V 18. století pozorování všech známých planet (Merkur, Venuše, Země, Mars, Jupiter a Saturn) vedlo astronomy k rozpoznání vzoru na jejich drahách. Nakonec to vedlo k Titius-Bodeův zákon , který předpověděl množství prostoru mezi planetami. V souladu s tímto zákonem se zdálo, že mezi drahami Marsu a Jupiteru je rozeznatelná mezera a její zkoumání vedlo k velkému objevu.
Nakonec si astronomové uvědomili, že tato oblast je prostoupena bezpočtem menších těles, která pojmenovali „asteroidy“. To zase vedlo k termínu „pás asteroidů“, který se od té doby běžně používá. Stejně jako všechny planety v naší Sluneční soustavě obíhá naše Slunce a hraje důležitou roli ve vývoji a historii naší Sluneční soustavy.
Struktura a složení:
Pás asteroidů se skládá z několika velkých těles spolu s miliony menších. Větší tělesa, jako např Ceres , Vesta , Pallas a Hygiea tvoří polovinu celkové hmotnosti pásu, přičemž téměř jednu třetinu připadá na samotný Ceres. Kromě toho více než 200 asteroidů, které jsou větší než 100 km v průměru, a 0,7–1,7 milionu asteroidů o průměru 1 km nebo větším.
Ceres ve srovnání s dosud navštívenými asteroidy, včetně Vesta, mapovacího cíle Dawn v roce 2011. Poděkování: NASA/ESA/Paul Schenck
Celková hmotnost pásu asteroidů se odhaduje na 2,8×10dvacet jednaaž 3,2×10dvacet jednakilogramů – což odpovídá asi 4 % hmotnosti Měsíce. Zatímco většina asteroidů je složena z horniny, malá část z nich obsahuje kovy, jako je železo a nikl. Zbývající asteroidy jsou tvořeny směsí těchto látek spolu s materiály bohatými na uhlík. Některé ze vzdálenějších asteroidů mají tendenci obsahovat více ledu a těkavých látek, včetně vodního ledu.
Navzdory působivému počtu objektů obsažených v pásu jsou asteroidy hlavního pásu také rozmístěny ve velmi velkém prostoru. Výsledkem je, že průměrná vzdálenost mezi objekty je zhruba 965 600 km (600 000 mil), což znamená, že hlavní pás sestává převážně z prázdného prostoru. Ve skutečnosti, kvůli nízké hustotě materiálů v Pásu, se nyní pravděpodobnost, že sonda narazí na asteroid, odhaduje na méně než jedna k miliardě.
Hlavní (neboli jádrová) populace pásu asteroidů je někdy rozdělena do tří zón, které jsou založeny na tom, co je známé jako „Kirkwoodské mezery“. Tyto mezery, pojmenované po Danielu Kirkwoodovi, který v roce 1866 oznámil objev mezer ve vzdálenosti asteroidů, jsou podobné tomu, co je vidět u systémů prstenců Saturnu a dalších plynných obrů.
Původ:
Původně se předpokládalo, že Pás asteroidů je pozůstatkem mnohem větší planety, která zabírá oblast mezi drahami Marsu a Jupiteru. Tuto teorii původně navrhl Heinrich Olbders Williamu Herschelovi jako možné vysvětlení existence Ceres a Pallas. Od té doby se však ukázalo, že tato hypotéza má několik nedostatků.
Za prvé, množství energie potřebné ke zničení planety by bylo ohromující a nebyl navržen žádný scénář, který by takové události mohl vysvětlit. Za druhé je tu skutečnost, že hmotnost pásu asteroidů je pouze 4 % hmotnosti Měsíce (a 22 % hmotnosti Pluta). Pravděpodobnost kataklyzmatické srážky s tak malým tělesem je velmi nepravděpodobná. A konečně, významné chemické rozdíly mezi asteroidy neukazují na společný původ.
Dnes je vědecký konsenzus, že asteroidy jsou spíše pozůstatky z rané sluneční soustavy, než aby se fragmentovaly z původní planety. nikdy nevytvořila planetu . Během prvních několika milionů let historie Sluneční soustavy způsobilo gravitační narůstání shluky hmoty, které se vytvořily z akrečního disku. Tyto shluky se postupně spojovaly, nakonec prošly hydrostatickou rovnováhou (staly se sférickými) a vytvořily planety.
Avšak v oblasti pásu asteroidů byly planetesimály příliš silně narušeny gravitací Jupiteru, aby vytvořily planetu. Jako takové by tyto objekty nadále obíhaly kolem Slunce tak, jak tomu bylo dříve, přičemž pouze jeden objekt (Ceres) nashromáždil dostatek hmoty, aby prošel hydrostatickou rovnováhou. Občas se srazily a vytvořily menší úlomky a prach.
Během této doby se asteroidy také do určité míry roztavily, což umožnilo prvkům v nich částečně nebo úplně odlišit hmotnost. Toto období by však bylo nutně krátké kvůli jejich relativně malé velikosti. Pravděpodobně skončila asi před 4,5 miliardami let, několik desítek milionů let po zformování Sluneční soustavy.
Ačkoli jsou datovány do rané historie Sluneční soustavy, asteroidy (jak jsou dnes) nejsou vzorky jejího prvotního já. Od svého vzniku prošly značným vývojem, včetně vnitřního ohřevu, povrchového tání při dopadech, kosmického zvětrávání z radiace a bombardování mikrometeority. Proto se dnes předpokládá, že Pás asteroidů obsahuje pouze malý zlomek hmoty prvotního pásu.
Počítačové simulace naznačují, že původní pás asteroidů mohl obsahovat hmotnost ekvivalentní Zemi. Především kvůli gravitačním poruchám byla většina materiálu vyvržena z pásu milion let po jeho vzniku a zůstalo za ním méně než 0,1 % původní hmoty. Od té doby se předpokládá, že rozložení velikosti pásu asteroidů zůstalo relativně stabilní.
Když se pás asteroidů poprvé vytvořil, teploty ve vzdálenosti 2,7 AU od Slunce vytvořily „sněhovou čáru“ pod bodem mrazu vody. Planetesimály vytvořené za tímto poloměrem byly v podstatě schopny akumulovat led, z nichž některé mohly poskytovat vodní zdroj pozemských oceánů (ještě více než komety).
Vzdálenost od Slunce:
Pás se nachází mezi Marsem a Jupiterem a pohybuje se ve vzdálenosti mezi 2,2 a 3,2 astronomických jednotek (AU) od Slunce – 329 milionů až 478,7 milionů km (204,43 milionů až 297,45 milionů mil). Odhaduje se také, že má tloušťku 1 AU (149,6 milionů km nebo 93 milionů mil), což znamená, že zaujímá stejnou vzdálenost jako to, co leží mezi Zemí a Sluncem.
Asteroidy vnitřní sluneční soustavy a Jupiter: Pás asteroidů ve tvaru koblihy se nachází mezi drahami Jupiteru a Marsu. Kredit: Wikipedia Commons
Vzdálenost asteroidu od Slunce (jeho hlavní poloosa) závisí na jeho rozložení do jedné ze tří různých zón na základě „Kirkwoodských mezer“ Pásu. Zóna I leží mezi rezonančními Kirkwoodovými mezerami 4:1 a rezonancí 3:1, které jsou zhruba 2,06 a 2,5 AU (3 až 3,74 miliardy km; 1,86 až 2,3 miliardy mil) od Slunce.
Zóna II pokračuje od konce zóny I k rezonanční mezeře 5:2, která je 2,82 AU (4,22 miliardy km; 2,6 mil) od Slunce. Zóna III, nejvzdálenější část Pásma, sahá od vnějšího okraje zóny II k rezonanční mezeře 2:1, která se nachází asi 3,28 AU (4,9 miliardy km; 3 miliardy mil) od Slunce.
Zatímco mnoho kosmických lodí bylo v Pásu asteroidů, většina tudy procházela na své cestě do vnější Sluneční soustavy. Teprve v posledních letech s Svítánímise , že Pás asteroidů byl ústředním bodem vědeckého výzkumu. V nadcházejících desetiletích se můžeme přistihnout, že tam posíláme vesmírné lodě, aby těžily asteroidy, těžily minerály a ledy pro použití zde na Zemi.
Napsali jsme mnoho článků o pásu asteroidů zde na Universe Today. Zde je Co je to pás asteroidů? , Jak dlouho trvá dostat se do pásu asteroidů? , Jak daleko je pás asteroidů od Země? , Proč není pás asteroidů planetou? , a Proč pás asteroidů neohrožuje vesmírné lodě .
Chcete-li se dozvědět více, podívejte se Stránka NASA o lunárních a planetárních vědách na asteroidech a Tiskové zprávy Hubblesite o asteroidech .
Astronomy Cast také některé zajímavé epizody o asteroidech, jako Epizoda 55: Pás asteroidů a Epizoda 29: Asteroidy dělají špatné sousedy .
Prameny: