroids in the main belt regions with a diameter >100.
  31. ↑ 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.
  32. ↑ "The asteroid belt contains solar system remnants". EarthSky | Updates on your cosmos and world. 3 November 2021. Besoek op 20 Januarie 2023.
  33. ↑ Williams, Matt (10 Augustus 2016). "How Far is the asteroid Belt from Earth?". Universe Today. Besoek op 20 Januarie 2023.
  34. ↑ "In Depth". NASA Solar System Exploration. 9 November 2017. Besoek op 11 Februarie 2023. {{cite web}}: Text "Ceres" ignored (hulp)
  35. ↑ Gradie, J.; Tedesco, E. (Junie 1982). "Compositional Structure of the asteroid Belt". Science. 216 (4553): 1405–1407. Bibcode:1982Sci...216.1405G. doi:10.1126/science.216.4553.1405. PMID 17798362. S2CID 32447726.
  36. 1 2 3 DeMeo, F. E.; Alexander, C. M. O'D.; Walsh, K. J.; Chapman, C. R.; Binzel, R. P. (2015). "The Compositional Structure of the Asteroid Belt". In Michel, Patrick; DeMeo, Francesca E.; Bottke, William F. (reds.). Asteroids IV. Tucson: University of Arizona Press. pp. 13–41. arXiv:1506.04805. Bibcode:2015aste.book...13D. doi:10.2458/azu_uapress_9780816532131-ch002. ISBN 978-0-816-53213-1. S2CID 4648806.
  37. 1 2 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. S2CID 54937918. Geargiveer (PDF) vanaf die oorspronklike op 6 Julie 2011. Besoek op 6 September 2008.
  38. 1 2 3 Blair, Edward C., red. (2002). Asteroids: Overview, Abstracts, and Bibliography. Nova Science Publishers. p. 2. ISBN 978-1-59033-482-9.
  39. ↑ 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.
  40. ↑ 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. S2CID 5479442. Geargiveer vanaf die oorspronklike (PDF) op 26 Februarie 2020.
  41. ↑ Mueller, M.; Harris, A. W.; Delbo, M. (2005). "21 Lutetia and other M-types: Their sizes, albedos, and thermal properties from new IRTF measurements". Bulletin of the American Astronomical Society. 37. the MIRSI Team: 627. Bibcode:2005DPS....37.0702M.
  42. 1 2 (July 14–18, 2008) "Two New Basaltic Asteroids in the Main Belt?"..
  43. 1 2 Than, Ker (2007). "Strange Asteroids Baffle Scientists". space.com. Besoek op 14 Oktober 2007.
  44. ↑ Low, F. J.; Beintema, D. A.; Gautier, T. N.; Gillett, F. C.; Beichman, C. A.; Neugebauer, G.; Young, E.; Aumann, H. H.; Boggess, N.; Habing, H. J.; Hauser, M. G.; Houck, J. R.; Rowan-Robinson, M.; Soifer, B. T.; Walker, R. G.; Wesselius, P. R. (1984). "Infrared cirrus – New components of the extended infrared emission". Astrophysical Journal Letters. 278: L19 – L22. Bibcode:1984ApJ...278L..19L. doi:10.1086/184213. {{cite journal}}: |first10= missing |last10= (hulp)
  45. ↑ "When is a comet not a comet?". ESA/Hubble Press Release. Besoek op 12 November 2013.
  46. ↑ "Interview with David Jewitt". YouTube.com. 5 Januarie 2007. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 30 Oktober 2021. Besoek op 21 Mei 2011.
  47. ↑ Williams, Gareth (25 September 2010). "Distribution of the Minor Planets". Minor Planet Center. Besoek op 27 Oktober 2010.
  48. ↑ Minor Planet Center orbit database, 8 Februarie 2006.
  49. ↑ "JPL Small-Body Database Search Engine: orbital class (MBA)". JPL Solar System Dynamics. Besoek op 26 Februarie 2018.
  50. ↑ Fernie, J. Donald (1999). "The American Kepler". American Scientist. 87 (5): 398. doi:10.1511/1999.5.398 (inactive 1 Julie 2025). Geargiveer vanaf die oorspronklike op 21 Junie 2017. Besoek op 4 Februarie 2007.{{cite journal}}: CS1 maint: DOI inactive as of 2025 (link)
  51. ↑ 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. hdl:2060/19970022113. PMID 8994031. S2CID 33032137.
  52. ↑ Backman, D. E. (6 Maart 1998). "Fluctuations in the General Zodiacal Cloud Density". Backman Report. NASA Ames Research Center. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 3 Maart 2012. Besoek op 4 April 2007.
  53. ↑ Nesvorný, David; Bottke Jr, William F.; Dones, Luke; Levison, Harold F. (Junie 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. S2CID 4367081. Geargiveer (PDF) vanaf die oorspronklike op 7 Augustus 2004.
  54. ↑ Walsh, Kevin J. (September 2018). "Rubble Pile Asteroids". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 56: 593–624. arXiv:1810.01815. Bibcode:2018ARA&A..56..593W. doi:10.1146/annurev-astro-081817-052013. S2CID 119530506.
  55. 1 2 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.
  56. ↑ 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. S2CID 18865066.
  57. ↑ Kingsley, Danny (1 Mei 2003). "Mysterious meteorite dust mismatch solved". ABC Science. Besoek op 4 April 2007.
  58. ↑ "Meteors and Meteorites" (PDF). NASA. Geargiveer vanaf die oorspronklike (PDF) op 15 Oktober 2006. Besoek op 12 Januarie 2012.
  59. ↑ Hughes, David W. (2007). "Finding Asteroids In Space". BBC. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 10 Maart 2012. Besoek op 20 April 2007.
  60. ↑ Lemaitre, Anne (August 31 – September 4, 2004). "Asteroid family classification from large catalogues".: 135–144, Belgrade, Serbia and Montenegro: Cambridge University Press. doi:10.1017/S1743921304008592.
  61. ↑ Lang, Kenneth R. (2003). "Asteroids and meteorites". NASA's Cosmos. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 24 Maart 2012. Besoek op 2 April 2007.
  62. ↑ Martel, Linda M. V. (9 Maart 2004). "Tiny Traces of a Big Asteroid Breakup". Planetary Science Research Discoveries. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 1 April 2007. Besoek op 2 April 2007.
  63. ↑ 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.
  64. ↑ 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.
  65. ↑ 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.
  66. ↑ 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.
  67. ↑ Novaković, Bojan; Tsirvoulis, Georgios; Granvik, Mikael; Todović, Ana (Junie 2017). "A Dark Asteroid Family in the Phocaea Region". The Astronomical Journal. 153 (6): 266. arXiv:1704.06088. Bibcode:2017AJ....153..266N. doi:10.3847/1538-3881/aa6ea8. ISSN 0004-6256. S2CID 96428710.
  68. ↑ Dymock, Roger (2010). Asteroids and Dwarf Planets and How to Observe Them. Astronomers' Observing Guides. Springer. p. 24. ISBN 978-1-4419-6438-0. Besoek op 4 April 2011.
  69. ↑ Nesvorný, David; Enke, Brian L.; Bottke, William F.; Durda, Daniel D.; Asphaug, Erik; Richardson, Derek C. (Augustus 2006). "Karin cluster formation by asteroid impact". Icarus. 183 (2): 296–311. Bibcode:2006Icar..183..296N. doi:10.1016/j.icarus.2006.03.008.
  70. ↑ McKee, Maggie (18 Januarie 2006). "Eon of dust storms traced to asteroid smash". New Scientist Space. Besoek op 15 April 2007.
  71. ↑ Nesvorný, D.; Vokrouhlický, D.; Bottke, W. F. (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. S2CID 38364772. Geargiveer (PDF) vanaf die oorspronklike op 9 Mei 2008.
  72. ↑ Schippers, P.; Meyer-Vernet, N.; Lecacheux, A.; Belheouane, S.; Moncuquet, M.; Kurth, W. S.; Mann, I.; Mitchell, D. G.; André, N. (Junie 2015). "Nanodust Detection between 1 and 5 AU Using Cassini Wave Measurements". The Astrophysical Journal. 806 (1): 77. arXiv:1504.02345. Bibcode:2015ApJ...806...77S. doi:10.1088/0004-637X/806/1/77. S2CID 118554353. 77.
  73. ↑ Greicius, Tony (31 Julie 2015). "NASA's Juno Gives Starship-Like View of Earth Flyby". nasa.gov. NASA. Besoek op 4 September 2015.
  74. ↑ Stern, Alan (2 Junie 2006). "New Horizons Crosses The Asteroid Belt". Space Daily. Besoek op 14 April 2007.
  75. ↑ Barucci, M. A.; Fulchignoni, M.; Rossi, A. (2007). "Rosetta Asteroid Targets: 2867 Steins and 21 Lutetia". Space Science Reviews. 128 (1–4): 67–78. Bibcode:2007SSRv..128...67B. doi:10.1007/s11214-006-9029-6. S2CID 123088075.
  76. ↑ "NASA's Lucy Team Announces New Asteroid Target". NASA. 25 Januarie 2023. Besoek op 14 Februarie 2023.
  77. ↑ Avdellidou, C.; Pajola, M.; Lucchetti, A.; Agostini, L.; Delbo, M.; Mazzotta Epifani, E.; Bourdelle De Micas, J.; Devogèle, M.; Fornasier, S.; Van Belle, G.; Bruot, N.; Dotto, E.; Ieva, S.; Cremonese, G.; Palumbo, P. (2021). "Characterisation of the main belt asteroid (223) Rosa". Astronomy & Astrophysics. 656: L18. Bibcode:2021A&A...656L..18A. doi:10.1051/0004-6361/202142600. hdl:11577/3460828. S2CID 244753425.
  78. ↑ "NASA Continues Psyche Asteroid Mission". NASA. 28 Oktober 2022. Besoek op 14 Februarie 2023.

Skakels

[wysig | wysig bron]
Ontsluit van "https://af.wikipedia.org/w/index.php?title=Asteroïedgordel&oldid=2856525"