Asteroid belt

Asteroid belt

Pás asteroidů je oblast ve Sluneční soustavě ve tvaru torusu , která se nachází zhruba mezi drahami planet Jupiter a Mars . Obsahuje velké množství pevných těles nepravidelného tvaru, mnoha velikostí, ale mnohem menších než planety, nazývaných asteroidy nebo planetky . Tento pás asteroidů se také nazývá hlavní pás asteroidů nebo hlavní pás , aby se odlišil od ostatních populací asteroidů ve Sluneční soustavě, jako jsou blízkozemní asteroidy a trojské asteroidy .

Pás asteroidů je nejmenší a nejvnitřnější známý cirkumstelární disk ve Sluneční soustavě. Přibližně polovina jeho hmotnosti je obsažena ve čtyřech největších asteroidech: Ceres , Vesta , Pallas a Hygiea . Celková hmotnost pásu asteroidů je přibližně 4 % hmotnosti Měsíce .

Ceres, jediný objekt v pásu asteroidů dostatečně velký na to, aby mohl být trpasličí planetou , má průměr asi 950 km, zatímco Vesta, Pallas a Hygiea mají střední průměry menší než 600 km.Zbývající tělesa dosahují velikosti prachové částice. Materiál asteroidu je rozmístěn tak řídce, že jej bez nehody proletělo mnoho bezpilotních kosmických lodí. Nicméně ke srážkám mezi velkými asteroidy dochází a ty mohou vytvořit rodinu asteroidů, jejíž členové mají podobné orbitální charakteristiky a složení. Jednotlivé planetky v pásu asteroidů jsou kategorizovány podle jejich spekter , přičemž většina spadá do tří základních skupin:uhlíkaté ( C-typ ), silikátové ( S-typ ) a bohaté na kovy ( M-typ ).

Pás asteroidů vznikl z prvotní sluneční mlhoviny jako skupina planetesimál .Planetesimály jsou menšími předchůdci protoplanet . Mezi Marsem a Jupiterem však gravitační poruchy od Jupiteru naplnily protoplanety příliš velkým množstvím orbitální energie, než aby mohly akretovat do planety. Srážky se staly příliš násilnými a místo toho, aby se planetesimály a většina protoplanet spojily dohromady, se rozbily. V důsledku toho bylo během prvních 100 milionů let historie Sluneční soustavy ztraceno 99,9 % původní hmoty pásu asteroidů.Některé fragmenty si nakonec našly cestu do vnitřní sluneční soustavy, což vedlo k dopadům meteoritů na vnitřní planety. Oběžné dráhy asteroidů jsou nadále znatelně narušeny , kdykoli jejich perioda rotace kolem Slunce vytvoří orbitální rezonanci s Jupiterem. V těchto orbitálních vzdálenostech vzniká Kirkwoodova mezera , když jsou smeteny na jiné oběžné dráhy.

Třídy malých těles Sluneční soustavy v jiných oblastech jsou objekty blízko Země , kentauři , objekty Kuiperova pásu , objekty rozptýleného disku , sednoidy a objekty Oortova mračna .

Dne 22. ledna 2014 vědci ESA ohlásili první definitivní detekci vodní páry na Ceres, největším objektu v pásu asteroidů. Detekce byla provedena pomocí daleko-infračervených schopností Herschel Space Observatory . Nález byl neočekávaný, protože komety , nikoli asteroidy, jsou obvykle považovány za "výtrysky a oblaky". Podle jednoho z vědců se "čáry mezi kometami a asteroidy stávají stále více rozmazané"

Historie pozorování

Johannes Kepler si v roce 1596 všiml nepravidelností na drahách Marsu a Jupiteru, které byly později vysvětleny gravitací asteroidů.Viz také: Definice planety a Seznam planetek

V roce 1596 Johannes Kepler ve svém Mysterium Cosmographicum napsal: "Mezi Mars a Jupiter umisťuji planetu" a uvedl svou předpověď, že tam bude nalezena planeta. Při analýze dat Tycha Brahe se Kepler domníval, že mezi drahami Marsu a Jupiteru je příliš velká mezera, než aby se vešel do Keplerova tehdejšího aktuálního modelu, kde by se měly nacházet oběžné dráhy planet.

V anonymní poznámce pod čarou ke svému překladu Contemplation de la Nature od Charlese Bonneta z roku 1766 zaznamenal astronom Johann Daniel Titius z Wittenbergu zjevný vzor v rozložení planet, nyní známý jako Titius . - Bodeův zákon . Pokud se numerická sekvence začala na 0, pak zahrnula 3, 6, 12, 24, 48 atd., pokaždé se zdvojnásobila a ke každému číslu přidala čtyři a vydělila 10, vytvořilo se pozoruhodně blízké přiblížení k poloměrům oběžné dráhy známých planet měřené v poskytnutých astronomických jednotkách jeden počítal s "chybějící planetou" (ekvivalent 24 v sekvenci) mezi drahami Marsu (12) a Jupiteru (48). Titius ve své poznámce pod čarou prohlásil: "Ale měl Pán architekt nechat ten prostor prázdný? Vůbec ne."

Když William Herschel v roce 1781 objevil Uran , oběžná dráha planety téměř dokonale odpovídala zákonu, což vedlo astronomy k závěru, že mezi dráhami Marsu a Jupiteru musí existovat planeta.

Giuseppe Piazzi , objevitel Ceres , největšího objektu v pásu asteroidů. Ceres byla známá jako planeta, ale později byla překlasifikována na asteroid a od roku 2006 na trpasličí planetu.

1. ledna 1801 našel Giuseppe Piazzi , předseda astronomie na univerzitě v Palermu na Sicílii, malý pohybující se objekt na oběžné dráze s přesně poloměrem předpovězeným tímto vzorem. Nazval ho "Ceres", po římské bohyni sklizně a patronce Sicílie. Piazzi zpočátku věřil, že jde o kometu, ale nedostatek kómatu naznačoval, že jde o planetu.

Zmíněný vzorec tedy předpovídal polohlavní osy všech osmi planet té doby (Merkur, Venuše, Země, Mars, Ceres, Jupiter, Saturn a Uran).

O 15 měsíců později objevil Heinrich Olbers ve stejné oblasti druhý objekt, Pallas . Na rozdíl od ostatních známých planet zůstaly Ceres a Pallas světelnými body i při největším zvětšení dalekohledu, místo aby se rozdělily na disky. Kromě jejich rychlého pohybu vypadaly k nerozeznání od hvězd .

V souladu s tím v roce 1802 William Herschel navrhl, aby byly zařazeny do samostatné kategorie, pojmenované "asteroidy", po řeckém asteroeides , což znamená "podobné hvězdě". Po dokončení série pozorování Ceres a Pallas došel k závěru,

Těmto dvěma hvězdám nelze přiřadit ani označení planet, ani označení komet... Připomínají malé hvězdy natolik, že je lze od nich jen stěží rozeznat. Z toho vyplývá jejich asteroidní vzhled, vezmu-li své jméno, a nazývám je Asteroidy; Vyhrazuji si však svobodu toto jméno změnit, pokud by mělo dojít k jinému, výraznějšímu z jejich povahy.

V roce 1807 další vyšetřování odhalilo dva nové objekty v regionu: Juno a Vesta . Vypálení Lilienthalu v napoleonských válkách , kde byla vykonána hlavní část práce, ukončilo toto první období objevů.

Navzdory Herschelovu ražení mincí po několik desetiletí zůstávalo běžnou praxí označovat tyto objekty jako planety a před jejich názvy uvádět čísla představující pořadí jejich objevů: 1 Ceres, 2 Pallas, 3 Juno, 4 Vesta. V roce 1845 však astronomové detekovali pátý objekt ( 5 Astraea ) a krátce poté byly nové objekty nalezeny se zrychlujícím se tempem. Počítání mezi planetami bylo čím dál těžkopádnější. Nakonec byly ze seznamu planet vypuštěny (jak poprvé navrhl Alexander von Humboldt na počátku 50. let 19. století) a Herschelův výběr nomenklatury, "asteroidy", se postupně začal běžně používat.

Objev Neptunu v roce 1846 vedl v očích vědců k diskreditaci Titius-Bodeho zákona, protože jeho oběžná dráha se ani zdaleka nenacházela v blízkosti předpovídané polohy. K dnešnímu dni neexistuje žádné vědecké vysvětlení zákona a konsensus astronomů to považuje za náhodu.

Výraz "pás asteroidů" se začal používat na počátku 50. let 19. století, i když je těžké určit, kdo tento termín vytvořil. Zdá se, že první použití v angličtině je v překladu z roku 1850 (od Elise Otté ) knihy Alexander von Humboldt's Cosmos : a pravidelný výskyt padajících hvězd kolem 13. listopadu a 11. srpna , které pravděpodobně tvoří část pásu asteroidů protínajících oběžnou dráhu Země a pohybujících se planetární rychlostí". Další raná podoba se objevila v knize Roberta Jamese Manna A Guide to the Knowledge of the Heavens : Orbity asteroidů jsou umístěny v širokém pásmu prostoru, který se rozprostírá mezi extrémy .Zdá se, že Benjamin Peirce přijal tuto terminologii a byl jedním z jejích propagátorů.

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 využívají automatizované prostředky k lokalizaci nových menších planet ve stále větším množství. .

Původ

Pás asteroidů zobrazující sklony oběžných drah v závislosti na vzdálenostech od Slunce, přičemž asteroidy v oblasti jádra pásu asteroidů jsou červeně a ostatní asteroidy modře

formace

V roce 1802, krátce po objevení Pallas, Olbers navrhl Herschelovi, že Ceres a Pallas byly fragmenty mnohem větší planety , která kdysi okupovala oblast Mars-Jupiter, přičemž tato planeta utrpěla před mnoha miliony let vnitřní explozi nebo kometární dopad ( Oděský astronom KN Savchenko navrhl, že Ceres, Pallas, Juno a Vesta byly spíše uniklé měsíce než fragmenty explodované planety). Velké množství energie potřebné ke zničení planety v kombinaci s nízkou kombinovanou hmotností pásu, která je pouze asi 4 % hmotnosti Měsíce Země , hypotézu nepodporuje. Kromě toho je obtížné vysvětlit významné chemické rozdíly mezi asteroidy, pokud pocházejí ze stejné planety. V roce 2018 studie vědců z Floridské univerzity zjistila, že pás asteroidů byl vytvořen ze zbytků několika starověkých planet namísto jediné planety.

Hypotéza vytvoření pásu asteroidů je taková, že obecně se ve Sluneční soustavě předpokládá, že k planetární formaci došlo prostřednictvím procesu srovnatelného s dlouhodobou hypotézou mlhovin: oblak mezihvězdného prachu a plynu se zhroutil pod vlivem gravitace. k vytvoření rotujícího disku materiálu, který pak dále kondenzuje za vzniku Slunce a planet. Během prvních několika milionů let historie Sluneční soustavy způsobil proces narůstání lepkavých kolizí shlukování malých částic, které se postupně zvětšovaly. Jakmile shluky dosáhly dostatečné hmotnosti, mohly gravitační přitažlivostí vtáhnout další tělesa a stát se planetesimály. Tato gravitační akrece vedla ke vzniku planet.

Planetesimály v oblasti, která by se stala pásem asteroidů, byly příliš silně narušeny gravitací Jupiteru, aby vytvořily planetu. Místo toho pokračovaly v oběhu kolem Slunce jako předtím a občas se srazily. V oblastech, kde byla průměrná rychlost srážek příliš vysoká, mělo rozbití planetesimál tendenci převládat nad akrecí, což bránilo vzniku těles o velikosti planety. K orbitálním rezonancím docházelo tam, kde oběžná doba objektu v pásu tvořila celočíselný zlomek oběžné doby Jupitera, čímž došlo k vychýlení objektu na jinou oběžnou dráhu; oblast ležící mezi drahami Marsu a Jupiteru obsahuje mnoho takových orbitálních rezonancí. Jak Jupiter migroval dovnitřpo jeho vytvoření by se tyto rezonance přehnaly přes pás asteroidů, dynamicky vzrušovaly populaci regionu a zvyšovaly jejich vzájemné rychlosti.

