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 Zákon Titus-Bode , 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.
Kromě několika pozorovaných větších objektů si astronomové začali všímat bezpočtu menších těles, která také obíhají mezi Marsem a Jupiterem. To vedlo k vytvoření termínu „asteroid“ a také „pás asteroidů“, jakmile se ukázalo, kolik jich je. Od té doby se tento termín stal běžným zvykem a stal se základem našich astronomických modelů.
Objev:
V roce 1800 astronom baron Franz Xaver von Zach v naději, že vyřeší problém vytvořený zákonem Titius-Bode, naverboval 24 svých kolegů astronomů do klubu známého jako „United Astronomical Society“ (někdy označovaný jako „Stellar Police“). . V té době do jejích řad patřil i známý astronom William Herschel, který v 80. letech 18. století objevil Uran a jeho měsíce.
Je ironií, že prvním astronomem, který v těchto oblastech učinil objev, byl Giuseppe Piazzi – předseda astronomie na Univerzitě v Palermu – který byl požádán, aby se připojil ke Společnosti, ale dosud nedostal pozvání. 1. ledna 1801 Piazzi pozoroval malý objekt na oběžné dráze s přesným poloměrem předpovězeným zákonem Titius-Bode.
Ceres (vlevo, snímek Dawn) ve srovnání s Tethys (vpravo, snímek Cassini) ve srovnatelných velikostech. Poděkování: NASA/JPL-Caltech/UCLA/MPS/DLR/IDA a NASA/JPL-Caltech/SSI. Srovnání J. Major.
Zpočátku věřil, že jde o kometu, ale pokračující pozorování ukázala, že nemá žádné kóma. To Piazziho vedlo k tomu, že usoudil, že předmět, který našel – který pojmenoval „ Ceres “ po římské bohyni úrody a patronce Sicílie – by ve skutečnosti mohla být planeta. O 15 měsíců později Heinrich Olbers (člen Společnosti) objevil ve stejné oblasti druhý objekt, který byl později pojmenován 2 Pallas .
Vzhledově se tyto objekty zdály k nerozeznání od hvězd. Ani při největším zvětšení dalekohledu se nerozdělily na disky. Jejich rychlý pohyb však naznačoval společnou dráhu. William Herschel proto navrhl, aby byly zařazeny do samostatné kategorie nazvané „asteroidy“ – řecky „jako hvězdy“.
V roce 1807 další vyšetřování odhalilo dva nové objekty v regionu, 3 Juno a 4 Vesta; a do roku 1845, 5 Astraea Bylo zjištěno. Krátce nato byly nové objekty nalezeny zrychlujícím se tempem a na počátku 50. let 19. století se termín „asteroidy“ postupně začal běžně používat. Stejně tak termín „pás asteroidů“, i když není jasné, kdo tento konkrétní termín vytvořil. Termín „hlavní pás“ se však často používá k jeho odlišení od Cooperův pás .
Do poloviny roku 1868 bylo lokalizováno sto asteroidů a v roce 1891 zavedení astrofotografie Maxem Wolfem ještě více urychlilo rychlost objevů. Do roku 1921 bylo nalezeno celkem 1 000 asteroidů, 10 000 do roku 1981 a 100 000 do roku 2000. Moderní systémy průzkumu asteroidů nyní používají automatizované prostředky k lokalizaci nových planetek ve stále větším množství.
Asteroidy vnitřní sluneční soustavy a Jupiter: Pás asteroidů ve tvaru koblihy se nachází mezi drahami Jupiteru a Marsu. Kredit: Wikipedia Commons
Struktura:
Navzdory běžnému vnímání je Pás asteroidů většinou prázdný prostor s asteroidy rozmístěnými po velkém objemu prostoru. Přesto jsou v současnosti známy stovky tisíc asteroidů a celkový počet se pohybuje v milionech i více. Je známo, že více než 200 asteroidů má průměr větší než 100 km a průzkum v infračervených vlnových délkách ukázal, že pás asteroidů má 0,7–1,7 milionu asteroidů o průměru 1 km (0,6 mil) nebo více.
Nachází se mezi Marsem a Jupiterem, pás se pohybuje od 2,2 do 3,2 astronomických jednotek (AU) od Slunce a je silný 1 AU. Jeho celková hmotnost se odhaduje na 2,8×10dvacet jednaaž 3,2×10dvacet jednakilogramů – což odpovídá asi 4 % hmotnosti Měsíce. Čtyři největší objekty – Ceres, 4 Vesta, 2 Pallas a 10 Hygiena – tvoří polovinu celkové hmotnosti pásu, přičemž téměř jednu třetinu připadá na samotný Ceres.
Hlavní (neboli jádrová) populace pásu asteroidů je někdy rozdělena do tří zón, které jsou založeny na tzv. Kirkwood Gaps . Tyto pojmenované po Danielu Kirkwoodovi, který v roce 1866 oznámil objev mezer ve vzdálenosti asteroidů, popisují rozměry oběžné dráhy asteroidu na základě jeho hlavní poloosy.
V rámci tohoto schématu jsou tři zóny. Zóna I leží mezi rezonančními Kirkwoodovými mezerami 4:1 a rezonancí 3:1, které jsou 2,06 a 2,5 AU od Slunce. Zóna II pokračuje od konce zóny I do rezonanční mezery 5:2, což je 2,82 AU od Slunce. Zóna III sahá od vnějšího okraje zóny II k rezonanční mezeře 2:1 při 3,28 AU.
Pás asteroidů lze také rozdělit na vnitřní a vnější pás, přičemž vnitřní pás tvoří asteroidy obíhající blíže k Marsu, než je Kirkwoodova mezera 3:1 (2,5 AU), a vnější pás tvořený asteroidy blíže k oběžné dráze Jupiteru.
Asteroidy, které mají poloměr 2,06 AU od Slunce, lze považovat za vnitřní hranici pásu asteroidů. Perturbace Jupitera posílají tělesa, která tam zabloudí, na nestabilní dráhy. Většina těles vytvořených uvnitř poloměru této mezery byla smetena Marsem (který má aphelion 1,67 AU) nebo byla vyvržena jeho gravitačními poruchami v rané historii Sluneční soustavy.
Teplota pásu asteroidů se mění se vzdáleností od Slunce. Pro prachové částice v pásu se typické teploty pohybují od 200 K (-73 °C) při 2,2 AU až do 165 K (-108 °C) při 3,2 AU. V důsledku rotace se však povrchová teplota asteroidu může značně lišit, protože strany jsou střídavě vystaveny slunečnímu záření a poté hvězdnému pozadí.
Složení:
Podobně jako pozemské planety je většina asteroidů složena ze silikátových hornin, zatímco malá část 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.
Vesta viděná z Hubbleova vesmírného dalekohledu založeného na oběžné dráze Země v roce 2007 (vlevo) a zblízka sondou Dawn v roce 2011. Hubble Poděkování: NASA, ESA a L. McFadden (University of Maryland). Dawn Credit: NASA/JPL-Caltech/UCLA/MPS/DLR/IDA. Kombinace fotografií: Elizabeth Howell
Hlavní pás se skládá především z tři kategorie asteroidů : C-typ nebo uhlíkaté asteroidy; S-typ nebo silikátové asteroidy; a M-typ nebo kovové asteroidy. Uhlíkaté asteroidy jsou bohaté na uhlík, dominují vnějším oblastem pásu a tvoří více než 75 % viditelných asteroidů. Jejich povrchové složení je podobné jako u uhlíkatých chondritových meteoritů, zatímco jejich spektra jsou podobná těm, která jsou považována za ranou sluneční soustavu.
Asteroidy typu S (bohaté na křemičitany) jsou běžnější ve vnitřní oblasti pásu, do 2,5 AU od Slunce. Ty jsou typicky složeny z křemičitanů a některých kovů, ale ne významného množství uhlíkatých sloučenin. To naznačuje, že jejich materiály byly v průběhu času významně modifikovány, s největší pravděpodobností tavením a reformováním.
Asteroidy typu M (bohaté na kovy) tvoří asi 10 % celkové populace a jsou složeny ze železo-niklových a některých silikátových sloučenin. Předpokládá se, že některé pocházejí z kovových jader diferencovaných asteroidů, které byly poté fragmentovány při srážkách. Rozmístění těchto typů asteroidů v pásu asteroidů vrcholí na hlavní poloose asi 2,7 AU od Slunce.
Existují také záhadné a relativně vzácné asteroidy typu V (neboli čedičové). Tato skupina pochází ze skutečnosti, že až do roku 2001 se věřilo, že většina čedičových těles v pásu asteroidů pochází z asteroidu Vesta. Objev čedičových asteroidů s různým chemickým složením však naznačuje jiný původ. Současné teorie tvorby asteroidů předpovídají, že by asteroidů typu V mělo být více, ale 99 % těch, které byly předpovězeny, v současnosti chybí.
Rodiny a skupiny:
Přibližně jedna třetina asteroidů v pásu asteroidů jsou členy an rodina asteroidů . Ty jsou založeny na podobnostech v orbitálních prvcích – jako je hlavní poloosa, excentricita, sklony orbity a podobné spektrální rysy, z nichž všechny naznačují společný původ. S největší pravděpodobností by se jednalo o srážky mezi většími objekty (o středním poloměru ~10 km), které se pak rozpadly na menší tělesa.
Koncepce tohoto umělce ukazuje, jak vznikají rodiny asteroidů. Poděkování: NASA/JPL-Caltech
Některé z nejvýznamnějších rodin v pásu asteroidů jsou rodiny Flora, Eunomia, Koronis, Eos a Themis. Rodina Flora, jedna z největších s více než 800 známými členy, mohla vzniknout srážkou před méně než miliardou let. Tato rodina se nachází ve vnitřní oblasti Pásu a je tvořena asteroidy typu S a tvoří zhruba 4–5 % všech objektů Pásu.
Rodina Eunomia je další velké seskupení asteroidů typu S, které má svůj název podle řecké bohyně Eunomia (bohyně zákona a dobrého pořádku). Je to nejvýznamnější rodina ve středním pásu asteroidů a představuje 5 % všech planetek.
Rodina Koronis se skládá z 300 známých asteroidů, o kterých se předpokládá, že vznikly před nejméně dvěma miliardami let srážkou. Největší známý, 208 Lacrimosa , má průměr asi 41 km (25 mi), zatímco bylo nalezeno dalších 20, které mají průměr větší než 25 km.
Rodina Eos (nebo Eoan) je prominentní rodina asteroidů, které obíhají kolem Slunce ve vzdálenosti 2,96 – 3,03 AU a předpokládá se, že vznikly srážkou před 1-2 miliardami let. Skládá se ze 4 400 známých členů, kteří se podobají kategorii asteroidů typu S. Zkoumání Eos a dalších členů rodiny v infračervené oblasti však ukazuje určité rozdíly s typem S, a proto mají svou vlastní kategorii (asteroidy typu K).
Asteroidy, které jsme viděli zblízka, ukazují povrchy s krátery podobné, ale odlišné od většiny kráterů na kometách. Kredit: NASA
Rodina asteroidů Themis se nachází ve vnější části pásu asteroidů, ve střední vzdálenosti 3,13 AU od Slunce. Tato základní skupina zahrnuje asteroid 24 Themis (podle kterého je pojmenován) a je jednou z nejlidnatějších rodin asteroidů. Skládá se z asteroidů typu C se složením podobným složení uhlíkatých chondritů a skládá se z dobře definovaného jádra větších asteroidů a okolní oblasti menších.
Největší asteroid, který je skutečným členem rodiny, je 4 Vesta. Předpokládá se, že rodina Vesta vznikla v důsledku nárazu na Vesta, který vytvořil kráter. Stejně tak Meteority HED může také pocházet z Vesta v důsledku této kolize.
Kromě těles asteroidů obsahuje pás asteroidů také pásy prachu s poloměry částic až několik set mikrometrů. Tento jemný materiál je produkován, alespoň částečně, srážkami mezi asteroidy a dopadem mikrometeoritů na asteroidy. V pásu asteroidů byly nalezeny tři výrazné pásy prachu – které mají podobné sklony oběžných drah jako rodiny asteroidů Eos, Koronis a Themis – a proto jsou možná spojeny s těmito seskupeními.
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. Tato hypotéza však od té doby z mnoha důvodů upadla v nemilost.
Umělecký dojem z rané sluneční soustavy, kde srážky mezi částicemi v akrečním disku vedly ke vzniku planetesimál a nakonec planet. Poděkování: NASA/JPL-Caltech
Za prvé, je zde množství energie, které by bylo zapotřebí ke zničení planety, což by bylo ohromující. Za druhé, je tu skutečnost, že celá hmotnost Pásu je pouze 4 % hmotnosti Měsíce. Za třetí, významné chemické rozdíly mezi asteroidy neukazují na to, že by byly kdysi součástí jediné planety.
Dnes panuje vědecká shoda v tom, 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, kdy gravitační narůstání vedlo ke vzniku planet, se shluky hmoty v akrečním disku spojily a vytvořily planetesimály. Ty se zase spojily a vytvořily planety.
Avšak v oblasti pásu asteroidů byly planetesimály příliš silně narušeny gravitací Jupiteru, aby vytvořily planetu. Tyto objekty by nadále obíhaly kolem Slunce jako dříve, občas se srazily a produkovaly menší úlomky a prach.
Během rané historie Sluneční soustavy se asteroidy také do určité míry roztavily, což umožnilo prvkům v nich, aby byly částečně nebo úplně rozlišeny podle hmotnosti. Toto období by však bylo nutně krátké kvůli jejich relativně malé velikosti a pravděpodobně skončilo asi před 4,5 miliardami let, v prvních desítkách milionů let formování 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 tolik hmoty jako Země. 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).
Průzkum:
Pás asteroidů je tak řídce osídlen, že se jím dokázalo pohybovat několik bezpilotních kosmických lodí; buď jako součást dalekonosné mise do vnější sluneční soustavy, nebo (v posledních letech) jako mise ke studiu větších objektů v pásu asteroidů. Ve skutečnosti, kvůli nízké hustotě materiálů v Pásu, se nyní pravděpodobnost, že sonda narazí na asteroid, odhaduje na méně než jedna k miliardě.
Umělecký koncept kosmické lodi Dawn přilétající k Vestě. Obrazový kredit: NASA/JPL-Caltech
První kosmická loď, která podnikla cestu pásem asteroidů, byla Pioneer 10 kosmická loď, která vstoupila do oblasti 16. července 1972. V rámci mise k Jupiteru loď úspěšně prošla Pásem a provedla průlet kolem Jupiteru (který vyvrcholil v prosinci 1973), než se stal první kosmickou lodí, která dosáhla únikové rychlosti. ze Sluneční soustavy.
V té době panovaly obavy, že úlomky by představovaly nebezpečí kPioneer 10vesmírná sonda. Ale od této mise prošlo pásem asteroidů 11 dalších kosmických lodí bez incidentů. Tyto zahrnovaly Pionýr 11 , Voyager 1 a 2 , Ulysses , Galileo , U , Cassini , Hvězdný prach , Nové obzory ,ESA Rosetta a nejnověji Svítání kosmická loď.
Z větší části byly tyto mise součástí misí do vnější sluneční soustavy, kde byly příležitosti fotografovat a studovat asteroidy krátké. PouzeSvítání,Ua JAXA Hayabusa mise studovaly asteroidy po dlouhou dobu na oběžné dráze a na povrchu. Dawn zkoumal Vestu od července 2011 do září 2012 a v současné době obíhá Ceres (a posílá zpět mnoho zajímavých obrázků jeho povrchových vlastností).
A jednoho dne, pokud vše půjde dobře, může být lidstvo dokonce v pozici začít těžba zdrojů v pásu asteroidů – jako jsou drahé kovy, minerály a těkavé látky. Tyto zdroje by mohly být vytěženy z asteroidu a poté použity v prostoru pro využití in-situ (tj. přeměnit je na konstrukční materiály a raketový pohon), nebo by mohly být přivedeny zpět na Zemi.
Je dokonce možné, že lidstvo jednoho dne kolonizuje větší asteroidy a založí základny v celém Pásu. Mezitím zbývá ještě spousta prozkoumávání a dost možná jsou tu miliony dalších objektů ke studiu.
Pro Universe Today jsme napsali mnoho článků o pásu asteroidů. Zde je Odkud pocházejí asteroidy? , Proč pás asteroidů neohrožuje vesmírné lodě , a Proč není Pás asteroidů planetou? .
Také se ujistěte, že se dozvíte, která je Největší asteroid ve sluneční soustavě a o asteroidu pojmenovaném po Leonard Nimoy . A tady je 10 zajímavých faktů o asteroidech .
Máme také mnoho zajímavých článků o misi vesmírné lodi Dawn Vesta a Ceres , a těžba asteroidů .
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: