Марс пен Юпитер арасындағы астероид белдеуі

Кіріспе

Марс және Юпитер орбиталары арасындағы аймақ, Velvet Chain альбомы. Астероидтар белдеуі – Күн жүйесіндегі торус пішіндес аймақ, Күнге орталастырылған және шамамен Юпитер мен Марс планеталарының орбиталары арасындағы кеңістікті қамтиды. Онда астероидтар немесе кіші планеталар деп аталатын көптеген қатты, дұрыс емес пішінді денелер бар. Белгілі нысандардың өлшемдері әртүрлі, бірақ планеталардан әлдеқайда кішкентай, және орташа есеппен бір-бірінен шамамен бір миллион шақырым (немесе алты жүз мың миль) қашықтықта орналасқан. Бұл астероид белдеуі Күн жүйесіндегі басқа астероидтар тобынан ерекшелену үшін негізгі астероид белдеуі немесе негізгі белдеу деп те аталады. Астероидтар белдеуі – Күн жүйесіндегі ең кішкентай және ең ішкі белгілі жұлдыздар дискісі. Басқа аймақтардағы Күн жүйесінің кіші денелерінің кластары – Жерге жақын объектілер, кентаврлар, Койпер белдеуі объектілері, шашыраңқы дискі объектілері, седноидтар және Оорт бұлты объектілері. Негізгі белдеу массасының шамамен 60% төрт ірі астероидта: Церера, Веста, Паллас және Гигеяда шоғырланған. Астероидтар белдеуінің жалпы массасы Айдың массасының 3% құрайды деп есептеледі. Астероидтар белдеуіндегі жалғыз кәріз планета болып табылатын Церераның диаметрі шамамен 950 км, ал Веста, Паллас және Гигеяның диаметрі 600 км-ден кем. Минералогиялық тұрғыдан жіктелген қалған денелердің мөлшері бірнеше метрге дейін жетеді. Астероидтар материалы соншалықты жұқа таралғандықтан, көптеген адамсыз ғарыш кемелері оны ешқандай оқиғасыз кесіп өтті. Дегенмен, ірі астероидтардың арасындағы соқтығысулар орын алып, мүшелері ұқсас орбиталық сипаттамалары мен құрамына ие астероидтар отбасын құрайды. Белдеудегі жеке астероидтар спектрлеріне қарай жіктеледі, олардың көпшілігі үш негізгі топқа жатады: көміртекті (C типі), силикатты (S типі) және металға бай (M типі). Астероидтар белдеуі алғашқы күн тұмандығынан планеталардың кішігірім құрылыс блогы – планетезимальдар тобы ретінде пайда болды. Алайда, Марс пен Юпитер арасындағы Юпитердің гравитациялық бұзылыстары олардың планетаға бірігуіне кедері келтірді, артық кинетикалық энергияны берді, ол соқтығысқан планетезимальдардың көп бөлігін және бастапқы протопланеталарды қиратты. Нәтижесінде, Күн жүйесінің алғашқы 100 миллион жылында астероид белдеуінің бастапқы массасының 99,9% жоғалды. Кейбір бөлшектер ақырында ішкі Күн жүйесіне еніп, ішкі планеталарға метеориттердің соқтығысуына себеп болды. Астероидтардың орбиталары Күнді айналу периоды Юпитермен орбиталық резонанс құрғанда айтарлықтай бұзылады. Осы орбиталық қашықтықта, олар басқа орбиталарға ауысқанда Кирквуд саңылауы пайда болады.

Region between the orbits of Mars and Jupiter
the album by Velvet Chain

The asteroid belt is a torus shaped region in the Solar System, centered on the Sun and roughly spanning the space between the orbits of the planets Jupiter and Mars. It contains a great many solid, irregularly shaped bodies called asteroids or minor planets. The identified objects are of many sizes, but much smaller than planets, and, on average, are about one million kilometers (or six hundred thousand miles) apart. This asteroid belt is also called the main asteroid belt or main belt to distinguish it from other asteroid populations in the Solar System. The asteroid belt is the smallest and innermost known circumstellar disc in the Solar System. Classes of small Solar System bodies in other regions are the near Earth objects, the centaurs, the Kuiper belt objects, the scattered disc objects, the sednoids, and the Oort cloud objects. About 60% of the main belt mass is contained in the four largest asteroids: Ceres, Vesta, Pallas, and Hygiea. The total mass of the asteroid belt is estimated to be 3% that of the Moon. Ceres, the only object in the asteroid belt large enough to be a dwarf planet, is about 950 km in diameter, whereas Vesta, Pallas, and Hygiea have mean diameters less than 600 km. The remaining mineralogically classified bodies range in size down to a few metres. The asteroid material is so thinly distributed that numerous uncrewed spacecraft have traversed it without incident. Nonetheless, collisions between large asteroids occur and can produce an asteroid family, whose members have similar orbital characteristics and compositions. Individual asteroids within the belt are categorized by their spectra, with most falling into three basic groups: carbonaceous (C type), silicate (S type), and metal rich (M type). The asteroid belt formed from the primordial solar nebula as a group of planetesimals, the smaller precursors of the protoplanets. However, between Mars and Jupiter gravitational perturbations from Jupiter disrupted their accretion into a planet, imparting excess kinetic energy which shattered colliding planetesimals and most of the incipient protoplanets. As a result, 99.9% of the asteroid belt's original mass was lost in the first 100 million years of the Solar System's history. Some fragments eventually found their way into the inner Solar System, leading to meteorite impacts with the inner planets. Asteroid orbits continue to be appreciably perturbed whenever their period of revolution about the Sun forms an orbital resonance with Jupiter. At these orbital distances, a Kirkwood gap occurs as they are swept into other orbits.

Байқаудың тарихы

1596 жылы Иоганн Кеплер өзінің «Космографиялық құпия» атты еңбегінде: «Марс пен Юпитер аралығында бір планета орналастырамын» деп жазып, сол жерде планета табылатынын болжады. Тихо Браге деректерін талдаған кезде Кеплер Марс пен Юпитер орбиталары арасындағы кеңістік, планеталық орбиталардың болуы тиіс жерге сәйкес келетіндей үлкен екенін ойлады. 1766 жылы Шарль Боннеттің «Табиғатты зерделеу» атты еңбегін аударғанда астроном Иоганн Даниэль Титиус планеталардың орналасуындағы белгілі бір үлгіні байқады. Егер сандық тізбекті 0-ден бастап, 3, 6, 12, 24, 48 және т.б. сандарды қосып, әр санды екі еселеп, содан соң әрқайсысына 4 қосып, 10-ға бөлсек, бұл белгілі планеталардың орбита радиустарына өте жақын мәнді береді. Егер Марс (12) пен Юпитер (48) орбиталары арасындағы «жоғалған планетаға» (тізбектегі 24 санына тең) орын болса. Титиус өз жазбасында: «Бірақ, Ұлы Сәулетші осы кеңістікті бос қалдырған ба? Әсте жоқ!» деді. 1801 жылдың 1 қаңтарында Сицилиядағы Палермо университетінің астрономия кафедрасының меңгерушісі Джузеппе Пиацци осы үлгі бойынша болжамдалған радиусы бар, орбитада қозғалатын шағын нысанды тапты. Ол оны Римнің егін құдайы және Сицилияның қамқоршысы болған Церера деп атады. Пиацци бастапқыда оны комета деп ойлаған, бірақ оның құйрығының болмауы оның планета екенін көрсетті. Осылайша, аталған үлгі сол кездегі сегіз планетаның (Меркурий, Венера, Жер, Марс, Церера, Юпитер, Сатурн және Уран) жартылай бас осьтерін болжады. Церераның табылуымен қатар, Франц Ксавер фон Захтың шақыруымен «аспан полициясы» деп аталатын 24 астрономнан тұратын бейресми топ құрылды. Олар қосымша планеталарды табу үшін іздеуді Марс пен Юпитер арасындағы аймаққа шоғырландырды, онда Титиус-Боде заңы планета болуы керек деп болжады. Шамамен 15 айдан кейін «аспан полициясының» мүшесі Генрих Олберс сол аймақта екінші нысанды – Палласты тапты. Басқа белгілі планеталардан айырмашылығы, Церера мен Паллас ең жоғары телескоптық ұлғайтуда да дискке ажырамай, жарық нүктелері болып көрінді. Олардың жылдам қозғалысынан басқа, оларды жұлдыздардан ажырату қиын болды. Церера мен Палласты байқағаннан кейін, ол мына тұжырымға келді: «Бұл екі жұлдызды планеталар немесе кометалар деп атауға болмайды. Олар кішкентай жұлдыздарға соншалықты ұқсайды, оларды бір-бірінен ажырату қиын. Осыдан олардың астероидтік сипаты, мен өз атымды алып, оларды астероидтер деп атаймын; бірақ олардың табиғатын жақсырақ көрсететін басқа атау пайда болса, оны өзгертуге құқығым бар». 1807 жылға қарай тағы екі нысан – Юнона мен Веста аймақта табылды. Лилиенталдың Наполеон соғыстарында өртелуі, негізгі жұмыстар осы жерде жүргізілгенін ескерсек, осы алғашқы ашылу кезеңін аяқтады. «Астероид белдеуі» термині 1850 жылдардың басында қолданыла бастады, бірақ осы терминді кім енгізгенін анықтау қиын. Ағылшын тіліндегі алғашқы қолданылуы 1850 жылы Элис Отте аударған Александр фон Гумбольдттың «Космос» еңбегінде кездеседі: «[ ] және 13 қараша мен 11 тамыз күндері пайда болатын, Жер орбитасын қиып өтетін және планеталық жылдамдықпен қозғалатын астероидтар белдеуінің бір бөлігін құрайтын жұлдыздар». Америкалық астроном Бенджамин Пирс осы терминологияны қабылдап, оны таратуға көмектескен сияқты. 1868 жылдың ортасына қарай 100-ден астам астероид табылды, ал 1891 жылы Макс Вольфтың астрофотографияны енгізуі ашылу жылдамдығын арттырды. 1921 жылға қарай барлығы 1000 астероид, 1981 жылға қарай – 10 000, ал 2000 жылға қарай – 100 000 астероид табылды. Қазіргі заманғы астероидтарды іздеу жүйелері жаңа шағын планеталарды табу үшін автоматтандырылған құралдарды пайдаланады. 2014 жылдың 22 қаңтарында Еуропалық ғарыш агенттігінің (ЕКА) ғалымдары астероидтар белдеуіндегі ең үлкен нысан – Церерада су буын алғаш рет анықтағанын хабарлады. Бұл жаңалықты анықтау үшін Гершель ғарыш обсерваториясының алыс инфрақызыл мүмкіндіктері пайдаланылды. Бұл күтпеген жаңалық болды, өйткені кометалар, астероидтер емес, «жарық пен қалыңдықтар» шығарады деп есептеледі. Ғалымдардың бірі: «Кометалар мен астероидтар арасындағы шекаралар көбірек бұлыңқырып барады». Одан әрі, Одессалық астроном К.Н. Савченко Церера, Паллас, Юнона және Веста планета жарылғаннан қалған сынықтар емес, бұрынғы айлар екенін ұсынды. Планетаны жою үшін қажетті энергия мөлшері, белдеудің жалпы массасымен салыстырғанда (Жер Айының массасының шамамен 4%) төмен екенін ескерсек,

In 1596, Johannes Kepler wrote, "Between Mars and Jupiter, I place a planet," in his Mysterium Cosmographicum, stating his prediction that a planet would be found there. While analyzing Tycho Brahe's data, Kepler thought that too large a gap existed between the orbits of Mars and Jupiter to fit Kepler's then current model of where planetary orbits should be found. In an anonymous footnote to his 1766 translation of Charles Bonnet's Contemplation de la Nature, the astronomer Johann Daniel Titius of Wittenberg noted an apparent pattern in the layout of the planets, now known as the Titius Bode Law. If one began a numerical sequence at 0, then included 3, 6, 12, 24, 48, etc., doubling each time, and added four to each number and divided by 10, this produced a remarkably close approximation to the radii of the orbits of the known planets as measured in astronomical units, provided one allowed for a "missing planet" (equivalent to 24 in the sequence) between the orbits of Mars (12) and Jupiter (48). In his footnote, Titius declared, "But should the Lord Architect have left that space empty? Not at all." On January 1, 1801, Giuseppe Piazzi, chairman of astronomy at the University of Palermo, Sicily, found a tiny moving object in an orbit with exactly the radius predicted by this pattern. He dubbed it "Ceres", after the Roman goddess of the harvest and patron of Sicily. Piazzi initially believed it to be a comet, but its lack of a coma suggested it was a planet. Thus, the aforementioned pattern predicted the semimajor axes of all eight planets of the time (Mercury, Venus, Earth, Mars, Ceres, Jupiter, Saturn, and Uranus). Concurrent with the discovery of Ceres, an informal group of 24 astronomers dubbed the "celestial police" was formed under the invitation of Franz Xaver von Zach with the express purpose of finding additional planets; they focused their search for them in the region between Mars and Jupiter where the Titius–Bode law predicted there should be a planet. About 15 months later, Heinrich Olbers, a member of the celestial police, discovered a second object in the same region, Pallas. Unlike the other known planets, Ceres and Pallas remained points of light even under the highest telescope magnifications instead of resolving into discs. Apart from their rapid movement, they appeared indistinguishable from stars. Upon completing a series of observations of Ceres and Pallas, he concluded,
Neither the appellation of planets nor that of comets can with any propriety of language be given to these two stars They resemble small stars so much as hardly to be distinguished from them. From this, their asteroidal appearance, if I take my name, and call them Asteroids; reserving for myself, however, the liberty of changing that name, if another, more expressive of their nature, should occur. By 1807, further investigation revealed two new objects in the region: Juno and Vesta. The burning of Lilienthal in the Napoleonic wars, where the main body of work had been done, brought this first period of discovery to a close. The expression "asteroid belt" came into use in the early 1850s, although pinpointing who coined the term is difficult. The first English use seems to be in the 1850 translation (by Elise Otté) of Alexander von Humboldt's Cosmos: "[ ] and the regular appearance, about the 13th of November and the 11th of August, of shooting stars, which probably form part of a belt of asteroids intersecting the Earth's orbit and moving with planetary velocity". Another early appearance occurred in Robert James Mann's A Guide to the Knowledge of the Heavens: "The orbits of the asteroids are placed in a wide belt of space, extending between the extremes of [ ]". The American astronomer Benjamin Peirce seems to have adopted that terminology and to have been one of its promoters. Over 100 asteroids had been located by mid 1868, and in 1891, the introduction of astrophotography by Max Wolf accelerated the rate of discovery. A total of 1,000 asteroids had been found by 1921, 10,000 by 1981, and 100,000 by 2000. Modern asteroid survey systems now use automated means to locate new minor planets in ever increasing numbers. On 22 January 2014, European Space Agency (ESA) scientists reported the detection, for the first definitive time, of water vapor on Ceres, the largest object in the asteroid belt. The detection was made by using the far infrared abilities of the Herschel Space Observatory. The finding was unexpected because comets, not asteroids, are typically considered to "sprout jets and plumes". According to one of the scientists, "The lines are becoming more and more blurred between comets and asteroids". while Odesan astronomer K. N. Savchenko suggested that Ceres, Pallas, Juno, and Vesta were escaped moons rather than fragments of the exploded planet. The large amount of energy required to destroy a planet, combined with the belt's low combined mass, which is only about 4% of the mass of Earth's Moon,

Астероид белдеуінің пайда болуына қатысты қазіргі гипотеза, жалпы алғанда, Күн жүйесі үшін планеталық қалыптасудың қалай жүргендігі туралы ұзақ жылдар бойы қалыптасқан тумандық гипотезаға ұқсас процесс арқылы жүрді. Газ және шаңнан тұратын жұлдызаралық бұлт, гравитацияның әсерінен ыдырап, Күн мен планеталарды құрайтын айналмалы дискіні құрады. Күн жүйесінің алғашқы миллион жылдарында шағын бөлшектердің жабысқақ соқтығысуынан аккреция процесі олардың бірігуіне әкелді, бұл олардың өлшемін біртіндеп арттырды. Бұл іріктемелер жеткілікті массаға жеткен кезде, гравитациялық тартым арқылы басқа денелерді өздеріне тарта алады және планетезимальдарға айналады. Бұл гравитациялық аккреция планеталардың қалыптасуына әкелді. Астероид белдеуі болатын аймақтағы планетезимальдар Юпитердің гравитациясымен күшті түрде бұзылды. Соқтығысулардың орташа жылдамдығы тым жоғары болған аймақтарда, планетезимальдардың ұсақталуы аккрециядан басым болды, планетаның қалыптасуына кедері келтірді. Олардың орнына, олар бұрынғыдай Күннің айналасында айналып, кейде соқтығысты. Күн жүйесінің алғашқы кезеңдерінде астероидтар белгілі бір деңгейде балқыды, бұл олардың ішіндегі элементтердің масса бойынша дифференциалдануына мүмкіндік берді. Кейбір ата-ана денелері тіпті жарылысқан вулканизм кезеңдерінен өтіп, магмалық мұхиттарды құрған болуы мүмкін. Бірақ денелердің салыстырмалы кіші өлшеміне байланысты, балқу кезеңі әлдеқайда үлкен планеталарға қарағанда қысқа болды және шамамен 4,5 миллиард жыл бұрын, қалыптасудың алғашқы ондаған миллион жылдарында аяқталды. 2007 жылдың тамызында Антарктидадағы метеориттегі циркон кристалдарын зерттеу, Вестадан шыққандығына сенген, оның және, демек, астероид белдеуінің Күн жүйесінің пайда болғаннан кейін 10 миллион жыл ішінде тез қалыптасқанын көрсетті.

Эволюция

Астероидтер алғашқы Күн жүйесінің таза үлгілері емес. Олар пайда болғаннан бері айтарлықтай эволюцияға ұшырады, соның ішінде ішкі қызу (алғашқы ондаған миллион жылда), соқтығыстардан беткі қабаттың балқуы, радиациядан туындаған ғарыштық тозу және микрометеориттермен бомбалау. Кейбір ғалымдар астероидтерді қалдық планеталар деп атаса, басқалары оларды ерекше санайды. Қазіргі астероид белдеуі бастапқы белдеу массасының аз бөлігін ғана қамтиды деп есептеледі. Компьютерлік модельдеулер көрсеткендей, бастапқы астероид белдеуі Жер массасына тең массаға ие болуы мүмкін. Көптеген материалдар негізінен гравитациялық бұзылыстарға байланысты, пайда болғаннан шамамен 1 миллион жыл ішінде белдеуден шығарылып, бастапқы массаның 0,1% -дан да азы қалды. Юпитермен 4:1 орбиталық резонансы, 2,06 астрономиялық бірлік (АБ) радиусында, астероид белдеуінің ішкі шекарасы деп санауға болады. Юпитердің бұзылыстары осы аймақтағы денелерді тұрақсыз орбитаға жібереді. Бұл саңылаудың радиусында пайда болған көптеген денелер Марспен (афелийі 1,67 АБ) сіңірілді немесе Күн жүйесінің ерте кезеңінде оның гравитациялық әсерінен белдеуден шығарылды. Венгрия астероидтері 4:1 резонансынан Күнге жақын орналасқан, бірақ жоғары еңістігі оларды бұзылудан қорғайды. Астероид белдеуі алғаш пайда болған кезде, Күннен 2,7 АБ қашықтықтағы температура судың қату температурасынан төмен болды, бұл "қар сызығын" құрады. Осы радиустың сыртында пайда болған планеталар мұз жинақтай алды. 2006 жылы астероид белдеуінде қар сызығынан тыс аймақта кометалар тобы табылды, олар Жер мұхиттарына судың көзі болуы мүмкін. Кейбір модельдерге сәйкес, Жердің қалыптасу кезеңінде судың булануы мұхиттарды құру үшін жеткіліксіз болды, сондықтан кометалық бомбалау сияқты сыртқы көз қажет болды. Сыртқы астероид белдеуіне соңғы бірнеше жүз жылда келген бірнеше нысан бар, соның ішінде (457175) 2008 GO, сондай-ақ 362P.

The asteroids are not pristine samples of the primordial Solar System. They have undergone considerable evolution since their formation, including internal heating (in the first few tens of millions of years), surface melting from impacts, space weathering from radiation, and bombardment by micrometeorites. Although some scientists refer to the asteroids as residual planetesimals, other scientists consider them distinct. The current asteroid belt is believed to contain only a small fraction of the mass of the primordial belt. Computer simulations suggest that the original asteroid belt may have contained mass equivalent to the Earth's. Primarily because of gravitational perturbations, most of the material was ejected from the belt within about 1 million years of formation, leaving behind less than 0.1% of the original mass. The 4:1 orbital resonance with Jupiter, at a radius 2.06 astronomical units (AUs), can be considered the inner boundary of the asteroid belt. Perturbations by Jupiter send bodies straying there into unstable orbits. Most bodies formed within the radius of this gap were swept up by Mars (which has an aphelion at 1.67 AU) or ejected by its gravitational perturbations in the early history of the Solar System. The Hungaria asteroids lie closer to the Sun than the 4:1 resonance, but are protected from disruption by their high inclination. When the asteroid belt was first formed, the temperatures at a distance of 2.7 AU from the Sun formed a "snow line" below the freezing point of water. Planetesimals formed beyond this radius were able to accumulate ice. In 2006, a population of comets had been discovered within the asteroid belt beyond the snow line, which may have provided a source of water for Earth's oceans. According to some models, outgassing of water during the Earth's formative period was insufficient to form the oceans, requiring an external source such as a cometary bombardment. The outer asteroid belt appears to include a few objects that may have arrived there during the last few hundred years, the list includes (457175) 2008 GO also known as 362P.

Сипаттамалары

Көпшілік ойлағаннан өзгеше, астероидтар белдеуі көбінесе бос кеңістік. Астероидтар тым үлкен көлемге тарағандықтан, дәл бағытталмастан астероидқа жету ықтимал емес. Дегенмен, қазіргі таңда жүздеген мың астероид белгілі, ал олардың жалпы саны миллиондаған, тіпті одан да көп болуы мүмкін, бұл астероидтің ең кішкентай мөлшеріне байланысты. 200-ден астам астероидтың диаметрі 100 км-ден асады, ал инфрақызыл сәулелердегі зерттеулер астероидтар белдеуінде 700 000 мен 1,7 миллион аралығында, диаметрі 1 км немесе одан да үлкен астероидтар бар екенін көрсетті. Астероидтардың саны негізгі белдеуде өлшемі кішірейген сайын арта түседі. Өлшемдерінің таралуы көбінесе қуат заңына сәйкес келсе де, 5 және 100 шамасында қисықта күтпегендей көп астероидтар табылады. Шамамен 120 км-ден үлкен астероидтардың көпшілігі алғашқы астероидтар болып саналады, олар аккреция кезеңінен аман қалған, ал кішкентай астероидтардың көпшілігі алғашқы астероидтардың фрагментациясының нәтижесінде пайда болған. Негізгі белдеудегі алғашқы астероидтардың саны қазіргіге қарағанда 200 есе көп болған. Көптеген белгілі астероидтардың абсолюттік шамасы 11 мен 19 арасында, ал орташа көрсеткіші шамамен 16-ға жуық. Бұл көрсеткіш астероидтар отбасылары арасында өзгеше болуы мүмкін, сондай-ақ әлі анықталмаған кішкентай астероидтар одан да жақын болуы ықтимал. Астероидтар белдеуінің жалпы массасы 2,39e21 кг-ға бағаланады, бұл Айдың массасының 3%-ын құрайды.

Құрамы

Қазіргі кездегі белдеу негізінен үш астероид санатынан тұрады: С типі көміртекті астероидтар, S типі силикатты астероидтар және X типі астероидтардың гибридтік тобы. Гибридтік топтың ерекшеліктері жоқ спектрлері бар, бірақ оларды М типі металл, P типі алғашқы және E типі энстатитті астероидтар беретін жарықтандыруға негізделген үш топқа бөлуге болады. Осы негізгі кластарға жатпайтын қосымша типтер табылды. Астероид түрлерінің құрамындағы үрдіс Күннен қашықтық артқан сайын S, C, P және спектрлік ерекшеліктері жоқ D типтері ретімен өзгереді. Көміртекті астероидтар, аты айтып тұрғандай, көміртекке бай. Олар астероид белдеуінің сыртқы аймақтарында басым, ал ішкі белдеуде сирек кездеседі. S типі (силикатқа бай) астероидтар белдеудің ішкі аймағына қарай, Күннен 2,5 АЕ-ге жақын таралған. Олардың бетіндегі спектрлер силикаттар мен кейбір металдардың бар екенін көрсетеді, бірақ маңызды көміртекті қосылыстар жоқ. Бұл олардың материалдары бастапқы құрамынан едәуір өзгергенін көрсетеді, мүмкін балқыту және қайта құру арқылы. Олардың альбедосы салыстырмалы түрде жоғары және жалпы астероидтар популяциясының шамамен 17% құрайды. Астероид белдеуінің ішінде M типі астероидтардың саны шамамен 2,7 АЕ жартылай үлкен осьте ең жоғары деңгейге жетеді. Барлық M типтері құрамы жағынан ұқсас па, әлде бұл негізгі C және S сыныптарына сәйкес келмейтін бірнеше түрлердің белгісі ме – бұл әлі белгісіз. Бір жұмбақ – V типі (Вестоид) немесе базальттық астероидтардың астероид белдеуіндегі салыстырмалы сиректігі. Астероидтардың пайда болу теориясы Веста немесе одан үлкен денелер негізінен базальт тау жыныстарынан тұратын қабық пен мантияны қалыптастыруы керек деп болжайды, нәтижесінде барлық астероидтардың жартысынан астамы базальттан немесе оливиннен тұрады. Алайда, байқаулар болжалған базальттық материалдың 99% жоқ екенін көрсетеді. 2001 жылға дейін астероид белдеуінде табылған базальтты денелердің көпшілігі Веста астероидінен (осыдан олардың V типі атауы) пайда болды деп саналды, бірақ 1459 Магня астероидінің ашылуы басқа базальтты астероидтардан сәл өзгеше химиялық құрамын көрсетті, бұл басқа шығу тегін ұсынады. Астероид белдеуінің температурасы Күннен алысқа қарай өзгереді. Белдеудегі шаң бөлшектері үшін, температура 200 К (-73 °C) 2,2 АЕ-де 165 К (-108 °C) 3,2 АЕ-ге дейін төмендейді. Алайда, айналудың салдарынан астероидтің беткі температурасы айтарлықтай өзгеруі мүмкін, өйткені бүйірлері кезекпен күн сәулесіне және жұлдыздық фонға ұшырайды.

The present day belt consists primarily of three categories of asteroids: C type carbonaceous asteroids, S type silicate asteroids, and a hybrid group of X type asteroids. The hybrid group have featureless spectra, but they can be divided into three groups based on reflectivity, yielding the M type metallic, P type primitive, and E type enstatite asteroids. Additional types have been found that do not fit within these primary classes. There is a compositional trend of asteroid types by increasing distance from the Sun, in the order of S, C, P, and the spectrally featureless D types. Carbonaceous asteroids, as their name suggests, are carbon rich. They dominate the asteroid belt's outer regions, and are rare in the inner belt. S type (silicate rich) asteroids are more common toward the inner region of the belt, within 2.5 AU of the Sun. The spectra of their surfaces reveal the presence of silicates and some metal, but no significant carbonaceous compounds. This indicates that their materials have been significantly modified from their primordial composition, probably through melting and reformation. They have a relatively high albedo and form about 17% of the total asteroid population. Within the asteroid belt, the number distribution of M type asteroids peaks at a semimajor axis of about 2.7 AU. Whether all M types are compositionally similar, or whether it is a label for several varieties which do not fit neatly into the main C and S classes is not yet clear. One mystery is the relative rarity of V type (Vestoid) or basaltic asteroids in the asteroid belt. Theories of asteroid formation predict that objects the size of Vesta or larger should form crusts and mantles, which would be composed mainly of basaltic rock, resulting in more than half of all asteroids being composed either of basalt or of olivine. However, observations suggest that 99% of the predicted basaltic material is missing. Until 2001, most basaltic bodies discovered in the asteroid belt were believed to originate from the asteroid Vesta (hence their name V type), but the discovery of the asteroid 1459 Magnya revealed a slightly different chemical composition from the other basaltic asteroids discovered until then, suggesting a different origin. ]] The temperature of the asteroid belt varies with the distance from the Sun. For dust particles within the belt, typical temperatures range from 200 K (−73 °C) at 2.2 AU down to 165 K (−108 °C) at 3.2 AU. However, due to rotation, the surface temperature of an asteroid can vary considerably as the sides are alternately exposed to solar radiation then to the stellar background.

Негізгі белдеу кометтері

Сыртқы белдеудегі көзге түспейтін бірнеше денелер кометалық белсенділікті көрсетеді. Олардың орбиталарын классикалық кометалардың тартылуы арқылы түсіндіру мүмкін болмағандықтан, көптеген сыртқы астероидтер мұзды құрамды деп саналады, ал мұз кейде шағын соқтығыстар нәтижесінде сублимацияға ұшырайды. Негізгі белдеу кометалары Жер мұхиттарының маңызды көзі болуы мүмкін, себебі дейтерий-сутегінің арақатынасы классикалық кометалардың басты көзі болуы үшін тым төмен.

Орбиталар

Астероидтар белдеуіндегі көптеген астероидтардың орбиталық эксцентрициті 0,4-тен төмен, ал еңісі 30°-тан төмен. Астероидтардың орбиталық таралуы шамамен 0,07 эксцентрицитет және 4°-тан төмен еңіс кезінде ең жоғары деңгейге жетеді. Демек, әдеттегі астероид салыстырмалы түрде дөңгелек орбитаға ие және эклиптика жазықтығына жақын орналасқан болса да, кейбір астероидтардың орбиталары жоғары эксцентриктік болуы немесе эклиптика жазықтығынан алысқа қарай жүруі мүмкін. Кейде "негізгі белдеу" термині денелердің ең көп шоғырланған тығыз "өзегі" аймағын ғана білдіреді. Бұл 2,06 және 3,27 а.б. арасындағы күшті 4:1 және 2:1 Кирквуд саңылауларында, сондай-ақ орбиталық эксцентрициті шамамен 0,33-тен төмен және орбиталық еңісі шамамен 20°-тан төмен жатады. 2006 жылғы мәліметтер бойынша, осы "өзектік" аймақта Күн жүйесіндегі барлық табылған және нөмірленген кіші планеталардың 93% орналасқан. JPL Small Body Database дерекқорында 1 миллионнан астам белгілі негізгі белдеу астероидтары тіркелген.

Кирквудтың саңылаулары

Астероидтің жартылай үлкен осі оның Күнді айналма орбитасының өлшемдерін сипаттау үшін қолданылады, ал оның мәні кіші планетаның орбиталық периодын анықтайды. 1866 жылы Дэниел Кирквуд осы денелердің орбиталарының Күннен қашықтығындағы бос кеңістіктерді тапқанын жариялады. Олар Күнді айналу периоды Юпитердің орбиталық периодына тең бүтін санмен бөлінетін орналасқан жерлерде болды. Кирквуд планетаның гравитациялық бұзылыстары астероидтардың осы орбиталардан шығарылуына себеп болғанын болжады. Астероидтің орташа орбиталық периоды Юпитердің орбиталық периодына бүтін санмен бөлінгенде, газ гигантымен орташа қозғалыс резонансы пайда болады, бұл астероидті жаңа орбиталық элементтерге өзгерту үшін жеткілікті. Алғашқы астероидтар Юпитер орбитасының жылжуына байланысты осы бос кеңістіктерге енді. Кейіннен астероидтар негізінен Ярковский эффектісінің әсерінен осы аралық орбиталарға көшті. Соқтығысқанда, екі астероид төмен салыстырмалы жылдамдықпен бірігуі мүмкін. 4 миллиард жылдан астам уақыт өткен соң, астероид белдеуінің құрамы бастапқы құрамына ұқсамайды. Дәлелдерге сәйкес, диаметрі 200 м мен 10 км аралығындағы негізгі белдеудегі көптеген астероидтар соқтығысу нәтижесінде пайда болған қиыршық тас үйінділері болып табылады. Бұл денелер көбінесе өзіндік гравитациямен байланысқан көптеген дұрыс емес нысандардан тұрады, бұл ішкі кеңістіктің айтарлықтай мөлшеріне әкеледі. Астероид денелерімен қатар, астероид белдеуінде бірнеше жүз микрометрге дейін радиусы бар шаң жолақтары да бар. Бұл материал, кем дегенде, астероидтердің соқтығысуынан және микрометеориттердің астероидтерге тиюінен пайда болады. Пойнтинг-Робертсон эффектісіне байланысты, күн сәулесінің қысымы осы шаңның күнге қарай спираль тәрізді иілуіне себеп болады. Бұл ұсақ астероид шаңы мен кометадан шығарылған материалдың үйлесімі зодиак жарығын тудырады. Бұл әлсіз жарық түнде Күн бағытынан эклиптика жазықтығы бойымен көрінеді. Зодиак жарығын тудыратын астероид бөлшектерінің орташа радиусы шамамен 40 мкм. Негізгі белдеудегі зодиак бұлты бөлшектерінің өмір сүру мерзімі шамамен 700 000 жылды құрайды. Сондықтан, шаң жолақтарын сақтау үшін астероид белдеуінде жаңа бөлшектер үнемі пайда болуы керек.

The semimajor axis of an asteroid is used to describe the dimensions of its orbit around the Sun, and its value determines the minor planet's orbital period. In 1866, Daniel Kirkwood announced the discovery of gaps in the distances of these bodies' orbits from the Sun. They were located in positions where their period of revolution about the Sun was an integer fraction of Jupiter's orbital period. Kirkwood proposed that the gravitational perturbations of the planet led to the removal of asteroids from these orbits. When the mean orbital period of an asteroid is an integer fraction of the orbital period of Jupiter, a mean motion resonance with the gas giant is created that is sufficient to perturb an asteroid to new orbital elements. Primordial asteroids entered these gaps because of the migration of Jupiter's orbit. Subsequently, asteroids primarily migrate into these gap orbits due to the Yarkovsky effect, A collision may fragment an asteroid into numerous smaller pieces (leading to the formation of a new asteroid family). Conversely, collisions that occur at low relative speeds may also join two asteroids. After more than 4 billion years of such processes, the members of the asteroid belt now bear little resemblance to the original population. Evidence suggests that most main belt asteroids between 200 m and 10 km in diameter are rubble piles formed by collisions. These bodies consist of a multitude of irregular objects that are mostly bound together by self gravity, resulting in significant amounts of internal porosity. Along with the asteroid bodies, the asteroid belt also contains bands of dust with particle radii of up to a few hundred micrometres. This fine material is produced, at least in part, from collisions between asteroids, and by the impact of micrometeorites upon the asteroids. Due to the Poynting–Robertson effect, the pressure of solar radiation causes this dust to slowly spiral inward toward the Sun. The combination of this fine asteroid dust, as well as ejected cometary material, produces the zodiacal light. This faint auroral glow can be viewed at night extending from the direction of the Sun along the plane of the ecliptic. Asteroid particles that produce visible zodiacal light average about 40 μm in radius. The typical lifetimes of main belt zodiacal cloud particles are about 700,000 years. Thus, to maintain the bands of dust, new particles must be steadily produced within the asteroid belt.

Метеориттер

Тез соқтығысудан қалған қалдықтардың кейбіреулері Жер атмосферасына кіретін метеороидтарды құрауы мүмкін. Бүгінгі күнге дейін Жерде табылған 50 мың метеориттің 99,8 пайызы астероид белдеуінен шыққан деп саналады.

Отбасылар мен топтар

1918 жылы жапон астрономы Киёцугу Хираяма кейбір астероидтердің орбиталары ұқсас параметрлерге ие екенін анықтады, осылайша олар отбасылар немесе топтарды құрайды. Астероидтар белдеуіндегі астероидтардың шамамен үштен бірі астероид отбасының мүшесі болып табылады. Олардың орбиталық элементтері – жартылай үлкен ось, эксцентриситет және орбиталық еңіс сияқты – ұқсас, сондай-ақ бірдей спектральдік ерекшеліктері бар, бұл олардың үлкен денедің бөлінуінен пайда болған ортақ тегін көрсетеді. Астероид белдеуінің мүшелері үшін осы элементтер жұбының графиктік бейнелеуі астероид отбасының бар екенін көрсететін шоғырлануларды көрсетеді. Шамамен 20-30 байланыс астероид отбасы болып саналады. Одан да аз анық топтамалар да табылды. Астероид отбасы мүшелерінің бірдей спектральдік ерекшеліктерін көрсетуімен расталады. Астероидтардың кішірек топтары топтар немесе кластерлер деп аталады. Астероид белдеуіндегі ең ірі отбасылар (жартылай үлкен осьтерінің өсу ретімен) – Флора, Эуномия, Коронис, Эос және Темис отбасылары. Нағыз отбасының мүшесі болып табылатын ең үлкен астероид – 4 Веста. (Бұл Церераның Гефион отбасындағы «қонақ» ретінде болуынан өзгеше.) Веста отбасысы Вестаға түскен соққыдан пайда болған кратердің нәтижесінде құрылған деп саналады. Сол сияқты, HED метеориттері де осы соққының салдарынан Вестадан шыққан болуы мүмкін. Астероид белдеуінде үш ірі шаң жолағы табылды. Олардың орбиталық еңістері Эос, Коронис және Темис астероид отбасыларына ұқсас, сондықтан олар осы топтармен байланысты болуы мүмкін. Кейінгі ауыр бомбалаудан кейін негізгі белдеудің эволюциясына үлкен Кентаврлар мен транснептундық объектілердің (ТНО) өтуі әсер еткен болуы мүмкін. Күн жүйесінің ішкі бөлігіне жететін Кентаврлар мен ТНОлар негізгі белдеудегі астероидтардың орбиталарын өзгерте алады, бірақ олардың массасы бір реттік кездесуде e = 9 шамасына тең немесе бірнеше жақын кездесуде бір рет кем болуы керек. Дегенмен, Кентаврлар мен ТНОлар негізгі белдеудегі жас астероид отбасыларын айтарлықтай таратуға үлкермеген, бірақ олар кейбір ескі астероид отбасыларын бұзған болуы мүмкін. Қазіргі негізгі белдеудегі астероидтар, Кентаврлар немесе транснептундық объектілер ретінде пайда болған, сыртқы белдеуде 4 миллион жылдан кем өмір сүретін қысқа өмір сүру мерзіміне ие болуы мүмкін, көбінесе 2.8 және 3.2 АЕ аралығында, негізгі белдеудегі астероидтарға қарағанда үлкен эксцентриситетпен айналып жүреді.

In 1918, the Japanese astronomer Kiyotsugu Hirayama noticed that the orbits of some of the asteroids had similar parameters, forming families or groups. Approximately one third of the asteroids in the asteroid belt are members of an asteroid family. These share similar orbital elements, such as semi major axis, eccentricity, and orbital inclination as well as similar spectral features, which indicate a common origin in the breakup of a larger body. Graphical displays of these element pairs, for members of the asteroid belt, show concentrations indicating the presence of an asteroid family. There are about 20 to 30 associations that are likely asteroid families. Additional groupings have been found that are less certain. Asteroid families can be confirmed when the members display similar spectral features. Smaller associations of asteroids are called groups or clusters. Some of the most prominent families in the asteroid belt (in order of increasing semi major axes) are the Flora, Eunomia, Koronis, Eos, and Themis families. The largest asteroid to be a true member of a family is 4 Vesta. (This is in contrast to an interloper, in the case of Ceres with the Gefion family.) The Vesta family is believed to have formed as the result of a crater forming impact on Vesta. Likewise, the HED meteorites may also have originated from Vesta as a result of this collision. Three prominent bands of dust have been found within the asteroid belt. These have similar orbital inclinations as the Eos, Koronis, and Themis asteroid families, and so are possibly associated with those groupings. The main belt evolution after the Late Heavy Bombardment was likely affected by the passages of large Centaurs and trans Neptunian objects (TNOs). Centaurs and TNOs that reach the inner Solar System can modify the orbits of main belt asteroids, though only if their mass is of the order of e= 9 for single encounters or, one order less in case of multiple close encounters. However, Centaurs and TNOs are unlikely to have significantly dispersed young asteroid families in the main belt, although they can have perturbed some old asteroid families. Current main belt asteroids that originated as Centaurs or trans Neptunian objects may lie in the outer belt with short lifetime of less than 4 million years, most likely orbiting between 2.8 and 3.2 AU at larger eccentricities than typical of main belt asteroids.

Шекаралық

Белдіктің ішкі жиегін (1,78 мен 2,0 АЕ аралығында, орташа жартылай үлкен осі 1,9 АЕ) бойлай орналасқан кіші планеталардың Венгрия тобы. Олар негізгі мүшесі 434 Hungaria атымен аталады; топта кем дегенде 52 аталған астероид бар. Венгрия тобы негізгі бөліктен 4:1 Кирквуд аралығымен бөлінеді және олардың орбиталары жоғары көлбеулікке ие. Кейбір мүшелері Марс орбитасын кесіп өтетін астероидтар санатына жатады, ал Марстың гравитациялық бұзылыстары осы топтың жалпы санының азаюына себеп болуы мүмкін. Фокея тобы Күннен 2,25 және 2,5 АЕ аралығында айналады. Астероидтар белдеуінің сыртқы жиегін айналып өтетін Сайбеле тобы 3,3 және 3,5 АЕ аралығында орналасқан. Бұлардың орбиталық резонансы 7:4 Юпитермен. Хильда тобы 3,5 және 4,2 АЕ аралығында, салыстырмалы түрде дөңгелек орбиталармен және Юпитермен тұрақты 3:2 орбиталық резонанспен айналады. 4,2 АЕ-ден, яғни Юпитер орбитасына дейін астероидтардың саны азаяды. Осы орбитада Троялық астероидтардың екі тобын табуға болады, олар кем дегенде 1 км-ден үлкен денелер үшін астероидтар белдеуінің астероидтарымен шамалас санда болады.

Жаңа отбасылар

Астрономиялық тұрғыдан алғанда, кейбір астероидтар отбасылары жақында ғана пайда болған. Карин отбасы шамамен 5,7 миллион жыл бұрын 33 км радиусы бар ататек астероидпен соқтығысу нәтижесінде пайда болған. Веритас отбасы шамамен 8,3 миллион жыл бұрын пайда болды; дәлелдерге мұхит шөгінділерінен қалпына келтірілген планетааралық шаң жатады. Көп ұзамай, Датура шоғыры шамамен 530 000 жыл бұрын негізгі белдеудегі астероидпен соқтығысудан пайда болған сияқты. Жасының бағасы кез келген физикалық дәлелге емес, мүшелерінің қазіргі орбиталарының болу ықтималдығына негізделген. Дегенмен, бұл шоғыр кейбір зодиак шаң материалдарының көзі болуы мүмкін. Басқа жақында пайда болған шоғырлар, мысалы, Ианнини шоғыры (шамамен 1-5 миллион жыл бұрын), осы астероид шаңының қосымша көздерін қамтамасыз еткен болуы мүмкін.

Барлау

Астероидтар белдеуінен өткен алғашқы ғарыш кемесі – «Пионер-10», ол 1972 жылдың 16 шілдесінде осы аймаққа кірді. Сол кезде белдеудегі қалдықтар ғарыш кемесіне қауіп төндіруі мүмкін деген алаңдаушылық болды, бірақ содан бері бірнеше ғарыш кемесі ешқандай оқиғасыз белдеуден сәулемен өтті. «Пионер-11», «Вояджер-1» және «Вояджер-2» және «Улисс» белдеуден ешқандай астероидты суретке түсірмей өтті. «Кассини» 2000 жылы белдеуді кезіп өткенде плазма мен ұсақ шаң бөлшектерін өлшеді. Юпитерге бет алған «Юно» ғарыш кемесі ғылыми деректер жинамай астероидтар белдеуінен өтті. Белдеудегі материалдардың төмен тығыздығына байланысты, зымыранның астероидқа соқтығысу ықтималдығы 1 миллиардтан кем деп есептеледі. Бүгінгі күнге дейін суретке түсірілген көптеген негізгі белдеу астероидтары басқа мақсаттарға бағытталған зымырандардың жылдам ұшу мүмкіндіктері арқасында алынған. Тек «Таң» миссиясы ғана орбитада ұзақ мерзім бойы негізгі белдеудегі астероидтарды зерттеді. «Галилео» ғарыш кемесі 1991 жылы 951 «Гаспраны» және 1993 жылы 243 «Иданы» суретке түсірді, содан кейін 1997 жылы 253 «Матильданы» суретке түсіріп, 2001 жылдың ақпанында Жерге жақын орналасқан 433 «Эрос» астероидына қонды. «Кассини» 2000 жылы 2685 «Мазурскийді» суретке түсірді, «Стардуст» 2002 жылы 5535 «Аннфранкты» суретке түсірді, «Нью-Горизонт» 2006 жылы 132524 «APL» суретке түсірді, ал «Розетта» 2008 жылдың қыркүйегінде 2867 «Штейнсті» және 2010 жылдың шілдесінде 21 «Лутецияны» суретке түсірді. «Таң» 2011 жылдың шілдесінен 2012 жылдың қыркүйегіне дейін «Вестаның» орбитасында болды және 2015 жылдың наурызынан бері «Церераның» орбитасында жүр. «Люси» ғарыш зымыраны 2023 жылы Юпитер троялықтарына бет алғанда 152830 «Динкинештің» жанынан өтті. ЕКА-ның «JUICE» миссиясы астероид белдеуінен екі рет өтеді, 2029 жылы 223 «Роза» астероидінің жанынан ұшып өту жоспарлануда. «Психея» ғарыш кемесі – NASA-ның үлкен M типіндегі 16 «Психея» астероидына арналған миссиясы.