I det 18. århundrede førte observationer foretaget af alle de kendte planeter (Merkur, Venus, Jorden, Mars, Jupiter og Saturn) astronomer til at skelne et mønster i deres baner. Til sidst førte dette til Titus-Bodes lov , som forudsagde mængden af plads mellem planeterne. I overensstemmelse med denne lov så der ud til at være en mærkbar kløft mellem Mars og Jupiters kredsløb, og undersøgelse af det førte til en større opdagelse.
Ud over at flere større objekter blev observeret, begyndte astronomer at bemærke utallige mindre kroppe, der også kredsede mellem Mars og Jupiter. Dette førte til oprettelsen af udtrykket 'asteroide' såvel som 'Asteroidebæltet', da det blev klart, hvor mange der var. Siden dengang er udtrykket blevet almindeligt brugt og blevet en grundpille i vores astronomiske modeller.
Opdagelse:
I 1800, i håb om at løse problemet skabt af Titius-Bode-loven, rekrutterede astronomen Baron Franz Xaver von Zach 24 af sine kolleger astronomer til en klub kendt som 'United Astronomical Society' (nogle gange omtalt som 'Stellar Police') . På det tidspunkt omfattede dens rækker den berømte astronom William Herschel, som havde opdaget Uranus og dens måner i 1780'erne.
Ironisk nok var den første astronom, der gjorde en opdagelse i disse regioner, Giuseppe Piazzi - formanden for astronomi ved universitetet i Palermo - som var blevet bedt om at blive medlem af Selskabet, men endnu ikke havde modtaget invitationen. Den 1. januar 1801 observerede Piazzi et lille objekt i en bane med den nøjagtige radius forudsagt af Titius-Bode-loven.
Ceres (venstre, Dawn-billede) sammenlignet med Tethys (højre, Cassini-billede) ved sammenlignelige skalastørrelser. Kreditering: NASA/JPL-Caltech/UCLA/MPS/DLR/IDA og NASA/JPL-Caltech/SSI. Sammenligning af J. Major.
I starten troede han, at det var en komet, men igangværende observationer viste, at den ikke havde koma. Dette fik Piazzi til at overveje, at den genstand, han havde fundet - som han kaldte ' Ceres ” efter den romerske høstgudinde og protektor for Sicilien – kunne i virkeligheden være en planet. Femten måneder senere opdagede Heinrich Olbers (medlem af Selskabet) en anden genstand i samme region, som senere blev navngivet 2 Pallas .
I udseende syntes disse objekter ikke at kunne skelnes fra stjerner. Selv under de højeste teleskopforstørrelser blev de ikke til skiver. Imidlertid var deres hurtige bevægelse tegn på en delt bane. Derfor foreslog William Herschel, at de blev placeret i en separat kategori kaldet 'asteroider' - græsk for 'stjernelignende'.
I 1807 afslørede yderligere undersøgelser to nye genstande i regionen, 3 Juno og 4 Vesta; og i 1845, 5 Astraea blev fundet. Kort efter blev nye objekter fundet i en accelererende hastighed, og i begyndelsen af 1850'erne kom udtrykket 'asteroider' gradvist i almindelig brug. Det samme gjorde udtrykket 'Asteroidebæltet', selvom det er uklart, hvem der opfandt det specifikke udtryk. Imidlertid bruges udtrykket 'Hovedbælte' ofte til at skelne det fra Cooper bælte .
Et hundrede asteroider var blevet lokaliseret i midten af 1868, og i 1891 accelererede introduktionen af astrofotografi af Max Wolf opdagelseshastigheden yderligere. I alt 1.000 asteroider blev fundet i 1921, 10.000 i 1981 og 100.000 i 2000. Moderne asteroideundersøgelsessystemer bruger nu automatiserede midler til at lokalisere nye mindre planeter i stadigt stigende mængder.