Během rané historie Sluneční soustavy se asteroidy do určité míry roztavily, což umožnilo prvkům v nich částečně nebo úplně rozlišit hmotnost. Některá z progenitorových těl možná dokonce prošla obdobími explozivního vulkanismu a vytvořila magmatické oceány. Avšak kvůli relativně malé velikosti těles byla doba tání nutně krátká (ve srovnání s mnohem většími planetami) a obecně skončila asi před 4,5 miliardami let, v prvních desítkách milionů let formování. V srpnu 2007 studie zirkonuKrystaly v antarktickém meteoritu, o kterém se předpokládá, že pocházel z Vesty, naznačovaly, že se tento meteorit, a tím i zbytek pásu asteroidů, vytvořil poměrně rychle, během 10 milionů let od vzniku Sluneční soustavy.

Evoluce

Asteroidy nejsou vzorky prvotní sluneční soustavy. Od svého vzniku prošly značným vývojem, včetně vnitřního zahřívání (v prvních několika desítkách milionů let), povrchového tání při dopadech, kosmického zvětrávání z radiace a bombardování mikrometeority . Ačkoli někteří vědci označují asteroidy jako reziduální planetesimály, jiní vědci je považují za odlišné.

Předpokládá se, že současný pás asteroidů obsahuje pouze malý zlomek hmoty prvotního pásu. Počítačové simulace naznačují, že původní pás asteroidů mohl obsahovat hmotnost ekvivalentní hmotnosti Země. Především kvůli gravitačním poruchám byla většina materiálu vyvržena z pásu během asi 1 milionu let od vzniku, přičemž za sebou zanechalo méně než 0,1 % původní hmoty. Od jejich vzniku zůstalo rozložení velikosti pásu asteroidů relativně stabilní: nedošlo k žádnému významnému zvětšení nebo zmenšení typických rozměrů asteroidů hlavního pásu.

Orbitální rezonanci 4:1 s Jupiterem o poloměru 2,06 AU lze považovat za vnitřní hranici pásu asteroidů. Perturbace Jupitera posílají tělesa, která tam zabloudí, na nestabilní dráhy. Většina těles vytvořených v poloměru této mezery byla smetena Marsem (který má aphelion 1,67 AU) nebo byla vyvržena jeho gravitačními poruchami v rané historii Sluneční soustavy. Asteroidy Hungaria leží blíže Slunci, než je rezonance 4:1, ale jsou chráněny před rozrušením díky svému vysokému sklonu.

Když byl pás asteroidů poprvé vytvořen, teploty ve vzdálenosti 2,7 AU od Slunce vytvořily " sněžnou čáru " pod bodem mrazu vody. Planetesimály vytvořené za tímto poloměrem byly schopny akumulovat led. V roce 2006 bylo oznámeno, že v pásu asteroidů za hranicí sněhu byla objevena populace komet , která mohla poskytnout zdroj vody pro pozemské oceány. Podle některých modelů došlo během období formování Země k nedostatečnému odplynění vody k vytvoření oceánů, což vyžadovalo externí zdroj, jako je kometární bombardování.

Vlastnosti

951 Gaspra , první asteroid zobrazený kosmickou lodí, jak byl pozorován během průletu Galilea v roce 1991; barvy jsou přehnanéFragment Allendeho meteoritu , uhlíkatého chondritu , který spadl na Zemi v Mexiku v roce 1969

Na rozdíl od populárních snímků je pás asteroidů většinou prázdný. Asteroidy jsou rozmístěny v tak velkém objemu, že by bylo nepravděpodobné, že by se k asteroidu dostali bez pečlivého zamíření. Nicméně v současné době jsou známy stovky tisíc asteroidů a celkový počet se pohybuje v milionech nebo více, v závislosti na nižší velikosti. Je známo, že více než 200 asteroidů je větších než 100 km a průzkum v infračervených vlnových délkách ukázal, že pás asteroidů má mezi 700 000 a 1,7 miliony asteroidů o průměru 1 km nebo více. Absolutní magnitudy většiny známých asteroidů jsou mezi 11 a 19, s mediánem asi 16.

Celková hmotnost pásu asteroidů se odhaduje na 2,39 × 10 21 kilogramů, což jsou pouhá 3 % hmotnosti Měsíce .Čtyři největší objekty, Ceres , 4 Vesta , 2 Pallas a 10 Hygiea , představují možná 62 % celkové hmoty pásu, přičemž 39 % připadá na samotnou Ceres.

Složení

Současný pás sestává především ze tří kategorií asteroidů: asteroidy typu C nebo uhlíkaté, asteroidy typu S nebo silikátové asteroidy a asteroidy typu M neboli kovové asteroidy.

Uhlíkaté asteroidy , jak jejich název napovídá, jsou bohaté na uhlík. Dominují vnějším oblastem pásu asteroidů. Společně tvoří více než 75 % viditelných asteroidů. Mají červenější odstín než ostatní asteroidy a mají velmi nízké albedo . Jejich povrchové složení je podobné uhlíkatým chondritovým meteoritům . Chemicky se jejich spektra shodují s prvotním složením rané sluneční soustavy, s odstraněnými pouze lehčími prvky a těkavými látkami.

Asteroidy typu S ( bohaté na silikáty ) jsou častější ve vnitřní oblasti pásu, do 2,5 AU od Slunce. Spektra jejich povrchů odhalují přítomnost silikátů a některých kovů, ale žádné významné uhlíkaté sloučeniny. To naznačuje, že jejich materiály byly výrazně modifikovány od jejich prvotního složení, pravděpodobně tavením a reformací. Mají relativně vysoké albedo a tvoří asi 17 % celkové populace asteroidů.

Asteroidy typu M (bohaté na kovy) tvoří asi 10 % celkové populace; jejich spektra se podobají spektru železa a niklu. Předpokládá se, že některé vznikly z kovových jader diferencovaných progenitorových těl, která byla narušena kolizí. Existují však také některé silikátové sloučeniny, které mohou vytvořit podobný vzhled. Například velký asteroid typu M 22 Kalliope se nezdá být primárně složen z kovu. [59] V pásu asteroidů je početní rozložení asteroidů typu M vrcholí na hlavní poloose asi 2,7 AU. Dosud není jasné, zda jsou všechny M-typy složením podobné, nebo jde o označení pro několik odrůd, které nezapadají přesně do hlavních tříd C a S.

Hubble pozoruje mimořádný víceocasý asteroid P/2013 P5 .

Jednou záhadou pásu asteroidů je relativní vzácnost asteroidů typu V nebo čedičových asteroidů. Teorie tvorby asteroidů předpovídají, že objekty velikosti Vesta nebo větší by měly tvořit kůry a pláště, které by byly složeny převážně z čedičové horniny, což má za následek, že více než polovina všech asteroidů je složena buď z čediče nebo olivínu . Pozorování však naznačují, že 99 procent předpovídaného čedičového materiálu chybí. Do roku 2001 se věřilo, že většina čedičových těles objevených v pásu asteroidů pochází z asteroidu Vesta (odtud jejich název typu V). Nicméně objev asteroidu 1459 Magnyaodhalil mírně odlišné chemické složení od ostatních do té doby objevených čedičových asteroidů, což naznačuje jiný původ. Tato hypotéza byla posílena dalším objevem v roce 2007 dvou asteroidů ve vnějším pásu, 7472 Kumakiri a (10537) 1991 RY 16 , s odlišným čedičovým složením, které nemohly pocházet z Vesty. Tyto dva poslední jsou jedinými asteroidy typu V, které byly dosud objeveny ve vnějším pásu.

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 Nicméně v důsledku rotace se povrchová teplota asteroidu se může značně lišit, protože strany jsou střídavě vystaveny slunečnímu záření a poté hvězdnému pozadí.

Komety hlavního pásu

Hlavní článek: Kometa hlavního pásu

Několik jinak nevýrazných těles ve vnějším pásu vykazuje kometární aktivitu. Protože jejich dráhy nelze vysvětlit zachycením klasických komet, má se za to, že mnoho vnějších asteroidů může být ledových, přičemž led je příležitostně vystaven sublimaci prostřednictvím malých dopadů. Komety hlavního pásu mohly být hlavním zdrojem zemských oceánů, protože poměr deuterium-vodík je příliš nízký na to, aby byly hlavním zdrojem klasické komety.

Orbity

Pás asteroidů (zobrazuje excentricity) s pásem asteroidů v červené a modré ("jádrová" oblast červeně)

Většina asteroidů v pásu asteroidů má excentricity oběžné dráhy menší než 0,4 a sklon menší než 30°. Orbitální rozložení planetek dosahuje maxima při excentricitě kolem 0,07 a sklonu pod 4°.Tak ačkoli typický asteroid má relativně kruhovou dráhu a leží blízko roviny ekliptiky , některé dráhy asteroidů mohou být vysoce excentrické nebo cestovat dobře mimo rovinu ekliptiky.

Někdy se termín hlavní pás používá pouze k označení kompaktnější "jádrové" oblasti, kde se nachází největší koncentrace těl. To leží mezi silnými Kirkwoodovými mezerami 4:1 a 2:1 při 2,06 a 3,27 AU a při orbitálních excentricitách menších než zhruba 0,33, spolu s orbitálními sklony pod asi 20°. Od roku 2006 tato "jádrová" oblast obsahovala 93 % všech objevených a očíslovaných menších planet ve Sluneční soustavě. Databáze malých těles JPL uvádí přes 700 000 známých asteroidů hlavního pásu.

Kirkwood mezery

Hlavní článek: Kirkwoodova mezera Počet asteroidů v pásu asteroidů jako funkce jejich hlavní poloosy . Přerušované čáry označují Kirkwoodovy mezery , kde orbitální rezonance s Jupiterem destabilizují oběžné dráhy. Barva dává možné rozdělení do tří zón:
Zóna I: vnitřní hlavní pás ( a < 2,5 AU )
Zóna II: střední hlavní pás ( 2,5 AU < a < 2,82 AU )
Zóna III: vnější hlavní pás ( a > 2,82 AU )

Hlavní poloosa asteroidu se používá k popisu rozměrů jeho oběžné dráhy kolem Slunce a její hodnota určuje dobu oběhu planetky . V roce 1866 oznámil Daniel Kirkwood objev mezer ve vzdálenostech oběžných drah těchto těles od Slunce . Nacházeli se v pozicích, kde jejich doba oběhu kolem Slunce byla celočíselným zlomkem oběžné doby Jupitera. Kirkwood navrhl, že gravitační poruchy planety vedly k odstranění asteroidů z těchto drah.

Když je střední oběžná doba asteroidu celočíselným zlomkem oběžné doby Jupitera, vytvoří se střední pohybová rezonance s plynným obrem, která je dostatečná k tomu, aby rozrušila asteroid na nové orbitální prvky . Asteroidy, které se nacházejí na oběžných drahách mezery (buď prvotně kvůli migraci Jupiterovy oběžné dráhy, nebo kvůli předchozím poruchám či srážkám), se postupně posunují na různé, náhodné dráhy s větší nebo menší hlavní poloosou.

Srážky

Zodiakální světlo , jehož menší část je tvořena prachem ze srážek v pásu asteroidů

Vysoká populace pásu asteroidů vytváří velmi aktivní prostředí, kde často dochází ke srážkám mezi asteroidy (v astronomických časových měřítcích). Očekává se, že ke srážkám mezi tělesy hlavního pásu o středním poloměru 10 km dojde přibližně jednou za 10 milionů let. Srážka může rozdělit asteroid na četné menší kousky (což vede k vytvoření nové rodiny asteroidů ). Naopak srážky, ke kterým dochází při nízkých relativních rychlostech, mohou také spojit dva asteroidy. Po více než 4 miliardách let takových procesů se nyní členové pásu asteroidů jen málo podobají původní populaci.

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. Kvůli Poynting-Robertsonovu jevu způsobuje tlak slunečního záření , že se tento prach pomalu spirálovitě stáčí dovnitř směrem ke Slunci.

Kombinace tohoto jemného asteroidového prachu a vyvrženého kometárního materiálu vytváří zvířetníkové světlo . Tato slabá polární záře může být viděna v noci sahající ze směru Slunce podél roviny ekliptiky . Částice asteroidů, které produkují viditelné zvířetníkové světlo, mají průměr asi 40 μm v poloměru. Typická životnost částic zodiakálních mraků hlavního pásu je asi 700 000 let. Aby se tedy pásy prachu udržely, musí se v pásu asteroidů neustále produkovat nové částice. Kdysi se předpokládalo, že srážky asteroidů tvoří hlavní složku zodiakálního světla. Počítačové simulace Nesvorného a kolegů však připisovaly 85 procent lehkého prachu zvěrokruhu fragmentacím komet z rodiny Jupiterů, spíše než kometám a srážkám mezi asteroidy v pásu asteroidů. Nejvýše 10 procent prachu je připisováno pásu asteroidů.

Meteoritu

Některé úlomky ze srážek mohou tvořit meteoroidy , které vstupují do zemské atmosféry.Z 50 000 meteoritů dosud nalezených na Zemi se předpokládá, že 99,8 procenta pochází z pásu asteroidů.

Rodiny a skupiny

Hlavní článek: Rodina asteroidů Tento graf orbitálního sklonu ( ip ) versus excentricita ( ep ) pro očíslované asteroidy hlavního pásu jasně ukazuje shluky představující rodiny asteroidů.

V roce 1918 si japonský astronom Kiyotsugu Hirayama všiml, že oběžné dráhy některých asteroidů mají podobné parametry a tvoří rodiny nebo skupiny.

Přibližně jedna třetina asteroidů v pásu asteroidů jsou členy rodiny asteroidů. Tyto sdílejí podobné orbitální prvky, jako je hlavní poloosa, excentricita a sklon oběžné dráhy, stejně jako podobné spektrální rysy, z nichž všechny naznačují společný původ v rozpadu většího tělesa. Grafické zobrazení těchto prvků pro členy pásu asteroidů ukazuje koncentrace indikující přítomnost rodiny asteroidů. Existuje asi 20 až 30 asociací, které jsou téměř jistě rodinami asteroidů. Bylo nalezena další seskupení, která jsou méně jistá. Rodiny asteroidů lze potvrdit, když členové vykazují spektrální rysy. Menší asociace asteroidů se nazývají skupiny nebo kupy.

Některé z nejvýznamnějších rodin v pásu asteroidů (v pořadí rostoucích hlavních os) jsou rodiny Flora , Eunoma , Koronis , Eos a Themis . Rodina Flora, jedna z největších s více než 800 známými členy, mohla vzniknout při srážce před méně než 1 miliardou let. Největší asteroid, který je skutečným členem rodiny (na rozdíl od vetřelce v případě Ceres s rodinou Gefionů ) je 4 Vesta. Předpokládá se, že rodina Vesta vznikla v důsledku nárazu na Vesta, který vytvořil kráter. Stejně tak meteority HEDmůže také pocházet z Vesta v důsledku této kolize.

V pásu asteroidů byly nalezeny tři výrazné pásy prachu. Ty mají podobné orbitální sklony jako rodiny asteroidů Eos, Koronis a Themis, a tak jsou možná spojeny s těmito seskupeními.

Vývoj hlavního pásu po pozdním těžkém bombardování byl velmi pravděpodobně ovlivněn průchody velkých kentaurů a transneptunických objektů (TNO). Kentauři a TNO, kteří dosáhnou vnitřní Sluneční soustavy, mohou upravovat oběžné dráhy asteroidů v hlavním pásu, i když pouze v případě, že jejich hmotnost je řádově10 −9 M pro jednotlivá setkání nebo o jeden řád méně v případě více blízkých setkání. Je však nepravděpodobné, že by Kentauři a TNO významně rozptýlili mladé rodiny asteroidů v hlavním pásu, ale mohou narušit některé staré rodiny asteroidů. Současné asteroidy hlavního pásu, které vznikly jako kentauři nebo transneptunické objekty, mohou ležet ve vnějším pásu s krátkou životností méně než 4 miliony let, s největší pravděpodobností mezi 2,8 a 3,2 AU při větších excentricitách, než je typické pro asteroid hlavního pásu.

Periferie

Na vnitřním okraji pásu (v rozmezí 1,78 až 2,0 AU, se střední hlavní poloosou 1,9 AU) je rodina malých planet Hungaria . Jmenují se podle hlavního člena, 434 Hungaria ; skupina obsahuje nejméně 52 pojmenovaných asteroidů. Skupina Hungaria je oddělena od hlavního tělesa Kirkwoodovou mezerou 4:1 a jejich oběžné dráhy mají vysoký sklon. Někteří členové patří do kategorie asteroidů procházejících Marsem a gravitační poruchy Marsu jsou pravděpodobně faktorem snižujícím celkovou populaci této skupiny.

Další skupinou s vysokým sklonem ve vnitřní části pásu asteroidů je rodina Phocaea . Ty se skládají především z asteroidů typu S, zatímco sousední rodina Hungaria zahrnuje některé typy E. Rodina Phocaea obíhá ve vzdálenosti 2,25 až 2,5 AU od Slunce.

Vnější okraj pásu asteroidů lemuje skupina Cybele , obíhající mezi 3,3 a 3,5 AU. Ty mají orbitální rezonanci 7:4 s Jupiterem. Rodina Hilda obíhá mezi 3,5 a 4,2 AU a má relativně kruhové dráhy a stabilní orbitální rezonanci 3:2 s Jupiterem. Existuje několik asteroidů za 4,2 AU až do oběžné dráhy Jupiteru. Zde lze nalézt dvě rodiny trojských asteroidů , které jsou alespoň pro objekty větší než 1 km přibližně stejně početné jako planetky v pásu asteroidů.

Nové rodiny

Některé rodiny asteroidů se z astronomického hlediska vytvořily nedávno. Hvězdokupa Karin vznikla zřejmě před 5,7 miliony let srážkou s progenitorovým asteroidem o poloměru 33 km. Rodina Veritas vznikla asi před 8,3 miliony let; důkazy zahrnují meziplanetární prach získaný z oceánských sedimentů .

Nedávno se zdá, že kupa Datura vznikla asi před 530 000 lety srážkou s asteroidem v hlavním pásu. Odhad věku je založen na pravděpodobnosti, že členové mají své současné oběžné dráhy, spíše než na jakémkoli fyzickém důkazu. Tato kupa však mohla být zdrojem nějakého zvířetníkového prachu. Další nedávné formace kup, jako je kupa Iannini ( asi před  1-5 miliony let), mohly poskytnout další zdroje tohoto prachu asteroidů.

Průzkum

Umělecký koncept kosmické lodi Dawn s Vestou a Ceres

První kosmická loď, která překonala pás asteroidů, byla Pioneer 10 , která do oblasti vstoupila 16. července 1972. V té době existovaly určité obavy, že úlomky v pásu budou pro vesmírnou loď představovat nebezpečí, ale od té doby ji bezpečně překonala. 12 kosmických lodí bez incidentu. Pioneer 11 , Voyagery 1 a 2 a Ulysses prošly pásem bez zobrazení jakýchkoli asteroidů. Galileo vyfotografoval 951 Gaspra v roce 1991 a 243 Ida v roce 1993, NEAR zobrazil 253 Mathilde v roce 1997 a přistál na 433 Eros v únoru 2001, Cassini vyfotografoval 2685 Masurskyv roce 2000, Stardust vyfotografoval 5535 Annefrank v roce 2002, New Horizons vyfotografoval 132524 APL v roce 2006, Rosetta vyfotografoval 2867 Šteins v září 2008 a 21 Lutetia v červenci 2010 a Dawn obíhal Vesta mezi 15. červencem a 15. červencem 201. Na své cestě k Jupiteru Juno překročila pás asteroidů, aniž by sbírala vědecká data. Vzhledem k nízké hustotě materiálů v pásu se nyní pravděpodobnost, že sonda narazí na asteroid, odhaduje na méně než 1 ku 1 miliardě.

Většina dosud zobrazených pásových asteroidů pochází z krátkých průletů sond směřujících k jiným cílům. Pouze mise Dawn , NEAR Shoemaker a Hayabusa studovaly asteroidy po delší dobu na oběžné dráze a na povrchu.