Пояс астероїдів

Размещено на http://www.allbest.ru/

План

1. Історія вивчення астероїдів

1.1 Правило Тіціуса - Боде

1.2 Відкриття Церери

1.3 Відкриття Паллади та інших астероїдів

2. Походження

2.1 Формування

2.2 Еволюція

3. Фізичні характеристики

3.1 Розміри і маса

3.2 Склад

4. Комети головного поясу

5. Орбіти і обертання

5.1 Вплив ефекту Ярковського

5.2 Щілини Кирквуда

6. Зіткнення

6.1 Пил

6.2 Метеорити

7. Родини і групи астероїдів

7.1 Сімейства на кордонах головного поясу

7.2 Молоді родини

8. Найбільші об'єкти поясу астероїдів

8.1 Церера

8.2 Веста

8.3 Паллада

8.4 Гігея

9. Дослідження

10. Астероїди як джерела ресурсів

Пояс астероїдів - область Сонячної системи, розташована між орбітами Марса і Юпітера, що є місцем скупчення безлічі об'єктів всіляких розмірів, переважно неправильної форми, званих астероїдами чи малими планетами.

Цю область також часто називають головним поясом астероїдів або просто головним поясом , підкреслюючи тим самим її відмінність від інших подібних областей скупчення малих планет, таких як пояс Койпера за орбітою Нептуна, а також скупчення об'єктів розсіяного диска або хмари Оорта.

Вираз "пояс астероїдів" увійшло в побут на початку 1850-х років Перше вживання цього терміна пов'язують з ім'ям Александра фон Гумбольдта і його книгою "Cosmos: A Sketch of a Physical Description of the Universe"

Сумарна маса головного поясу дорівнює приблизно 4% маси Місяця, більше половини її зосереджено в чотирьох найбільших об'єктах: Церера, (2) Паллада,(4) Веста і (10) Гігея . Їх середній діаметр становить понад 400 км, а найбільший з них, Церера, єдина в головному поясі карликова планета, має діаметр понад 950 км і вдвічі перевищує сумарну масу Паллади і Вести [7]. Але більшість астероїдів, яких налічується кілька мільйонів, значно менше, аж до декількох десятків метрів . При цьому астероїди настільки сильно розсіяні в даній області космічного простору, що жоден космічний апарат, який пролітав через цю область, не був пошкоджений ними .

Причина такого складу пояса астероїдів в тому, що він почав формуватися безпосередньо поблизу Юпітера , Чиє гравітаційне поле постійно вносило серйозні обурення в орбіти планетезималей. Отримуваний від Юпітера надлишок орбітальної енергії приводив до більш жорстких зіткнень цих тіл між собою, що перешкоджало їх злипанню в протопланет та її подальшого укрупнення .

В результаті більшість планетезималей виявилися роздробленими на численні дрібні фрагменти, велика частина з яких або була викинута за межі Сонячної системи, чим пояснюється низька щільність пояса астероїдів, або перейшла на витягнуті орбіти, по яких вони, потрапляючи у внутрішню область Сонячної системи, стикалися з планетами земної групи ; Цей феномен отримав назву пізнього важкого бомбардування.

Сутички між астероїдами траплялися і після цього періоду , Що приводило до появи численних астероїдних сімейств - груп тел з подібними орбітами і хімічним складом , В які входить значна кількість існуючих на сьогодні астероїдів, а також до утворення дрібної космічного пилу, що формує зодіакальне світло .

Крім цього, гравітація Юпітера також створює області нестійких орбіт, де через резонансів з Юпітером практично відсутні астероїди . Астероїд, який потрапляє туди, за відносно короткий час буде викинутий з цієї орбіти за межі Сонячної системи або поповнить популяцію астероїдів, які перетинають орбіти внутрішніх планет. Зараз астероїдів в таких областях практично не залишилося, але орбіти багатьох невеликих астероїдів продовжують повільно змінюватися під впливом інших чинників .

Головною відмінною рисою, що характеризує окремі астероїди, є їх спектр, за яким можна судити про хімічний склад даного тіла. У головному поясі, в залежності від хімічного складу, виділено 3 основних спектральних класу астероїдів : вуглецеві ( клас C), силікатні ( клас S) і металеві або залізні ( клас M) . Всі ці класи астероїдів, особливо металеві, становлять інтерес з точки зору космічної індустрії в цілому і промислового освоєння астероїдів зокрема .

1. Історія вивчення астероїдів

1.1 Правило Тіціуса - Боде

Італійський астроном Джузеппе Піацца, що відкрив Цереру, яка спочатку вважалася планетою, потім протягом двох сотень років просто великим астероїдом і нарешті остаточно була визначена у статусі як карликова планета

Своєрідною передісторією початку вивчення пояса астероїдів можна вважати відкриття залежності, приблизно описує відстані планет від Сонця, що отримала назву правила Тіціуса - Боде. Суть правила полягає в тому, що розташування орбіт планет Сонячної системи може бути приблизно описано емпіричної формулою виду:

,

де - Порядковий номер планети.

Вперше воно було сформульоване і опубліковано німецьким фізиком і математиком Іоганном Тіціуса ще в 1766 [8] [9] [10], але незважаючи на те, що йому задовольняли всі шість відомих на той час планет (від Меркурія до Сатурна), правило довго не приваблювало уваги. Так тривало до тих пір, поки в1781 не був відкритий Уран, велика піввісь орбіти якого точно відповідала передвіщеної даної формулою. Після цього Йоганн Елерт Боде висловив припущення про можливість існування п'ятої від Сонця планети між орбітами Марса і Юпітера, яка, згідно з цим правилом, повинна була знаходитися на відстані 2,8 а. е. і при цьому до цих пір не було виявлено [10]. Відкриття Церери в січні 1801 року, причому саме на вказаній відстані від Сонця, призвело до посилення довіри до правила Тіціуса - Боде серед астрономів, яке зберігалося аж до відкриття Нептуна.

1.2 Відкриття Церери

Першим пошуки планети між Марсом і Юпітером ще в 1787 почав барон Франц Ксавер. Але після декількох років безуспішних спостережень він зрозумів, що потребує допомоги інших астрономів, тому у вересні 1800 він зібрав групу з 24 учених для спільних пошуків планети, утворивши щось на зразок неформального клубу під назвою "Суспільство Лілієнталя". Однак найбільшу популярність ця група отримала як "Himmelspolizei", або "небесна поліція". Найбільш знаними її членами були Вільям Гершель, Шарль Мессьє і Генріх Ольберс [11]. Вони розділили зодіакальну частина неба поблизу екліптики на 24 частини (по числу астрономів), надавши кожному зодіакальну область шириною 15 для пошуку планети [12]. Завдання полягало в описі координат всіх зірочок в області зодіакальних сузір'їв на певний момент. В наступні ночі перевірялися координати і виділялися об'єкти, які зміщувалися на більшу відстань. Виберіть зсув шуканої планети мало становити близько 30 кутових секунд на годину, що легко помітити.

Незважаючи на зусилля "небесної поліції", планета була випадково виявлена людиною, яка не перебував у клубі - італійським астрономом з університету Палермо в Сицилії Джузеппе Піацца, хто спостерігав її в ніч на 1 січня 1801. Складаючи повний каталог зірок з сузір'я Тільця, він виявив маленьку точку світла, що рухається на тлі зірок. Подальші спостереження підтвердили, що вона є не зіркою, а новим об'єктом Сонячної системи. Спочатку Пиацци прийняв її за комету, але відсутність коми наштовхнуло його на думку, що об'єкт може бути планетою [11]. Вона знаходилася на відстані 2,77 а. е. від Сонця, що майже точно відповідало прогнозам правила Тіціуса - Боде. Пиацци назвав планету Церера, на честь римської богині врожаю і покровительки Сицилії.

Незабаром після виявлення об'єкт був втрачений. Але завдяки складним обчисленням, проробленим всього за кілька годин 24-річним Карлом Гауссом по новому, ним же самим відкритого методу ( метод найменших квадратів), йому вдалося вказати місце, де шукати втікачку, де вона і була незабаром виявлена.

1.3 Відкриття Паллади та інших астероїдів

П'ятнадцять місяців потому, 28 березня 1802, Генріх Ольберс відкрив другий великий об'єкт у цій же області Сонячної системи, який отримав ім'я Паллада. Її велика піввісь була приблизно такою ж, як у Церери, але от ексцентриситет і нахил, навпаки, сильно відрізнялися від аналогічних параметрів Церери. Найголовніше, що обидва відкритих тіла, на відміну від інших планет, навіть у найсильніші телескопи того часу виглядали як точки світла, тобто розглядати їх диски не вдавалося, і якби не їх швидкий рух, то вони були б не відрізняються від зірок. Тому 6 травня 1802 після вивчення характеру та розміру цих двох нових об'єктів Вільям Гершель пропонує класифікувати їх як окремий клас об'єктів, названий їм "астероїди", від греч. БуфеспейдЮт , Що означає "звездоподобние" [13] [14] [15]. Визначення навмисно було вибрано кілька неоднозначним, щоб воно було "достатньо широким для покриття всіх можливих майбутніх відкриттів". Однак, незважаючи на зусилля Гершеля ввести цей новий термін, протягом кількох десятиліть астрономи продовжували називати знову відкриті об'єкти "планетами" [8]. Так, Церера називалася планетою аж до 1860-х років, коли вона все-таки була віднесена до класу астероїдів, в якому й перебувала до 2006, поки разом з Плутоном і деякими іншими транснептунових об'єктами не була переведена в розряд карликових планет. Але в міру збільшення кількості відкритих астероїдів система їх класифікації і позначення ставала все більш громіздкою, і на початку 1850-х за пропозицією Александра фон Гумбольдта вони були виключені зі складу планет і поступово все частіше стали називатися астероїдами.

Треба зазначити, що австрійський астроном Йозеф Літрів запропонував ще одне, набагато більш інформативне позначення - "зенареід". Утворене від грецьких імен Юпітера та Марса (Зевс і Арей), назва це вказувало на розташування пояса астероїдів між орбітами цих двох планет. Однак термін цей запізнився: нові тіла вже були названі іншим словом, до того ж термін "зенареід" був дещо громіздким і химерним. Тому в науку він так і не увійшов, лише зрідка він зустрічається в старій німецькій астрономічної літературі [16].

До 1807 було відкрито ще два об'єкти, які отримали назви Юнони і Вести [17]. Але на цьому відкриття і закінчилися. Розпочата епоха наполеонівських війн послужила свого роду закінченням першого історичного етапу в історії пошуку астероїдів. Відшукати нові астероїди ніяк не вдавалося, і більшість астрономів вирішило, що їх більше немає, і припинило дослідження. Однак Карл Людвіг Хенке виявив наполегливість, в 1830 відновивши пошук нових астероїдів, і в1845 виявив Астрею - перший за 38 років новий астероїд. А ще менш ніж два роки тому була відкрита Геба. Після цього до пошуків підключилися і інші астрономи по всьому світу, і відкриття нових астероїдів пішло прискорюють темпи - не менше одного на рік. У міру вдосконалення телескопів темпи відкриття астероїдів невпинно зростали, і вже до середини 1868 їх число перевалило за сотню.

Коли стало ясно, що, крім Церери, приблизно на тій же відстані від Сонця знаходиться безліч інших більш дрібних тіл, щоб якось пояснити це з позиції правила Тіціуса - Боде, була висунута гіпотеза, що вони утворилися в результаті руйнування планети Фаетон, яка раніше перебувала на цій орбіті. Згодом ця гіпотеза була спростована, оскільки з'ясувалося, що через гравітаційного впливу Юпітера на даному відстані від Сонця скільки-небудь велике тіло утворитися просто не може.

Відомі "мисливці за астероїдами" того часу

· Джон Рассел Хайнд · Аннібале де Гаспаріс · Роберт Лютер · Герман Гольдшмідт · Жан Шакорнак	· Джеймс Фергюсон · Норман Роберт Погсон · Ернст Темпель · Джеймс Уотсон · Крістіан Петерс	· Альфонс Бореллі · Йоганн Палізо · Поль і Проспер Анрі · Огюст Шарлуа · Крістіан Г. Ф. Петерс

З відкриттям ж Нептуна в 1846 правило Тіціуса - Боде виявилося повністю дискредитованим в очах вчених, оскільки велика піввісь даної планети була далека від передбаченого правилом [18].

Планета	i	k	Радіус орбіти ( а.е.)
			за правилом	фактичний
Меркурій	-1	0	0,4	0,39
Венера	0	1	0,7	0,72
Земля	1	2	1,0	1,00
Марс	2	4	1,6	1,52
Пояс астероїдів	3	8	2,8	в середовищ. 2,2-3,6
Юпітер	4	16	5,2	5,20
Сатурн	5	32	10,0	9,54
Уран	6	64	19,6	19,22
Нептун	випадає	30,06
Плутон	7	128	38,8	39,5
Еріда	8	256	77,2	67,7

Новий етап у вивченні астероїдів почався з застосуванням в 1891 Максом Вольфом методу астрофотографії для пошуку нових астероїдів [19]. Він полягав у тому, що на фотографіях з довгим періодом експонування астероїди залишали короткі світлі лінії, в той час як зірки залишалися точками завдяки тому, що телескоп повертається слідом за обертанням небесної сфери. Цей метод значно прискорив виявлення нових астероїдів в порівнянні з раніше використалися методами візуального спостереження: Макс Вольф поодинці виявлено 248 астероїдів, починаючи з астероїда (323) Брюс, тоді як до нього за кілька десятиліть було виявлено трохи більше 300.

Перша тисяча астероїдів була виявлена ??вже до жовтня 1921, 10 000 до 1981 [20], до 2000 кількість відкритих астероїдів перевалило за 100 000, а станом на 6 вересня 2011 число нумерованих астероїдів становить вже 285 075 [21].

Відомо, що пояс астероїдів містить набагато більшу їх кількість, ніж відомо зараз (все залежить від того, наскільки малі тіла можна називати астероїдами). Однак, оскільки сучасні системи пошуку нових астероїдів дозволяють виявляти їх абсолютно автоматично практично без участі людини, більшість учених не займаються їх пошуком, називаючи астероїди "космічним сміттям", що залишилися після формування Сонячної системи. Зараз більша увага приділяється астероїдів, потенційно небезпечним для Землі. Вони називаються астероїдами, що зближуються із Землею, і входять до групи навколоземних об'єктів, до яких також відносяться деякі комети і метеороіди.

2. Походження

Діаграма розподілу астероїдів головного поясу залежно від нахилу орбіти і розміру великої півосі. Червоний - центральні області, блакитний - периферія

2.1 Формування

Дослідники космосу висловлюють різні припущення про причини великої концентрації астероїдів в порівняно вузькому просторі міжпланетної середовища між орбітами Марса і Юпітера.

Найбільшу популярність серед панівних у XIX столітті гіпотез про походження тіл пояса астероїдів отримала гіпотеза, запропонована в 1802, незабаром після виявлення Паллади, німецьким вченим Генріхом Ольберсом. Він припустив, що Церера і Паллада можуть бути фрагментами гіпотетичної планети Фаетон, колись існувала між орбітами Марса і Юпітера і зруйнованої в результаті зіткнення з кометою багато мільйонів років тому [19]. Однак більш пізні дослідження спростовують цю гіпотезу. Аргументами проти є дуже велика кількість енергії, необхідне, щоб зруйнувати цілу планету, вкрай мала сумарна маса всіх астероїдів головного поясу, яка становить лише 4% маси Місяця, і практична неможливість формування великого об'єкта типу планети в області Сонячної системи, що відчуває сильні гравітаційні обурення від Юпітера. Істотні відмінності хімічного складу астероїдів також виключають можливість їх походження з одного тіла [22]. Швидше за все, пояс астероїдів є не зруйнованою планетою, а планетою, яка так і не змогла сформуватися зважаючи гравітаційного впливу Юпітера і, меншою мірою, інших планет-гігантів.

Художнє уявлення протопланетного диска навколо зірки

У цілому формування планет і астероїдів Сонячної системи близько до опису цього процесу в небулярной гіпотезі, згідно з якою 4,5 млрд років тому хмари міжзоряного газу і пилу під дією гравітації утворили обертається газопилової диск, в якому відбувалися ущільнення і конденсація речовини диска. Протягом перших декількох мільйонів років історії Сонячної системи, внаслідоктурбулентних та інших нестаціонарних явищ, в результаті злипання при взаємних зіткненнях дрібних частинок замерзлого газу і пилу виникали згустки речовини. Цей процес одержав назву акреції. Взаємні непружні зіткнення, поряд із зростаючим в міру збільшення їх розмірів і маси гравітаційною взаємодією, викликали збільшення швидкості росту згустків. Потім згустки речовини притягували навколишні пил і газ, а також інші згустки, об'єднуючись в планетезімалі, з яких згодом утворилися планети [23] [24].

Зі збільшенням відстані від Сонця зменшувалася середня температура газопилового речовини, і, відповідно, змінювався його загальний хімічний склад. Кільцева зона протопланетного диска, з якого згодом сформувався головний пояс астероїдів, опинилася поблизу кордону конденсації летких сполук, зокрема, водяної пари. Саме в цьому криється причина утворення в цьому місці пояса астероїдів замість повноцінної планети. Близькість цього кордону призвела до випереджаючого зростання зародка Юпітера, що знаходився поруч і став центром акумуляції водню, азоту, вуглецю та їх сполук, що залишали більше розігріту центральну частину Сонячної системи.

Потужні гравітаційні обурення з боку швидко зростаючого зародка Юпітера перешкодили освіти в поясі астероїдів досить великого протопланетного тіла[25]. Процес акумуляції речовини там зупинився в той момент, коли встигли сформуватися лише кілька десятків планетезималей допланетного розміру (близько 500-1000 км), які потім почали дробитися при зіткненнях [26], внаслідок швидкого зростання їх відносних швидкостей (від 0,1 до 5 км / с) [27]. Причина їх зростання криється в орбітальних резонансах, а саме, в так званих щілинах Кирквуда, відповідних орбітах, періоди обертання на яких співвідносяться з періодом обертання Юпітера як цілі числа (4:1, 3:1, 5:2) .

На таких орбітах зближення з Юпітером відбувається найбільш часто і його гравітаційне вплив максимально, тому астероїди там практично відсутні. Між орбітами Марса і Юпітера лежить кілька зон таких резонансів, більш-менш сильних. На певному етапі свого формування Юпітер почав мігрувати у внутрішню частину Сонячної системи [28], в результаті ці резонанси прокотилися по всьому поясу, вносячи обурення в орбіти астероїдів і збільшуючи швидкість їх руху [29]. При цьому протоастероіди відчували численні зіткнення, причому не тільки між собою, але і з тілами, що вторгалися в пояс астероїдів із зон Юпітера, Сатурна і більш далекій периферії Сонячної системи. До цього поступове зростання батьківських тел астероїдів був можливий завдяки їх невеликим відносним швидкостями (до 0,5 км / с), коли зіткнення об'єктів закінчувалися їх об'єднанням, а не дробленням. Збільшення ж потоку тіл, вкидаємо в пояс астероїдів Юпітером і Сатурном, призвело до того, що відносні швидкості батьківських тел астероїдів значно зросли (до 3-5 км / с) і стали більш хаотичними, що зробило процес подальшого укрупнення тел неможливим. Процес акумуляції батьківських тел астероїдів змінився процесом їх фрагментації при взаємних зіткненнях, і можливість формування великої планети на даному відстані від Сонця назавжди зникла [30].

Передбачається, що в результаті гравітаційних збурень більша частина матеріалу головного поясу була розсіяна протягом перших двох мільйонів років з моменту його утворення, залишивши менше 0,1% речовини від початкової маси, якій, згідно з результатами комп'ютерного моделювання, могло вистачити для утворення планети з масою Землі [26]. Цілком можливо, що деякі з цих астероїдів могли зберегтися в поясі Койпера або серед крижаних тіл хмари Оорта, але значна частина, ймовірно, була просто викинута за межі Сонячної системи.

2.2 Еволюція

астероїд пояс обертання паллада

З моменту утворення з первинної туманності більшість астероїдів зазнало значних змін, причиною яких були значний нагрів в перші кілька мільйонів років після їх утворення, диференціація надр у великих планетезималей і дроблення останніх на окремі більш дрібні фрагменти, плавлення поверхні в результаті ударів мікрометеоритів і вплив процесів космічного вивітрювання, що відбувалися під дією сонячної радіації протягом всієї історії Сонячної системи [31][32] [33] [34]. Незважаючи на це, багато вчених продовжують вважати їх залишками планетезималей і сподіваються знайти в них первинна речовина, з якого складалося газопилова хмара і яке могло зберегтися в глибині астероїдів[35], інші вважають, що з моменту утворення астероїди зазнали занадто серйозні зміни [36].

При цьому область газопилової хмари, з якої утворилися астероїди, внаслідок свого досить специфічне розташування, виявилася дуже неоднорідною за складом, в залежності від відстані до Сонця: з віддаленням від Сонця (в області від 2,0 до 3,5 а. Е.) відносний вміст в ній найпростіших силікатних сполук різко зменшувалося, а вміст легких летючих сполук, зокрема, води, навпаки, зростала. При цьому багато батьківські тіла сучасних астероїдів перебували в частково або повністю розплавленому стані. Принаймні, ті з них, які містили високу частку силікатних з'єднань і знаходилися ближче до Сонця, вже були розігріті і випробували гравітаційну диференціацію надр (розшарування речовини на більш і менш щільне), а деякі з них і зовсім могли пережити періоди активного вулканізму і сформувати океани магми на поверхні, на зразок морів на Місяці. Джерелом розігріву могли бути або розпад радіоактивних ізотопів, які дії індукційних струмів, наведених в речовині цих тіл потужними потоками заряджених часток з молодого і активного Сонця.

Батьківськими тілами астероїдів (протоастероідамі), з якихось причин збереглися до наших днів, є такі найбільші астероїди, як Церера і (4) Веста. У процесі гравітаційної диференціації протоастероідов, які зазнали нагрівання, достатню для плавлення їх силікатної речовини, у них виділилися металеві ядра і легші силікатні оболонки, а в деяких випадках (наприклад, у Вести) навіть базальтова кора, як у планет земної групи. Однак, оскільки речовина в зоні астероїдів містило значну кількість летючих з'єднань, його середня температура плавлення була відносно низькою. Як було показано за допомогою математичного моделювання і чисельних розрахунків, для такого силікатної речовини вона могла бути в діапазоні 500-1000 C. Настільки низька температура в поєднанні з невеликими розмірами астероїдів забезпечила швидке охолодження протоастероідов, у підсумку, згідно з розрахунками, період розплавлення цих тіл міг тривати протягом не більш ніж декількох мільйонів років [37]. Вивчення кристалів цирконію, знайдених в серпні 2007 року в антарктичних метеоритах, імовірно відбувалися з Вести, підтверджує, що її речовина знаходилася в розплавленому стані зовсім недовго за геологічними мірками [38].

Розпочата майже одночасно з цими процесами міграція Юпітера у внутрішню частину Сонячної системи і, як наслідок, прокотилися по поясу астероїдів орбітальні резонанси привели до того, що тільки що сформувалися і пройшли диференціацію надр протоастероіди почали сходити з орбіт і стикатися між собою. При відносних швидкостях близько декількох кілометрів в секунду зіткнення тіл, що складалися з декількох силікатних оболонок з різною механічною міцністю (чим більше в твердій речовині міститься металів, тим більше воно міцне), приводили до "здирання" і дроблення до дрібних фрагментів, в першу чергу, найменш міцних зовнішніх силікатних оболонок, що призвело до появи великої кількості нових астероїдів, але набагато менших розмірів.

Однак надовго ці фрагменти, як, втім, і більші тіла, в головному поясі не затримувалися, а були розсіяні і, здебільшого, викинуті за межі головного пояса. Основним механізмом подібного розсіювання міг бути орбітальний резонанс з Юпітером. Резонанси 4:1 і 2:1 на відстанях 2,06 і ??3,27 а. е. можна вважати, відповідно, внутрішньої і зовнішньої межами головного поясу, за межами яких кількість астероїдів різко падає. Орбіти астероїдів, які потрапляють в область резонансу, стають вкрай нестабільними, тому астероїди в досить короткий термін викидаються з цих орбіт і переходять на більш стабільні або зовсім залишають Сонячну систему. Більшість астероїдів, які потрапляли на ці орбіти, були розсіяні або Марсом, або Юпітером [39]. Астероїди сімейства Угорщини, розташовані всередині резонансу 4:1, і сімейства Кібели на зовнішньому кордоні пояса захищені від розсіювання високим нахилом орбіти [40].

Втім, як показує чисельне моделювання зіткнень силікатних тел астероїдні розмірів, багато з існуючих зараз астероїдів після взаємних зіткнень могли реаккумуліровать, тобто об'єднатися з решти фрагментів, і тим самим представляти собою не монолітні тіла, а рухомі " купи булижників " (Англ.) .

Подібні зіткнення також могли призвести до утворення в ряду астероїдів гравітаційно пов'язаних з ними невеликих супутників. Ця гіпотеза, хоча і викликала жаркі дискусії серед учених в минулому, була підтверджена, зокрема, спостереженнями за специфічним зміною блиску астероїдів, а потім і безпосередньо, на прикладі астероїда (243) Іда. За допомогою космічного апарата "Галілео" 28 серпня 1993 вдалося отримати зображення цього астероїда разом з його супутником (який пізніше назвали Дактилем). Розмір Іди 58 23 км, дактиль - 1,5 км, відстань між ними 85 км.

Коли міграція Юпітера припинилася і орбіти астероїдів стабілізувалися, число зіткнень між астероїдами різко знизилося, в результаті протягом більшої частини історії головного поясу розподіл розмірів астероїдів в ньому залишалося відносно стабільним [41].

Цікаво, що, коли пояс астероїдів тільки почав формуватися, на відстані 2,7 а. е. від Сонця утворилася так звана "снігова лінія", де максимальна температура на поверхні астероїда не перевищувала температуру танення льоду. В результаті на астероїдах, які формувалися за межами цієї лінії, змогла конденсуватися вода у вигляді льоду, що призвело до появи астероїдів з великим вмістом льоду на поверхні

Однією з різновидів таких астероїдів стали комети головного поясу, про відкриття яких було оголошено в 2006 році. Вони розташовуються у зовнішній частині головного пояса за межами снігової лінії. Цілком можливо, що саме ці астероїди могли бути джерелами води в земних океанах, потрапивши на Землю під час кометної бомбардування, оскільки ізотопний склад речовини комет із хмари Оорта не відповідає розподілу ізотопів у воді земної гідросфери [44].

3. Фізичні характеристики

Всупереч поширеній думці, відстань між об'єктами в поясі астероїдів велике. Незважаючи на те, що число відкритих на 2011 рік астероїдів перевищила 300 000, а всього в поясі налічується кілька мільйонів і більше (залежно від того, де провести нижню межу розміру) об'єктів, обсяг простору, займаний поясом астероїдів, величезний, і, як наслідок, щільність об'єктів в поясі дуже мала. Тому ймовірність не те що зіткнення, а просто випадкового незапланованого зближення, наприклад, космічного апарату з яким-небудь астероїдом зараз оцінюється менш ніж один до мільярда

3.1 Розміри і маса

Порівняльні розміри Місяця і 10 перших астероїдів, розташованих в порядку відкриття

Астероїдами вважаються тіла з діаметром більше 30 м, тіла меншого розміру називають метеороида [46]. Великих тіл у поясі астероїдів дуже мало, так, астероїдів з діаметром більше 100 км налічується близько 200 [47], ще відомо близько 1000 астероїдів з радіусом більше 15 км, а дані досліджень в інфрачервоному діапазоні спектра дозволяють припустити, що, крім них, у головному поясі існує ще від 700 тис. до 1,7 млн астероїдів діаметром від 1 км і більше [48]. Зоряна величина астероїдів коливається від 11 до 19 m m і для більшості з них становить близько 16 m [49].

Загальна маса всіх астероїдів головного поясу приблизно дорівнює від 3,0 10 21до 3,6 10 21 кг, що складає всього 4% від маси Місяця або 0,06% від маси Землі[50] [51]. Половина цієї маси доводиться на 4 найбільших астероїда з першої десятки: Цереру, Весту, Палладу і Гігею, причому майже її третина припадає на Цереру [7].

3.2 Склад

Переважна більшість об'єктів в головному поясі складають астероїди трьох основних класів: темні вуглецеві астероїди класу C, світлі силікатні астероїди класу S та металеві астероїди класу M. Існують астероїди і інших, більш специфічних класів, але їх зміст в поясі вкрай незначно.

(253) Матильда, типовий вуглецевий астероїд класу C

Вуглецеві астероїди класу C, названі так через великий відсоток найпростіших вуглецевих сполук в їх складі, є найбільш поширеними об'єктами в головному поясі, на них припадає 75% всіх астероїдів, особливо велика їх концентрація характерна для зовнішніх областей пояса [52]. Ці астероїди мають злегка червонуватий відтінок і дуже низьке альбедо (між 0,03 і 0,0938). Оскільки вони відображають дуже мало сонячного світла, їх важко виявити. Цілком імовірно, що в поясі астероїдів перебуває ще чимало відносно великих астероїдів, що належать до цього класу, але до цих пір не знайдених через малу яскравості. Зате ці астероїди досить сильно випромінюють в інфрачервоному діапазоні з-за наявності в їх складі води. В цілому їх спектри відповідають спектру речовини, з якої формувалася Сонячна система, за винятком летючих елементів. По складу вони дуже близькі до вуглецевих хондрітним метеоритів, які нерідко знаходять на Землі. Найбільшим представником цього класу є астероїд (10) Гігея.

(433) Ерос, типовий астероїд класу S

Другим за поширеністю спектральним класом серед астероїдів головного поясу є клас S, який об'єднує силікатні астероїди внутрішньої частини пояса, розташовані до відстані 2,5 а. е. від Сонця [52] [53]. Спектральний аналіз цих астероїдів виявив наявність в їх поверхні різних силікатів і деяких металів (залізо і магній), але практично повна відсутність будь-яких вуглецевих сполук. Це вказує на те, що породи за час існування цих астероїдів зазнали значних змін, можливо, у зв'язку з частковим плавленням і диференціацією. Вони мають досить високе альбедо (між 0,10 і 0,2238) і складають 17% від всіх астероїдів. Астероїд (3) Юнона є найбільшим представником цього класу.



(216) Клеопатра, типовий астероїд класу M

Металеві астероїди класу M, багаті нікелем і залізом, становлять 10% від всіх астероїдів поясу і мають помірно велике альбедо (між 0,1 і 0,1838). Вони розташовані переважно в центральних областях пояса на відстані 2,7 а. е. від Сонця [54] і можуть бути фрагментами металевих ядер великих планетезималей, начебто Церери, що існували на зорі формування Сонячної системи і зруйнованих при взаємних зіткненнях. Однак у випадку з металевими астероїдами не все так просто. У ході досліджень виявлено декілька тіл, на зразок астероїда Калліопа, спектр яких близький спектру астероїдів класу M, але при цьому вони мають вкрай низьку для металевих астероїдів щільність [55]. Хімічний склад подібних астероїдів на сьогоднішній день практично невідомий, і цілком можливо, що за складом вони близькі до астероїдів класу C або S [56].

(4) Веста, типовий астероїд класу V

Однією із загадок астероїдного поясу є відносно рідкісні базальтові астероїди класу V [57]. Теорія формування поясу астероїдів передбачала, що на ранній стадії в поясі астероїдів мало бути чимало великих об'єктів розміром з Весту, в яких повинна була початися диференціація надр. Подібні об'єкти повинні були мати кору і мантію, що складаються переважно з базальтових порід. При подальшому руйнуванні цих планетезималей більше половини астероїдів повинні були складатися з базальту і олівіну. На ділі ж виявилося, що 99% базальтового матеріалу відсутній в поясі астероїдів [58]. До 2001 року вважалося, що більшість базальтових об'єктів в поясі астероїдів є фрагментами кори Вести (звідси і назва клас V), однак детальне вивчення астероїда (1459) Магнію дозволило виявити певні відмінності в хімічному складі відкритих раніше базальтових астероїдів, що передбачає їх окреме походження [58]. Цей факт отримав підтвердження в зв'язку з більш докладним вивченням в 2007 році у зовнішній частині поясу двох астероїдів різного базальтового складу: (7472) Кумакірі і (10537) 1991 RY 16 , Які не мають ніякого відношення до Вести. Ці два тіла є єдиними астероїдами даного класу, виявленими у зовнішній частині головного пояса [57].

Альєнде - вуглецевий хондрітний метеорит, що впав у Мексиці у 1969 році

Простежується досить чітка залежність між складом астероїда і його відстанню від Сонця. Як правило, кам'яні астероїди, що складаються з безводних силікатів, розташовані ближче до Сонця, ніж вуглецеві глинисті астероїди, в яких часто виявляють сліди води, в основному в зв'язаному стані, але можливо, і у вигляді звичайного водяного льоду. При цьому близькі до Сонця астероїди мають значно більш високим альбедо, ніж астероїди в центрі і на периферії. Вважається, що це пов'язано з властивостями тієї частини протопланетного диска, з якого формувалися астероїди. У внутрішніх областях пояса вплив сонячної радіації було більш значно, що призвело до видування легких елементів, зокрема, води, на периферію. В результаті вода сконденсувалася на астероїдах зовнішньої частини пояса, а у внутрішніх областях, де астероїди прогріваються досить добре, її практично не залишилося.

Температура на поверхні астероїда залежить від відстані до Сонця і величини його альбедо. Для частинок пилу на відстані 2,2 а. е. температурний діапазон починається з 200 К (-73 C) і нижче, а на відстані 3,2 а. е. вже з 165 К (-108 C)[59]. Однак для астероїдів це не зовсім справедливо, оскільки через обертання температури на його денний і нічний сторонах можуть істотно різнитися.

4. Комети головного поясу

Серед астероїдів головного поясу існують і такі, у яких на певній відстані від Сонця помітили прояв кометної активності, що виражається в появі у них газового або пилового хвоста, які з'являються на короткий час при проходженні тіла поблизу перигелію. Оскільки орбіти, по яких рухаються ці комети, виключають можливість їх появи в головному поясі в результаті захоплення класичних комет, вважається, що вони утворилися в самому поясі, у зовнішній його частині. Це говорить про те, що дуже багато об'єктів зовнішнього поясу можуть містити лід, який випаровується при нагріванні Сонцем поверхні астероїда. Не виключена ймовірність, що саме комети головного поясу стали джерелом океанів на Землі, оскільки співвідношення дейтерію і водню в них занадто низька для класичних комет [60].

5. Орбіти і обертання

Діаграма розподілу астероїдів в залежності від ексцентриситету і великої півосі (центр пояса показаний червоним, периферія - синім)

Астероїди рухаються по орбітах навколо Сонця в тому ж напрямку, що й планети, в залежності від величини великої півосі, їх період обертання коливається від 3,5 до 6 років. Більшість астероїдів, як видно з діаграми праворуч, рухається по орбітах з ексцентриситетом не більше 0,4, але існує чимало астероїдів, які рухаються по сильно витягнутих орбітах з ексцентриситетом до 0,6, наприклад, як у астероїда (944) Ідальго і вище. Нахил орбіти типового астероїда не перевищує 30 , хоча тут теж є свої рекордсмени: астероїд (945) Барселона, нахил орбіти якого становить 32,8 . Для основної маси астероїдів середнє значення нахилу орбіти становить не більше 4 і ексцентриситету близько 0,07 [49].

Область простору, розташована між двома орбітальними резонансами 4:1 і 2:1, що відповідає орбітальним відстаням 2,06 і ??3,27 а. е., іноді називається ядром пояса астероїдів і містить до 93,4% всіх нумерованих астероїдів. Вона включає в себе астероїди з ексцентриситетом не більше 0,33 і нахилом менше 20 , великі півосі яких лежать у зазначених вище межах [61].

Поверхня більшості астероїдів діаметром більше 100 м, ймовірно, покрита товстим шаром роздробленої породи і пилу, що утворилися при падінні метеоритів або зібраних в процесі руху по орбіті [62]. Вимірювання періодів обертання астероїдів навколо своєї осі показали, що існує верхня межа швидкостей обертання для відносно великих астероїдів діаметром більше 100 м, що становить 2,2 години. У астероїдах, що обертаються швидше, сили інерції, що виникають в результаті обертання, починають перевищувати силу тяжіння, через що ніщо не може втриматися на поверхні такого астероїда. Весь пил і щебінь, що виникають на його поверхні при падінні метеоритів, відразу ж викидаються в навколишній простір. Проте астероїд, що представляє собою тверде цільне тіло, а не просто купу щебеню (Англ.) , Через діючі всередині нього сил зчеплення, в принципі, може обертатися і з більшою швидкістю.

5.1. Вплив ефекту Ярковського

Ефект Ярковського: 1. Теплове випромінювання астероїда; 2. Обертання астероїда; 2.1 Поверхня, освітлювана днем; 3. Орбіта астероїда; 4. Теплове випромінювання Сонця

Хоча орбітальні резонанси з Юпітером є найбільш потужним та ефективним способом зміни орбіт астероїдів, існують і інші механізми зміщення астероїдів з їх первинних орбіт. Одним з таких механізмів є ефект Ярковського.

Він був передбачений російським вченим XIX століття І. О. Ярковський і полягає в можливості зміни орбіти тіла в космічному просторі під дією тиску сонячного світла. Він висловив припущення, що сонячне світло здатне нести невеликий імпульс, який передається космічному тілу при поглинанні їм світла. А нерівномірність теплового випромінювання нагрівається і охолоджується сторін самого космічного тіла приводить до створення слабкого реактивного імпульсу, значення якого достатньо для повільного зміни великої півосі орбіт невеликих маломасивні астероїдів [63].

При цьому прямі сонячні промені не здатні змінити орбіту астероїда, оскільки вони діють за тією ж осі, що і гравітаційне тяжіння Сонця. Ключова ідея полягає в тому, що астероїд має різний розподіл температур на поверхні, а отже і різну інтенсивність інфрачервоного випромінювання. Чим сильніше підігрітий тіло (вечірня сторона тіла), тим більше тепла випромінює поверхню і тим сильніше створюваний реактивний імпульс, з іншого боку, чим холодніше поверхню (ранкова сторона тіла), тим менше інтенсивність інфрачервоного випромінювання і тим слабше створюваний реактивний імпульс. Саме в цьому і криється механізм зміни орбіти: з нагрітою сторони на тіло діє великий реактивний імпульс, а імпульс з холодної сторони занадто малий, щоб його компенсувати, за рахунок цього, залежно від напрямку обертання астероїда, відбувається уповільнення або прискорення його руху по орбіті , а зміна швидкості викликає видалення або наближення тіла до Сонця [64].



Схема дії YORP-ефекту на астероїд асиметричної форми

Однак вплив даного ефекту не обмежується одним лише зміною орбіти. З урахуванням впливу деяких нових параметрів, таких як альбедо і форма астероїда, цей ефект також може викликати зміну швидкості обертання астероїда не тільки по орбіті, але і навколо своєї осі, а також впливати на кут її нахилу і прецесії. Цей уточнений варіант ефекту Ярковського отримав назву YORP-ефект, що є абревіатурою перших літер прізвищ учених, які зробили найбільший внесок у вивчення даного явища. Головною умовою прояву цього ефекту є неправильна форма тіла. Через це при інфрачервоному випромінюванні з тієї частини астероїда, яка найбільш віддалена від його центру мас, під дією реактивного імпульсу виникає крутний момент, що викликає зміну кутової швидкості обертання астероїда [65].

5.2 Щілини Кирквуда

Цей графік показує розподіл астероїдів в центральній частині головного пояса у залежності від велика піввісь орбіти. Чорні стрілки вказують на щілини Кирквуда, де орбітальний резонанс з Юпітером дестабілізує орбіти астероїдів

Величина великої півосі астероїда використовується для опису величини його орбіти навколо Сонця і, разом з ексцентриситетом, визначає орбітальний період астероїда. В 1866 американський астроном Деніел Кірквуд висловив припущення про існування в поясі астероїдів порожніх областей, де вони майже повністю відсутні. Період обертання астероїдів в цих областях, що одержали назву "щілин Кирквуда", знаходиться в простому целочисленном співвідношенні з орбітальним періодом Юпітера, що призводить до регулярних зближення астероїдів з планетою-гігантом, викликаючи явище орбітального резонансу. При цьому гравітаційний вплив Юпітера викликає дестабілізацію орбіт астероїдів, що виражається у збільшенні ексцентриситету і, як наслідок, втрати стійкості орбіти і, в кінцевому підсумку, призводить до викидання астероїдів з області резонансу [66]. Ті ж астероїди, які все ж обертаються в цих областях, або спочатку перебували там ("троянці") [67], або були викинуті туди в результаті взаємних зіткнень.

Орбітальні резонанси бувають слабкими (9:2, 10:3, 11:6 та інші), коли зближення з Юпітером хоч і регулярні, але відбуваються не дуже часто, - в таких областях астероїдів хоч і помітно менше, але вони все ж таки зустрічаються [ 68], - і сильними (4:1, 3:1, 5:2, 2:1), коли зближення з Юпітером відбуваються дуже часто, раз на кілька років, - там астероїди вже практично відсутні. Весь пояс астероїдів іноді умовно поділяють на три зони. "Зона I" розташовується на відстані від 2,06 до 2,5 а. е. і обмежена орбітальними резонансами 4:1 і 3:1,"Зона II" знаходиться на відстані від 2,5 до 2,82 а. е. і обмежена орбітальними резонансами 3:1 і 5:2, "Зона III" - на відстані від 2,82 до 3,27 а. е. і обмежена орбітальними резонансами 5:2 і 2:1 [69].

Головний пояс часто також поділяють на дві частини: внутрішню і зовнішню. До внутрішньої частини пояса ставляться астероїди, які розташовуються ближче до орбіти Марса до орбітального резонансу 3:1 на відстані 2,5 а. е., і до зовнішньої - астероїди, розташовані ближче до Юпітеру, вже після даної кордону (деякі автори, втім, проводять її на відстані 3,3 а. е., що відповідає орбітальному резонансу 2:1).

На відміну від прогалин в кільцях Сатурна, прогалини в поясі астероїдів можна візуально побачити при фотографуванні області резонансу, оскільки всі астероїди рухаються по еліптичних орбітах і час від часу перетинають резонансні орбіти. Тому фактично просторова щільність астероїдів в даних областях в будь-який момент часу не сильно відрізняється від сусідніх регіонів[70].

Оскільки при формуванні Сонячної системи орбіта Юпітера, як і орбіти інших планет, зазнавала значних змін, а разом з планетою переміщалися й самі області орбітальних резонансів (щілини Кирквуда) [28], це може пояснити, чому деякі великі астероїди все ж знаходяться в області резонансів.

6. Зіткнення

Відносно висока концентрація тіл в головному поясі створює середовище, в якому дуже часто за астрономічними мірками відбуваються зіткнення між астероїдами. Так, зіткнення між великими астероїдами радіусами близько 10 км відбуваються раз в 10 млн років [71]. При зіткненні великих астероїдів відбувається їх дроблення на окремі фрагменти, що може привести до утворення нової астероїдної сім'ї або кластера. Втім, якщо астероїди зближуються на порівняно невеликих швидкостях, це може привести не до дроблення астероїдів, а, навпаки, до їх об'єднання в одне більш велике тіло. Саме цей процес привів до утворення планет 4 млрд років тому. З тих пір вплив цих двох процесів повністю змінило пояс астероїдів, і тепер він кардинально відрізняється від того, який існував тоді.

Можливі наслідки зіткнення в поясі астероїдів були виявлені за допомогою телескопа " Хаббл ", дані якого показали наявність кометної активності у астероїда (596) Шейла в період з 11 листопада по 3 грудня 2010 року. Вчені припускають, що даний астероїд зіткнувся з невідомим об'єктом діаметром близько 35 м, на швидкості близько 5 км / с [72].

6.1 Пил

Дрібний пил в поясі астероїдів, що виникла в результаті зіткнень астероїдів, створює явище, відоме як зодіакальне світло

Поряд з астероїдами, в поясі існують також шлейфи пилу, що складаються з мікрочастинок радіусом у кілька сотень мікрометрів, які утворилися в результаті зіткнень між астероїдами і їх бомбардування микрометеоритами. Однак, у зв'язку з впливом ефекту Пойнтінга - Робертсона, ця пил під дією сонячної радіації поступово по спіралі рухається до Сонця [73]. Поєднання астероїдної пилу і пилу, що викидається кометами, дає явище зодіакального світла. Це слабке світіння простягається в площині екліптики у вигляді трикутника, і його можна побачити в екваторіальних районах незабаром після заходу чи незадовго перед сходом Сонця. Розміри частинок, які його викликають, в середньому коливаються в районі 40 мкм, а час їх існування не перевищує 700 тис. років. Таким чином, наявність цих часток свідчить про те, що процес їх утворення відбувається безперервно.

6.2. Метеорити

Уламки, що виникають при зіткненні астероїдів, можуть розлітатися по всій Сонячній системі, і деякі з них іноді зустрічаються з нашою планетою і падають на її поверхню у вигляді метеоритів [74]. Практично всі знайдені на поверхні Землі метеорити (99,8%), яких на сьогоднішній день налічується близько 30 000, свого часу з'явилися в поясі астероїдів [75]. У вересні 2007 були опубліковані результати чесько-американського дослідження, згідно яким, в результаті зіткнення з астероїдом (298) Баптістіна іншого великого тіла у внутрішню частину Сонячної системи було викинуто велику кількість великих фрагментів, частина з яких могла мати серйозний вплив на систему Земля - Місяць. Зокрема, вважається, що саме вони можуть бути відповідальні за освіту кратераТихо на поверхні Місяця і кратера Чиксулуб в Мексиці, що утворився при падінні метеорита, за деякими версіями, погубив динозаврів 65 млн років тому[76]. Втім, з даного питання в науковому середовищі немає єдності - крім Баптістіни, є й інші астероїди, уламки яких можуть бути винуватцями цієї катастрофи.

7. Родини і групи астероїдів

На даній діаграмі залежності нахилу (i p)орбіти від ексцентриситету (e p) серед астероїдів головного поясу добре видно декілька великих астероїдних скупчень

Родини астероїдів були виявлені в 1918 японським астрономом Кіецугу Хіраяма, який провів порівняльний аналіз орбіт досить великого числа астероїдів і першим помітив, що ці параметри схожі у деяких з них [77].

На сьогоднішній день відомо, що майже кожен третій астероїд входить до складу будь-якого сімейства. Ознакою приналежності астероїдів до одного сімейства є приблизно однакові орбітальні параметри, такі як велика піввісь, ексцентриситет і нахил орбіти, а також аналогічні спектральні особливості, останні вказують на спільність походження астероїдів сімейства, що утворилися в результаті розпаду більш великого тіла. Побудова діаграми залежності нахилів орбіт астероїдів від їх ексцентриситету дозволяє наочно виділити групи астероїдів, що вказують на існування сімейства.

Виявлено вже кілька десятків астероїдних родин, більшість з них невеликі як за розміром астероїдів, так і за їх кількістю, але є і дуже великі сімейства. Останнім часом було виявлено ще декілька десятків скупчень астероїдів, але їх статус поки точно не визначений. Він може бути остаточно підтверджений тільки в разі спільності спектральних характеристик астероїдів [78]. Менші асоціації астероїдів називаються групами або кластерами.

Ось кілька найбільш великих сімейств астероїдів, наведених у порядку зростання їх великих півосей: сімейство Флори, сімейство Евномія, сімейство Короніди, сімейство Еос і сімейство Феміди [54]. Сімейство Флори є одним з найчисленніших, в нього входить більше 800 астероїдів, можливо, воно сформувалося в результаті зіткнення двох великих астероїдів близько мільярда років тому [79]. Основну масу сімейств представляють невеликі астероїди, але є серед них і дуже великі. Найбільшим астероїдом, що є частиною сімейства, є астероїд (4) Веста, який очолює однойменне сімейство. Вважається, що воно утворилося при падінні на Весту в районі її південного полюса великого метеорита, який вибив з неї велика кількість фрагментів, які стали сімейством. Частина з них впала на Землю у вигляді HED-метеоритів (Англ.) рос. [80].

Крім цього, в головному поясі були виявлені три смуги пилу, які, судячи з орбітальним параметрами, можуть бути приурочені до трьох сімейств астероїдів: Еос, Меніппа і Феміди [81].

7.1 Сімейства на кордонах головного поясу

Ще одним цікавим сімейством астероїдів є сімейство Угорщини, яке розташоване поблизу внутрішньої кордону головного поясу (між 1,78 і 2,0 а. е., з середніми значеннями великих півосей 1,9 а. е.). Це невелике сімейство з 52 астероїдів названо на честь найбільшого представника - астероїда (434) Угорщина. Астероїди сімейства Угорщини відокремлені від основної маси астероїдів головного поясу щілиною Кирквуда, відповідної одному з чотирьох сильних орбітальних резонансів 4:1, і володіють значним нахилом орбіт. Причому через відносно високого ексцентриситету деякі з його членів у процесі руху навколо Сонця перетинають орбіту Марса і, як наслідок, відчувають сильний гравітаційний вплив з його боку, що, ймовірно, є чинником, що знижує чисельність цього сімейства [82].

Інший групою астероїдів у внутрішній частині головного поясу, що володіє високим нахилом орбіти серед своїх членів, є сімейство Фокеі. Переважна більшість його представників відносяться до світлого спектрального класу S, в той час як більшість астероїдів сімейства Угорщини відноситься до класу E [83]. Орбіти астероїдів сімейства Фокеі розташовані в проміжку між 2,25 і 2,5 а. е. від Сонця.

До зовнішньої кордоні головного поясу також відноситься кілька сімейств астероїдів. Серед них виділяють сімейство Кібели, яке знаходиться в проміжку між 3,3 і 3,5 а. е. від Сонця й у слабкому орбітальному резонансі з Юпітером 7:4, а також сімейство Хільди на орбітах між 3,5 і 4,2 а. е., що знаходиться в орбітальному резонансі з Юпітером 3:2. За межами відстані в 4,2 а. е. і аж до орбіти Юпітера також зустрічаються астероїди, але значно рідше, ніж у самому поясі. Зате на самій орбіті Юпітера знаходяться дві дуже великі групи астероїдів, які отримали назву троянських, які приурочені до двох точках Лагранжа L4 і L5. Втім, троянські астероїди існують не тільки у Юпітера, а й у більшості інших зовнішніх планет [84].

7.2 Молоді родини

Деякі з існуючих на сьогодні сімейств утворилися в астрономічному масштабі зовсім недавно. Яскравим прикладом є сімейство Каріни, яке сформувалося порівняно недавно, 5,7 млн років тому, в результаті катастрофічного зіткнення двох тіл діаметром 30 і 5 км [85]. Інша молода група астероїдів, сімейство Верітас, утворилася 8300000 років тому, теж у результаті зіткнення, вона включає в себе 62 астероїда, а також пиловий шлейф на орбіті [86] [87] [88].

Ще більш молодим є кластер Датура, який утворився в результаті зіткнення двох невеликих астероїдів приблизно 450 тис. років тому, згідно з даними орбіт членів кластеру. Ще одним молодим кластером, трохи старший попереднього, є кластер астероїда (4652) Іанніні, який, ймовірно, утворився від 1 до 5 млн років тому [87] [88].

8. Найбільші об'єкти поясу астероїдів

Найбільшими об'єктами пояса астероїдів є Церера, (4) Веста, (2) Паллада і (10) Гігея. Хоча вони мають багато спільних характеристик, тільки одна з них - Церера - виявилася досить великою для присвоєння статусу карликової планети[89]. Втім, трьом іншим в майбутньому, можливо, теж буде присвоєно цей статус[90] [91].

8.1 Церера

Карликова планета Церера

Церера володіє майже сферичної формою і має діаметр приблизно 950 км, що складає майже третину місячного діаметру, при масі, рівної 9,43 10 20 кг, що становить вже лише 1,3% маси Місяця, але дорівнює третини маси всіх астероїдів головного поясу . Вона знаходиться на відстані 2,766 а. е., що дуже близько до центру мас головного поясу, розташованому на відстані 2,8 а. е. [70]Абсолютна зоряна величина Церери 3,32 m, що набагато більше будь-якого іншого астероїда [92] і може пояснюватися шаром льоду на її поверхні [93], але незважаючи на це, вона все одно є дуже темним астероїдом, який відображає лише 5% падаючого світла.

...