Asteroiderne i det indre solsystem og Jupiter: Det donutformede asteroidebælte er placeret mellem Jupiters og Mars kredsløb. Kredit: Wikipedia Commons
Struktur:
På trods af almindelige opfattelser er Asteroidebæltet for det meste tomt rum, med asteroiderne spredt over et stort rumfang. Ikke desto mindre er hundredtusindvis af asteroider i øjeblikket kendt, og det samlede antal spænder i millioner eller mere. Over 200 asteroider er kendt for at være større end 100 km i diameter, og en undersøgelse i de infrarøde bølgelængder har vist, at asteroidebæltet har 0,7-1,7 millioner asteroider med en diameter på 1 km (0,6 mi) eller mere.
Beliggende mellem Mars og Jupiter varierer bæltet fra 2,2 til 3,2 astronomiske enheder (AU) fra Solen og er 1 AU tykt. Dens samlede masse anslås til at være 2,8×10enogtyvetil 3,2×10enogtyvekilogram - hvilket svarer til omkring 4% af Månens masse. De fire største objekter – Ceres, 4 Vesta, 2 Pallas og 10 Hygiejne – tegner sig for halvdelen af bæltets samlede masse, med næsten en tredjedel alene af Ceres.
Hovedbefolkningen (eller kerne) af asteroidebæltet er nogle gange opdelt i tre zoner, som er baseret på det, der er kendt som Kirkwood Gaps . Opkaldt efter Daniel Kirkwood, der i 1866 annoncerede opdagelsen af huller i afstanden mellem asteroider, beskriver disse dimensionerne af en asteroides kredsløb baseret på dens semi-hovedakse.
Inden for denne ordning er der tre zoner. Zone I ligger mellem 4:1-resonans- og 3:1-resonans Kirkwood-gab, som er henholdsvis 2,06 og 2,5 AU fra Solen. Zone II fortsætter fra slutningen af Zone I ud til 5:2 resonansgabet, som er 2,82 AU fra Solen. Zone III strækker sig fra den ydre kant af Zone II til 2:1 resonansgabet ved 3,28 AU.
Asteroidebæltet kan også opdeles i de indre og ydre bælter, hvor det indre bælte er dannet af asteroider, der kredser nærmere Mars end 3:1 Kirkwood-gabet (2,5 AU), og det ydre bælte dannet af de asteroider, der er tættere på Jupiters bane.
Asteroiderne, der har en radius på 2,06 AU fra Solen, kan betragtes som den indre grænse for asteroidebæltet. Forstyrrelser fra Jupiter sender kroppe på vildspor dertil i ustabile baner. De fleste kroppe dannet inden for radius af dette hul blev fejet op af Mars (som har et aphelion på 1,67 AU) eller udstødt af dets gravitationsforstyrrelser i solsystemets tidlige historie.
Temperaturen i Asteroidebæltet varierer med afstanden fra Solen. For støvpartikler i bæltet varierer typiske temperaturer fra 200 K (-73 °C) ved 2,2 AU ned til 165 K (-108 °C) ved 3,2 AU. Men på grund af rotation kan overfladetemperaturen på en asteroide variere betydeligt, da siderne skiftevis udsættes for solstråling og derefter for stjernernes baggrund.
Sammensætning:
Ligesom de jordiske planeter er de fleste asteroider sammensat af silikatsten, mens en lille del indeholder metaller som jern og nikkel. De resterende asteroider består af en blanding af disse sammen med kulstofrige materialer. Nogle af de mere fjerne asteroider har en tendens til at indeholde mere is og flygtige stoffer, som inkluderer vandis.
Vesta set fra det kredsløbsbaserede Hubble-rumteleskop i 2007 (venstre) og tæt på Dawn-rumfartøjet i 2011. Hubble Credit: NASA, ESA og L. McFadden (University of Maryland). Dawn Kredit: NASA/JPL-Caltech/UCLA/MPS/DLR/IDA. Fotokombination: Elizabeth Howell
Hovedbåndet består primært af tre kategorier af asteroider : C-type eller kulholdige asteroider; S-type eller silikatasteroider; og M-type eller metalliske asteroider. Kulstofholdige asteroider er kulstofrige, dominerer bæltets ydre områder og udgør over 75% af de synlige asteroider. Deres overfladesammensætning svarer til kulstofholdige kondritmeteoritter, mens deres spektre svarer til, hvad det tidlige solsystem menes at være.
S-type (silikatrige) asteroider er mere almindelige mod den indre region af bæltet, inden for 2,5 AU fra Solen. Disse er typisk sammensat af silikater og nogle metaller, men ikke en væsentlig mængde kulstofholdige forbindelser. Dette indikerer, at deres materialer er blevet ændret betydeligt over tid, højst sandsynligt gennem smeltning og reformering.
M-type (metalrige) asteroider udgør omkring 10% af den samlede befolkning og er sammensat af jern-nikkel og nogle silikatforbindelser. Nogle menes at stamme fra de metalliske kerner af differentierede asteroider, som derefter blev fragmenteret fra kollisioner. Inden for asteroidebæltet topper fordelingen af disse typer asteroider ved en semi-hovedakse på omkring 2,7 AU fra Solen.
Der er også de mystiske og relativt sjældne V-type (eller basaltiske) asteroider. Denne gruppe tager deres navn fra det faktum, at de fleste basaltiske kroppe i Asteroidebæltet indtil 2001 blev antaget at stamme fra asteroiden Vesta. Opdagelsen af basaltiske asteroider med forskellige kemiske sammensætninger antyder imidlertid en anden oprindelse. Nuværende teorier om dannelse af asteroider forudsiger, at V-type asteroider burde være flere, men 99% af dem, der er blevet forudsagt, mangler i øjeblikket.
Familier og grupper:
Cirka en tredjedel af asteroiderne i asteroidebæltet er medlemmer af en asteroide familie . Disse er baseret på ligheder i orbitale elementer - såsom semi-hovedakse, excentricitet, orbitalhældninger og lignende spektrale træk, som alle indikerer en fælles oprindelse. Mest sandsynligt ville dette have involveret kollisioner mellem større objekter (med en gennemsnitlig radius på ~10 km), som derefter brød op i mindre kroppe.
Denne kunstners forestilling viser, hvordan familier af asteroider skabes. Kredit: NASA/JPL-Caltech
Nogle af de mest fremtrædende familier i asteroidebæltet er familierne Flora, Eunomia, Koronis, Eos og Themis. Flora-familien, en af de største med mere end 800 kendte medlemmer, kan være dannet ved en kollision for mindre end en milliard år siden. Beliggende i den indre region af bæltet består denne familie af asteroider af S-type og tegner sig for omkring 4-5% af alle bæltobjekter.
Eunomia-familien er en anden stor gruppe af S-type asteroider, som har fået sit navn fra den græske gudinde Eunomia (gudinde for lov og god orden). Det er den mest fremtrædende familie i det mellemliggende asteroidebælte og tegner sig for 5% af alle asteroider.
Koronis-familien består af 300 kendte asteroider, som menes at være blevet dannet for mindst to milliarder år siden ved en kollision. Den største kendte, 208 Lacrimosa , er omkring 41 km (25 mi) i diameter, mens der er fundet yderligere 20 mere, der er større end 25 km i diameter.
Eos (eller Eoan) familien er en fremtrædende familie af asteroider, der kredser om Solen i en afstand på 2,96 – 3,03 AUs, og menes at være dannet ved en kollision for 1-2 milliarder år siden. Den består af 4.400 kendte medlemmer, der ligner kategorien S-type asteroide. Undersøgelsen af Eos og andre familiemedlemmer i det infrarøde viser dog nogle forskelle med S-typen, hvorfor de har deres egen kategori (K-type asteroider).
Asteroider, vi har set tæt på, viser krateroverflader, der ligner endnu forskellige fra meget af krateret på kometer. Kredit: NASA
Themis-asteroidefamilien findes i den ydre del af asteroidebæltet i en gennemsnitlig afstand på 3,13 AU fra Solen. Denne kernegruppe omfatter asteroiden 24 Themis (som den er opkaldt efter) og er en af de mere folkerige asteroidefamilier. Den består af C-type asteroider med en sammensætning, der menes at svare til kulstofholdige kondritter og består af en veldefineret kerne af større asteroider og en omgivende region af mindre.
Den største asteroide, der er et ægte medlem af en familie, er 4 Vesta. Vesta-familien menes at være dannet som følge af en kraterdannende påvirkning på Vesta. Ligeledes er HED meteoritter kan også stamme fra Vesta som følge af denne kollision.
Sammen med asteroidelegemerne indeholder asteroidebæltet også bånd af støv med partikelradier på op til et par hundrede mikrometer. Dette fine materiale er fremstillet, i det mindste delvist, fra kollisioner mellem asteroider og af mikrometeoritternes indvirkning på asteroiderne. Tre fremtrædende bånd af støv er blevet fundet i asteroidebæltet - som har lignende kredsløbshældninger som asteroidefamilierne Eos, Koronis og Themis - og er derfor muligvis forbundet med disse grupperinger.
Oprindelse:
Oprindeligt mente man, at Asteroidebæltet var resterne af en meget større planet, der besatte området mellem Mars og Jupiters kredsløb. Denne teori blev oprindeligt foreslået af Heinrich Olbders til William Herschel som en mulig forklaring på eksistensen af Ceres og Pallas. Denne hypotese er dog siden faldet i ugunst af en række årsager.
Kunstnerens indtryk af det tidlige solsystem, hvor kollisioner mellem partikler i en tilvækstskive førte til dannelsen af planetesimaler og til sidst planeter. Kredit: NASA/JPL-Caltech
For det første er der den mængde energi, det ville have krævet at ødelægge en planet, hvilket ville have været svimlende. For det andet er der det faktum, at hele bæltets masse kun er 4% af Månens. For det tredje peger de betydelige kemiske forskelle mellem asteroiderne ikke i retning af, at de engang har været en del af en enkelt planet.
I dag er den videnskabelige konsensus, at i stedet for at fragmentere fra en stamplanet, er asteroiderne rester fra det tidlige solsystem, som aldrig dannet en planet overhovedet . I løbet af de første par millioner år af solsystemets historie, da gravitationel tilvækst førte til dannelsen af planeterne, smeltede stofklumper i en tilvækstskive sammen og dannede planetesimaler. Disse kom til gengæld sammen for at danne planeter.
Inden for Asteroidebæltets område var planetesimalerne imidlertid for stærkt forstyrret af Jupiters tyngdekraft til at danne en planet. Disse objekter ville fortsætte med at kredse om Solen som før, lejlighedsvis kollidere og producere mindre fragmenter og støv.
I løbet af solsystemets tidlige historie smeltede asteroiderne også til en vis grad, hvilket tillod elementer i dem at blive delvist eller fuldstændigt differentieret efter masse. Denne periode ville dog nødvendigvis have været kort på grund af deres relativt lille størrelse og sluttede sandsynligvis for omkring 4,5 milliarder år siden, i de første titusinder af år af solsystemets dannelse.
Selvom de er dateret til solsystemets tidlige historie, er asteroiderne (som de er i dag) ikke prøver af dets oprindelige selv. De har gennemgået en betydelig udvikling siden deres dannelse, herunder intern opvarmning, overfladesmeltning fra stød, rumforvitring fra stråling og bombardement af mikrometeoritter. Derfor menes Asteroidebæltet i dag kun at indeholde en lille brøkdel af massen af urbæltet.
Computersimuleringer tyder på, at det oprindelige asteroidebælte kan have indeholdt lige så meget masse som Jorden. Primært på grund af gravitationsforstyrrelser blev det meste af materialet slynget ud af bæltet en million år efter dets dannelse, hvilket efterlod mindre end 0,1 % af den oprindelige masse. Siden da menes størrelsesfordelingen af asteroidebæltet at have været relativt stabil.
Da asteroidebæltet først blev dannet, dannede temperaturerne i en afstand af 2,7 AU fra Solen en 'snelinje' under vands frysepunkt. I det væsentlige var planetesimaler dannet uden for denne radius i stand til at akkumulere is, hvoraf nogle kan have givet en vandkilde til jordens oceaner (endnu mere end kometer).
Udforskning:
Asteroidebæltet er så tyndt befolket, at flere ubemandede rumfartøjer har været i stand til at bevæge sig igennem det; enten som en del af en langdistancemission til det ydre solsystem, eller (i de seneste år) som en mission for at studere større Asteroidebælts objekter. Faktisk, på grund af den lave tæthed af materialer i bæltet, er chancerne for, at en sonde løber ind i en asteroide nu anslået til mindre end én ud af en milliard.
Kunstnerens koncept af Dawn-rumfartøjet, der ankommer til Vesta. Billedkredit: NASA/JPL-Caltech
Det første rumfartøj, der foretog en rejse gennem asteroidebæltet, var Pioneer 10 rumfartøjet, som kom ind i regionen den 16. juli 1972. Som en del af en mission til Jupiter navigerede fartøjet med succes gennem bæltet og gennemførte en forbiflyvning af Jupiter (som kulminerede i december 1973), før det blev det første rumfartøj til at opnå flugthastighed fra solsystemet.
På det tidspunkt var der bekymring for, at affald ville udgøre en fare tilPioneer 10rumsonde. Men siden den mission passerede 11 yderligere rumfartøjer gennem Asteroidebæltet uden hændelser. Disse inkluderede Pioneer 11 , Voyager 1 og 2 , Ulysses , Galileo , NÆR VED , Cassini , Stjernestøv , Nye Horisonter ,ESA'erne Rosetta , og senest den Daggry rumfartøj.
For det meste var disse missioner en del af missioner til det ydre solsystem, hvor mulighederne for at fotografere og studere asteroider var korte. Kun denDaggry,NÆR VEDog JAXA'er Hayabusa missioner har studeret asteroider i en længere periode i kredsløb og på overfladen. Dawn udforskede Vesta fra juli 2011 til september 2012 og kredser i øjeblikket om Ceres (og sender tilbage mange interessante billeder af dets overfladetræk).
Og en dag, hvis alt går vel, kan menneskeheden endda være i stand til at begynde udvinding af asteroidebæltet for ressourcer – såsom ædle metaller, mineraler og flygtige stoffer. Disse ressourcer kan udvindes fra en asteroide og derefter bruges i rummet med in-situ udnyttelse (dvs. at gøre dem til byggematerialer og raketdrivstof) eller bringes tilbage til Jorden.
Det er endda muligt, at menneskeheden en dag kan kolonisere større asteroider og etablere forposter i hele bæltet. I mellemtiden er der stadig masser af udforskning tilbage at gøre, og muligvis millioner af flere objekter derude at studere.
Vi har skrevet mange artikler om asteroidebæltet til Universe Today. Her er Hvor kommer asteroider fra? , Hvorfor asteroidebæltet ikke truer rumfartøjer , og Hvorfor er asteroidebæltet ikke en planet? .
Sørg også for at lære, hvad der er Største asteroide i solsystemet , og om asteroiden opkaldt efter Leonard Nimoy . Og her er 10 interessante fakta om asteroider .
Vi har også mange interessante artikler om Dawn-rumfartøjets mission til Vesta og Ceres , og asteroide minedrift .
For at lære mere, tjek ud NASA's Lunar and Planetary Science-side på asteroider, og Hubblesites nyhedsmeddelelser om asteroider .
Astronomi Cast også nogle interessante episoder om asteroider, som Afsnit 55: Asteroidebæltet og Afsnit 29: Asteroids Make Bad Neighbours .
Kilder: