Пояс астероїдів

По́яс астеро́їдів — область Сонячної системи, розташована між орбітами Марса і Юпітера, яка є місцем скупчення великої кількості об'єктів різних розмірів, переважно неправильної форми, що називаються астероїдами, також у поясі астероїдів знаходиться карликова планета Церера.

Схема розташування поясу астероїдів у Сонячній системі

Сонце       Троянці Юпітера       Орбіти планет

Головний пояс       Гільди       Навколоземні об'єкти

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 і хмари Оорта.

Вислів «пояс астероїдів» увійшов до вжитку на початку 1850-х років. Перше використання цього терміну пов'язують з іменем Александра фон Гумбольдта і його книгою «Cosmos: A Sketch of a Physical Description of the Universe».

Сумарна маса головного поясу становить близько 4 % від маси Місяця. Більш ніж половину її зосереджено в чотирьох найбільших об'єктах: Церері, 2 Палладі, 4 Весті та 10 Гігеї. Їхній середній діаметр становить близько 400 км, а найбільший з них, Церера, єдина в головному поясі карликова планета, має діаметр понад 950 км і масу, яка вдвічі перевищує сумарну масу Паллади та Вести. Але більшість астероїдів, яких налічується кілька мільйонів, є значно меншими, аж до кількох десятків метрів. При цьому астероїди настільки сильно розсіяні в цій області космічного простору, що жоден космічний апарат, який через неї пролітав, не був пошкоджений.

Причина такого складу поясу астероїдів полягає в тому, що він почав формуватися безпосередньо поблизу Юпітера, гравітаційне поле якого постійно вносило значні збурення в орбіти планетозималей. Отримуваний від Юпітера надлишок орбітальної енергії призводив до жорсткіших зіткнень цих тіл між собою, що перешкоджало їх злипанню в протопланету і її подальшому укрупненню.

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

Зіткнення між астероїдами відбувалися і після цього періоду, що призводило до появи численних сімей астероїдів — груп тіл з подібними орбітами та хімічним складом, в які входить значна кількість астероїдів, а також до утворення дрібного космічного пилу, який формує зодіакальне світло.

Крім цього, гравітація Юпітера також створює області нестійких орбіт, в яких через резонанси з Юпітером практично відсутні астероїди. Астероїд, який потрапляє туди, за відносно короткий час викидається з цієї орбіти за межі Сонячної системи або поповнює популяцію астероїдів, що перетинають орбіти внутрішніх планет. Наразі астероїдів у таких областях практично не залишилося, але орбіти багатьох невеликих астероїдів продовжують повільно змінюватися під впливом інших факторів.

Головною рисою, яка характеризує окремі астероїди, є їхній спектр, за яким можна робити висновок про хімічний склад цих тіл. У головному поясі, в залежності від хімічного складу, виділені три основні спектральні класи астероїдів: вуглецеві (клас C), силікатні (клас S) і металічні або залізні (клас M). Всі ці класи астероїдів, особливо металічні, є цікавими для космічної індустрії в цілому і промислового освоєння астероїдів зокрема.

Історія вивчення астероїдів

Правило Тіціуса — Боде

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

Своєрідною передісторією початку вивчення поясу астероїдів можна вважати відкриття правила Тіціуса — Боде — залежності, яка наближено описує відстані планет від Сонця. Його суть полягає в тому, що розташування орбіт планет Сонячної системи може бути наближено описане емпіричною формулою:

де  — порядковий номер планети (при цьому для Меркурія слід задати , а не відповідає жодній відомій планеті).

Вперше воно було сформульоване й опубліковане німецьким фізиком і математиком Йоганном Тіціусом ще в 1766 році, але, попри те, що воно було справедливим для всіх шести відомих на той час планет (від Меркурія до Сатурна), правило довго не привертало уваги. Так продовжувалося до 1781-го року, доки не був відкритий Уран, велика піввісь орбіти якого точно відповідала передбаченій цією формулою. Після цього Йоганн Елерт Боде висловив припущення про можливість існування п'ятої від Сонця планети між орбітами Марса та Юпітера, яка, відповідно до цього правила, повинна була розташовуватися на відстані 2,8 а. о. і при цьому досі не була виявлена. Відкриття Церери у січні 1801 року, причому саме на вказаній відстані від Сонця, посилило довіру астрономів до правила Тіціуса — Боде, яка зберігалася аж до відкриття Нептуна.

Відкриття Церери

Першим пошуки планети між Марсом і Юпітером ще в 1787 році почав барон Франц Ксавер. Але після кількох років невдалих спостережень він зрозумів, що потребує допомоги інших астрономів, тому у вересні 1800 року зібрав групу з 24 вчених для спільних пошуків планети, створивши подобу неформального клубу під назвою «Товариство Лілієнталю». Однак найбільш відомою ця група була як «Himmelspolizei», або «небесна поліція». Найвідомішими її членами були Вільям Гершель, Шарль Мессьє і Генріх Ольберс. Вони поділили зодіакальну частину неба поблизу екліптики на 24 частини (за кількістю астрономів), надавши кожному зодіакальну область шириною 15° для пошуку планети. Завданням групи був опис координат всіх зірок в області зодіакальних сузір'їв на певний момент. В наступні ночі перевірялися координати та виділялися об'єкти, які зміщувалися на більшу відстань. Передбачуване зміщення шуканої планети повинно було становити близько 30 кутових секунд за годину, і його було легко помітити.

Незважаючи на зусилля «небесної поліції», планета була випадково виявлена людиною, яка не перебувала в клубі — італійським астрономом з університету Палермо в Сицилії Джузеппе Піацці, який спостерігав її в ніч на 1 січня 1801 року. Складаючи повний каталог зір із сузір'я Тельця, він виявив маленьку точку світла, яка рухалася на фоні зір. Наступні спостереження підтвердили, що вона є не зіркою, а новим об'єктом Сонячної системи. Спочатку Піацці прийняв її за комету, але відсутність коми наштовхнуло його на думку, що цей об'єкт може бути планетою. Вона розташовувалася на відстані 2,77 а. о. від Сонця, що майже точно відповідало передбаченням правила Тіціуса — Боде. Піацці назвав планету Церера, на честь римської богині врожаю і покровительки Сицилії.

Невдовзі після виявлення об'єкт було втрачено. Але завдяки складним обчисленням, виконаним всього за кілька годин 24-річним Карлом Гаусом за новим, розробленим ним методом (метод найменших квадратів), йому вдалося вказати місце, де шукати Цереру, і незабаром вона була знову виявлена.

Відкриття Паллади та інших астероїдів

Через п'ятнадцять місяців, 28 березня 1802 року, Генріх Ольберс відкрив другий великий об'єкт у цій же області Сонячної системи, який отримав назву Паллада. Її велика піввісь була приблизно такою ж, як у Церери, але ексцентриситет і нахил сильно відрізнялися від аналогічних параметрів Церери. Обидва відкриті тіла, на відміну від інших планет, навіть в найсильніші телескопи того часу виглядали як точки світла, розгледіти їхні диски не вдавалося, і якби не їхній швидкий рух, то їх не можна було б відрізнити від зірок. Тому 6 травня 1802 року після вивчення характеру і розміру цих двох нових об'єктів Вільям Гершель запропонував класифікувати їх як окремий клас об'єктів, названий ним «астероїди», від грец. αστεροειδής, що означає «зіркоподібний». Визначення спеціально було вибране дещо неоднозначним, щоб воно було «достатньо широким для покриття всіх відомих майбутніх відкриттів». Однак, незважаючи на зусилля Гершеля ввести цей новий термін, протягом декількох десятиліть астрономи продовжували називати нові відкриті об'єкти «планетами». Так, Церера називалася планетою аж до 1860-х років, коли вона все ж була віднесена до класу астероїдів, в якому і перебувала до 2006 року, доки разом з Плутоном і деякими іншими транснептуновими об'єктами не була переведена до карликових планет. Але зі збільшенням кількості відкритих астероїдів система їх класифікації та 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 почали називатися астероїдами.

Слід зазначити, що австрійський астроном Йозеф Літтров запропонував ще одне, набагато інформативніше найменування — «зенареїд». Утворена від грецьких імен Юпітера і Марса (Зевс і Арей), назва вказувала на розташування поясу астероїдів між орбітами цих двох планет. Однак термін спізнився: нові тіла вже були названі іншим словом, до того ж термін «зенареїд» був дещо громіздким і химерним. Тому в науку він так і не увійшов, і лише іноді зустрічається в старій німецькій астрономічній літературі.

До 1807 року було відкрито ще два об'єкти, які отримали назви Юнона і Веста. Але на цьому відкриття і скінчилися. Почалася епоха наполеонівських війн, яка стала своєрідним закінченням першого історичного етапу в історії пошуку астероїдів. Відшукати нові астероїди ніяк не вдавалося, і більшість астрономів, вирішивши, що їх більше немає, припинила дослідження. Однак Карл Людвиг Генке проявив наполегливість, в 1830 році відновивши пошук нових астероїдів, і в 1845 році виявив Астрею — перший за 38 років новий астероїд. А ще менш ніж через два роки була відкрита Геба. Після цього до пошуків долучилися й інші астрономи по всьому світу, і відкриття нових астероїдів пішло прискореними темпами — не менше одного за рік. У міру вдосконалення телескопів темпи відкриття астероїдів неперервно зростали, і вже до середини 1868 року їх налічувалося більше сотні.

Коли стало зрозуміло, що, крім Церери, приблизно на тій же відстані від Сонця розташовується багато інших менших тіл, щоб якось пояснити це з позиції правила Тіціуса — Боде, була висунута гіпотеза про планету, яка раніше розташовувалася на цій орбіті^[en], гіпотетичну планету Фаетон, яка на ранніх етапах формування Сонячної системи зруйнувалася так, що її уламками стали астероїди, які сформували Пояс астероїдів. Згодом ця гіпотеза була спростована, оскільки виявилося, що через гравітаційний вплив Юпітера на даній відстані від Сонця досить велике тіло утворитися просто не може.

Відомі «мисливці за астероїдами» того часу  

Джон Рассел Гайнд Аннібале де Гаспаріс Роберт Лютер Герман Гольдшмідт Жан Шакорнак

Джеймс Фергюсон Норман Поґсон Ернст Темпель Джеймс Вотсон Христіан Петерс

Альфонс Бореллі Йоганн Паліза Поль і Проспер Анрі^[en] Огюст Шарлуа Жером Коджа

З відкриттям Нептуна в 1846 році правило Тіціуса — Боде було повністю дискредитованим в очах вчених, оскільки велика піввісь даної планети сильно відрізнялася від передбаченої правилом.

Планета	i	k	Радіус орбіти (а. о.)
			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 серед. 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
Ерида	8	256	77,2	67,7

Новий етап у вивченні астероїдів почався з застосуванням у 1891 році Максом Вольфом методу астрофотографії для пошуку нових астероїдів. Він полягав у тому, що на фотографіях з довгим періодом експонування астероїди залишали короткі світлі лінії, в той час як зорі залишалися точками завдяки тому, що телескоп повертається вслід за обертанням небесної сфери. Цей метод значно прискорив виявлення нових астероїдів у порівнянні з методами візуального спостереження, які використовувалися раніше: Макс Вольф сам виявив 248 астероїдів, починаючи з астероїда 323 Брюсія, в той час як до нього за кілька десятиліть їх було виявлено трохи більше 300.

Перша тисяча астероїдів була виявлена вже до жовтня 1921 року, 10 000 до 1981, до 2000 року кількість відкритих астероїдів перевищила 100 000, а станом на 6 вересня 2011 року кількість нумерованих астероїдів становила вже 285 075.

До 40-х років XX століття каталоги астероїдів із зазначенням їх орбіт містили близько півтори тисячі об'єктів. Використовуючи методи небесної механіки, теоретично можна повернути події назад, зібрати астероїди разом і визначити приблизну орбіту батьківської планети. Таку роботу зробив московський астроном А. Н. Чибісов. Його висновок однозначний: виходячи з сучасних даних про рух астероїдів, неможливо визначити ні область, де розірвалася планета, ні орбіту, якою вона рухалася до вибуху. Азербайджанський вчений Г. Г.Ф. Султанов підійшов до цього питання з іншого боку. Він розрахував, як мають розподілитися у просторі уламки під час розриву планети. Отримані дані порівняв із існуючим розподілом астероїдів.

Аргументом також слугувала мала сумарна маса астероїдів, і практична неможливість формування великого об'єкта типу планети в області Сонячної системи, що відчуває сильні гравітаційні збурення від Юпітера. Порівняння теоретичних розподілів уламків по великій півосі орбіт, величині константи інтеграла Якобі^[en], значення моменту імпульсу щодо перпендикуляра до площини орбіти Юпітера з аналогічними розподілами для малих планет дозволило показати, що походження астероїдів внаслідок розпаду однієї гіпотетичної планети вкрай маловірогідне.

Таким чином, Головний пояс астероїдів є не зруйнованою планетою, а планетою, яка так і не змогла сформуватися через гравітаційний вплив Юпітера і, меншою мірою, інших планет-гігантів.

Але цим Г. Ф. Султанов не обмежився. Виконується новий ретельний аналіз, але на основі іншого припущення, що колись на місці астероїдів рухалася не одна планета, а кілька первинних великих тіл. З обмеженої задача трьох тіл " Сонце – Юпітер – первинне тіло " , вдалося з'ясувати, які з елементів орбіт у процесі еволюції залишаються майже незмінними, стійкими. Потім було проведено статистичні підрахунки розподілу астероїдів за цими елементами. Як виявилося, астероїди поділяються на 12 груп-родин астероїдів, у яких значення стійких елементів близькі один до одного. Це свідчило про спільність походження астероїдів кожної групи. Справді, оскільки виявлені стійкі елементи орбіт астероїдів майже змінюються з допомогою тяжіння Юпітера, то елементи мали приблизно те саме значення, як і тепер, й у ті далекі часи, коли астероїдне кільце тільки зароджувалося. Очевидно, кожне сімейство астероїдів походить із одного первинного тіла.

Залишилося невирішеним питання про походження первинних тіл ..

Відомо, що пояс астероїдів містить набагато більшу їх кількість, ніж відомо зараз (усе залежить від того, наскільки малі тіла можна називати астероїдами). Однак, оскільки сучасні системи пошуку нових астероїдів дозволяють виявляти їх цілком автоматично практично без участі людини, більшість вчених не займається їх пошуком, називаючи астероїди «космічним сміттям», яке зосталося після формування Сонячної системи. Наразі велика увага приділяється лише астероїдам, потенційно небезпечним для Землі. Вони називаються астероїдами, які зближуються із Землею, і входять в групу навколоземних об'єктів, до яких також належать деякі комети та метеороїди.

Дослідження

Політ космічного апарату Dawn до астероїдів 4 Веста (зліва) і Церера (справа)

Першим космічним апаратом, що пролетів через пояс астероїдів, став «Піонер-10», який долетів до області головного поясу 16 липня 1972 року. В той час ще існувала занепокоєність з приводу можливості зіткнення апарату з одним із невеликих астероїдів, однак з того часу на шляху до зовнішніх планет через пояс астероїдів без усіляких інцидентів пролетіло вже 9 космічних апаратів.

Апарати «Піонер-11», «Вояджер-1» і «Вояджер-2», а також зонд «Улісс» пролітали через пояс без запланованих чи випадкових зближень з астероїдами. Апарат «Галілео» став першим космічним апаратом, який зробив знімки астероїдів. Першими сфотографованими об'єктами стали астероїд 951 Гаспра в 1991 році та астероїд 243 Іда в 1993 році. Після цього в НАСА була прийнята програма, згідно з якою будь-який апарат, який пролітає через пояс астероїдів, повинен, якщо є така можливість, пролетіти повз який-небудь астероїд. В наступні роки космічними зондами та апаратами були отримані зображення ряду малих об'єктів, таких як 253 Матільда в 1997 році з апарату NEAR Shoemaker, 2685 Мазурський у 2000 році з «Кассіні»^[ru], 5535 Аннафранк у 2002 році з «Стардаст», 132524 APL в 2006 з зонда «Нові горизонти», 2867 Штейнс у 2008 році та 21 Лютеція у 2010 році з «Розетти».

Більшість зображень астероїдів головного поясу, переданих космічними апаратами, отримані в результаті короткого прольоту зондів поблизу астероїдів на шляху до основної цілі місії. Для детального вивчення астероїдів відправляли лише два апарати: NEAR Shoemaker, який досліджував 433 Ерос і Матільду, а також «Хаябуса», головною метою якого було вивчення 25143 Ітокава. Апарат протягом тривалого часу вивчав поверхню астероїда і навіть, вперше в історії, доставив частинки ґрунту з його поверхні.

27 вересня 2007 року до найбільших астероїдів Вести та Церери було відправлено автоматичну міжпланетну станцію Dawn. Апарат досягнув Вести 16 липня 2011 року і вийшов на її орбіту. Після вивчення астероїда протягом пів року він вирушив до Церери, якої досягнув у 2015 році. Якщо зонд буде продовжувати працювати й після вивчення цих двох астероїдів, то можливе розширення його місії для дослідження Паллади.

Походження

Діаграма розподілу астероїдів головного поясу в залежності від нахилу орбіти і розміру великої півосі. Червоний — центральні області, блакитний — периферія

Формування

Дослідники космосу висловлювали різні припущення про причини великої концентрації астероїдів у порівняно вузькому просторі міжпланетного середовища між орбітами Марса і Юпітера.

Найбільшу популярність серед панівних у XIX столітті гіпотез про походження тіл поясу астероїдів отримала гіпотеза, висунута в 1802 році, невдовзі після виявлення Паллади, німецьким вченим Генріхом Ольберсом. Він припустив, що Церера і Паллада можуть бути фрагментами гіпотетичної планети Фаетон, яка колись існувала між орбітами Марса і Юпітера і була зруйнована в результаті зіткнення з кометою багато мільйонів років тому.

Однак наступні дослідження спростовують цю гіпотезу. Аргументами проти є дуже велика кількість енергії, яка необхідна для того, щоб зруйнувати цілу планету, вкрай мала сумарна маса всіх астероїдів головного поясу, яка складає лише 4 % маси Місяця, і практична неможливість формування великого об'єкта типу планети в області Сонячної системи, яка зазнає сильних гравітаційних збурень від Юпітера. Суттєві відмінності хімічного складу астероїдів також виключають можливість їх походження з одного тіла. Скоріш за все, пояс астероїдів є не зруйнованою планетою, а планетою, яка так і не змогла сформуватися через гравітаційний вплив Юпітера і, меншою мірою, інших планет-гігантів.

Протопланетний диск навколо зорі в уяві художника

В цілому формування планет і астероїдів Сонячної системи близьке до опису цього процесу в небулярній гіпотезі, згідно з якою 4,5 млрд років тому хмари міжзоряного газу і пилу під дією гравітації утворили протопланетний диск, який обертався, і в якому відбувалися ущільнення і конденсація речовини диска. Протягом перших кількох мільйонів років історії Сонячної системи, внаслідок турбулентних та інших нестаціонарних явищ, в результаті злипання при взаємних зіткненнях дрібних частинок замерзлого газу і пилу виникали згустки речовини. Цей процес отримав назву акреції. Взаємні непружні зіткнення, разом зі зростаючою в міру збільшення їхніх розмірів та маси гравітаційною взаємодією, викликали збільшення швидкості росту згустків. Потім згустки речовини притягували навколишні пил і газ, а також інші згустки, об'єднуючись в планетозималі, з яких згодом утворилися планети.

Зі збільшенням відстані від Сонця зменшувалася середня температура газопилової речовини, і, відповідно, змінювався її загальний хімічний склад. Кільцева зона протопланетного диска, з якого згодом сформувався головний пояс астероїдів, опинилася поблизу межі конденсації летких сполук, зокрема, водяної пари. Саме це і є причиною утворення в цьому місці поясу астероїдів замість повноцінної планети. Близькість цієї границі призвела до випереджуючого зростання зародку Юпітера, який розташовувався поряд і став центром акумуляції Гідрогену, Азоту, Карбону та їхніх сполук, які покидали більш розігріту центральну частину Сонячної системи.

Потужні гравітаційні збурення з боку зародку Юпітера, який швидко зростав, перешкоджали утворенню в поясі астероїдів достатньо великого протопланетного тіла. Процес акумуляції речовини там зупинився в той момент, коли встигли сформуватися лише декілька десятків планетозималей допланетного розміру (близько 500—1000 км), які потім почали дробитися при зіткненнях, внаслідок швидкого зростання їхніх відносних швидкостей (від 0,1 до 5 км/с). Причина їхнього зростання полягає в орбітальних резонансах, а саме, в так званих проміжках Кірквуда, які відповідають орбітам, 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 найчастіше і його гравітаційний вплив є максимальним, тому астероїди там практично відсутні. Між орбітами Марса і Юпітера розташовується декілька зон таких резонансів, більш-менш сильних. На певному етапі свого формування Юпітер почав мігрувати у внутрішню частину Сонячної системи, в результаті ці резонанси пройшли по всьому поясу, вносячи збурення в орбіти астероїдів та збільшуючи швидкість їхнього руху.

При цьому протоастероїди зазнавали численних зіткнень, і не лише між собою, але і з тілами, які вторгалися у пояс астероїдів із зон Юпітера, Сатурна і більш далекої периферії Сонячної системи. До цього поступове зростання батьківських тіл астероїдів було можливий завдяки їхнім невеликим відносним швидкостям (до 0,5 км/с), коли зіткнення об'єктів закінчувалися її об'єднанням, а не дробленням. Збільшення ж потоку тіл, які вкидалися в пояс астероїдів Юпітером і Сатурном, призвело до того, що відносні швидкості батьківських тіл астероїдів значно зросли (до 3—5 км/с) і стали хаотичнішими, що зробило процес подальшого збільшення тіл неможливим.

Процес акумуляції батьківських тіл астероїдів змінився процесом їх фрагментації при взаємних зіткненнях, і можливість формування великої планети на даній відстані від Сонця назавжди зникла.

Вважається, що в результаті гравітаційних збурень більша частина матеріалу головного поясу була розсіяна протягом перших двох мільйонів років з моменту його утворення, залишивши менш ніж 0,1 % речовини від початкової маси, якої, згідно з результатами комп'ютерного моделювання, могло б вистачити для утворення планети з масою Землі. 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.

Еволюція

З моменту утворення з первинної туманності більшість астероїдів зазнало значних змін, причиною яких були значне нагрівання протягом перших кількох мільйонів років після їх утворення, дифференциація надр у крупних планетозималях і дроблення останніх на окремі дрібніші фрагменти, плавлення поверхні в результаті ударів мікрометеоритів і вплив процесів космічного вивітрювання, які відбувалися під дією сонячної радіації протягом усієї історії Сонячної системи. Незважаючи на це, багато вчених продовжують вважати їх залишками планетозималей і сподіваються знайти в них первинну речовину, з якої складалася газопилова хмара і яка могла зберегтися всередині астероїдів, інші вважають, що з моменту утворення астероїди зазнали занадто серйозних змін.

При цьому область газопилової хмари, з якої утворилися астероїди, внаслідок свого доволі специфічного розташування, виявилася вельми неоднорідною за складом, в залежності від відстані до Сонця: з віддаленням від Сонця (в області від 2,0 до 3,5 а. о.) відносний вміст в ній найпростіших силікатних сполук різко зменшувався, а вміст легких летких сполук, зокрема, води, навпаки, зростав. При цьому багато батьківських тіл сучасних астероїдів перебували в частково або повністю розплавленому стані. Принаймні ті з них, які містити високий відсоток силікатних сполук і перебували ближче до Сонця, вже були розігрітими та зазнали гравітаційної диференціації надр (розшарування речовини на більш щільну і менше щільну), а деякі з них і взагалі могли пережити періоди активного вулканізму та сформувати океани магми на поверхні, подібні до морів на Місяці. Джерелом розігріву могли бути або розпад радіоактивних ізотопів, або дія індукційних струмів, наведених в речовині цих тіл потужними потоками заряджених частинок з молодого та активного Сонця.

Батьківськими тілами астероїдів (протоастероїдами), які з якихось причин збереглися до наших днів, є такі найбільші астероїди, як Церера і 4 Веста. В процесі гравітаційної диференціації протоастероїдів, які зазнали нагрівання, достатнього для плавлення їхньої силікатної речовини, в них виділилися металічні ядра і легші силікатні оболонки, а в деяких випадках (наприклад, у Вести) навіть базальтова кора, як у планет земної групи. Її будова часто використовується сторонниками теорії про пояс астероїдів, як область з уламками знищеної планети.

Однак, оскільки речовина в зоні астероїдів містила значну кількість летких сполук, її середня температура плавлення була відносно низькою. Як було показано з допомогою математичного моделювання і чисельних розрахунків, для такої силікатної речовини вона могла бути в діапазоні 500—1000 °C. Настільки низька температура в поєднанні з невеликими розмірами астероїдів забезпечила швидке остигання протоастероїдів, в результаті, згідно з розрахунками, період розплавлення цих тіл міг тривати не більше, ніж декілька мільйонів років.

Вивчення кристалів цирконію, знайдених у серпні 2007 року в антарктичних метеоритах, які, ймовірно, походять з Вести, бо в них сходяться більшість даних, які теоретично прогнозовані на ній, підтверджує, що її речовина перебувала в розплавленому стані зовсім недовго за геологічними мірками.

Міграція Юпітера у внутрішню частину Сонячної системи, яка почалася майже одночасно з цими процесами та, як наслідок, орбітальні резонанси, які пройшлись по поясу астероїдів, призвели до того, що тільки що сформовані протоастероїди, які пройшли диференціацію надр, почали сходити з орбіт і зіштовхуватися між собою. При відносних швидкостях близько декількох кілометрів за секунду зіткнення тіл, які складалися з кількох силікатних оболонок з різною механічною міцністю (чим більше у твердій речовині міститься металів, тим вона міцніша), призводили до «здирання» і дроблення до дрібних фрагментів, у першу чергу, найменш міцних зовнішніх силікатних оболонок, що призвело до появи великої кількості нових астероїдів, але значно менших розмірів.

Однак надовго ці фрагменти, як, зрештою, і більші тіла, в головному поясі не затримувалися, а були розсіяні та здебільшого викинуті за межі головного поясу. Про це свідчать розрахунки вчених, згідно яких щільність небесних тіл в поясі астероїдів має бути як мінімум в кілька разів більшою. Основним механізмом подібного розсіювання міг бути орбітальний резонанс із Юпітером. Резонанси 4:1 і 2:1 на відстанях 2,06 і 3,27 а. о. можна вважати, відповідно, внутрішньою і зовнішньою границями головного поясу, за межами яких кількість астероїдів різко падає. Ця особливість також використовується сторонниками колишнього існування планети Фаетон, аргументуючи обмежену область поясу астероїдів колишньою орбітою планети.

Орбіти астероїдів, які потрапляють в область резонансу, стають вкрай нестабільними, тому астероїди в достатньо короткий термін викидаються з цих орбіт і переходять на стабільніші або взагалі покидають Сонячну систему. Більшість астероїдів, які потрапили на ці орбіти, були розсіяні або Марсом, або Юпітером.

Астероїди сім'ї Угорщини^[en], які розташовуються всередині резонансу 4:1, і сім'ї Кібели^[en] на зовнішній границі поясу захищені від розсіювання високим нахилом орбіти.

Однак, як показує чисельне моделювання зіткнень силікатних тіл астероїдних розмірів, багато з існуючих сьогодні астероїдів після взаємних зіткнень могли реакумулювати, тобто об'єднатися з фрагментів, які залишилися, і тим самим бути не монолітними тілами, а рухомими купами щебеню.

Подібні зіткнення також могли призвести до утворення у ряду астероїдів гравітаційно пов'язаних з ними невеликих супутників. Ця гіпотеза, хоча і викликала гарячі дискусії серед вчених в минулому, була підтверджена, зокрема, спостереженнями за специфічною зміною блиску астероїдів, а потім і напряму, на прикладі астероїда 243 Іда. З допомогою космічного апарату «Галілео» 28 серпня 1993 року вдалося отримати зображення цього астероїда разом з його супутником (який пізніше назвали Дактилем). Розмір Іди 58 × 23 км, Дактиля — 1,5 км, відстань між ними 85 км.

Коли міграція Юпітера припинилася, це не тільки дало можливість Землі стабілізувати клімат, але і орбіти астероїдів стабілізувалися, кількість зіткнень між астероїдами різко зменшилася, в результаті протягом більшої частини історії головного поясу розподіл розмірів астероїдів в ньому залишався відносно стабільним.

Цікаво, що коли пояс астероїдів лише почав формуватися, на відстані 2,7 а. о. 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 високим вмістом льоду на поверхні.

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

Орбіти й обертання

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

Астероїди рухаються по орбітах навколо Сонця в тому ж напрямку, що і планети. Залежно від величини великої півосі, їх період обертання коливається від 3,5 до 6 років. Більшість астероїдів, як видно з діаграми справа, 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 Гідальго і вище. Нахил орбіти типового астероїда не перевищує 30°, хоча тут також 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.

Область простору, яка розташовується між двома орбітальними резонансами 4:1 і 2:1, що відповідає орбітальним відстаням 2,06 і 3,27 а. о., іноді називається ядром поясу астероїдів і містить до 93,4 % усіх нумерованих астероїдів. Вона включає в себе астероїди з ексцентриситетом не більше 0,33 і нахилом менше ніж 20°, великі півосі яких лежать у вказаних вище межах.

Поверхня більшості астероїдів діаметром понад 100 м, ймовірно, покрита товстим шаром роздробленої породи та пилу, які утворилися при падінні метеоритів чи зібрані в процесі руху по орбіті. Вимірювання періодів обертання астероїдів навколо власної осі показали, що існує верхня межа швидкостей обертання для відносно великих астероїдів діаметром понад 100 м, яка становить 2,2 години. В астероїдах, які обертаються швидше, сили інерції, що виникають в результаті обертання, починають перевищувати силу тяжіння, через що ніщо не може утриматися на поверхні такого астероїда. Увесь пил і щебінь, які утворюються на його поверхні при падінні метеоритів, одразу ж викидаються в навколишній простір. Однак астероїд, який є твердим суцільним тілом, а не просто «купою каміння», через існування сил зчеплення, які діють всередині нього, в принципі, може обертатися і з більшою швидкістю.

Вплив ефекту Ярковського

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

Хоча орбітальні резонанси з Юпітером є найпотужнішим і найефективнішим способом зміни орбіт астероїдів, існують і інші механізми зміщення астероїдів з їхніх початкових орбіт. Одним з таких механізмів є ефект Ярковського.

Він був передбачений російським вченим XIX століття І. О. Ярковським 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 ним світла. А нерівномірність теплового випромінювання нагрітої та охолодженої сторін призводить до створення слабкого реактивного імпульсу, значення якого достатньо для повільної зміни великої півосі орбіт невеликих маломасивних астероїдів.

При цьому прямі сонячні промені не здатні змінити орбіту астероїда, оскільки вони діють по тій же осі, що і гравітаційне притягання Сонця. Ключова ідея полягає в тому, що астероїд має різний розподіл температур на поверхні, а отже і різну інтенсивність інфрачервоного випромінювання. Чим сильніше нагріте тіло (вечірня сторона тіла), тим більше тепла випромінює поверхня і тим сильнішим є створюваний реактивний імпульс, з іншого боку, чим холодніша поверхня (ранкова сторона тіла), тим менша інтенсивність інфрачервоного випромінювання і тим слабший створюваний реактивний імпульс. Саме в цьому і полягає механізм зміни орбіти: з нагрітої сторони на тіло діє великий реактивний імпульс, а імпульс з холодної сторони занадто малий, щоб його скомпенсувати, за рахунок цього, в залежності від напрямку обертання астероїда, відбувається сповільнення чи прискорення його руху по орбіті, а зміна швидкості викликає віддалення чи наближення тіла до Сонця.

Однак дія даного ефекту не обмежується лише зміною орбіти. З врахуванням впливу деяких нових параметрів, таких як альбедо і форма астероїда, цей ефект також може викликати зміну швидкості обертання астероїда не лише по орбіті, але й навколо власної осі, а також впливати на кут її нахилу і прецесії. Цей уточнений варіант ефекту Ярковського отримав назву YORP-ефект, яка є абревіатурою перших літер прізвищ вчених, які здійснили 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 центра мас, під дією реактивного імпульсу виникає крутильний момент, який викликає зміну кутової швидкості обертання астероїда.

Проміжки Кірквуда

Цей графік показує розподіл астероїдів у центральній частині головного поясу в залежності від великої півосі орбіти. Чорні стрілки вказують на проміжки Кірквуда, де орбітальний резонанс з Юпітером дестабілізує орбіти астероїдів

Величина великої півосі астероїда використовується для опису величини його орбіти навколо Сонця і, поряд з ексцентриситетом, визначає орбітальний період астероїда. В 1866 році американський астроном Деніел Кірквуд висловив припущення про існування в поясі астероїдів порожніх областей, де вони майже повністю відсутні. Період обертання астероїдів у цих областях, які отримали назву «проміжків Кірквуда», перебуває в простому цілочисельному співвідношенні з орбітальним періодом Юпітера, що призводить до регулярних зближень 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, втраті стійкості орбіти та, зрештою, призводить до викидання астероїдів з області резонансу. Ті ж астероїди, які все ж обертаються в цих областях, або з самого початку перебували там («троянці»), 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 занадто часто, — в таких областях астероїдів хоча і помітно менше, але вони все ж зустрічаються, — і сильними (4:1, 3:1, 5:2, 2:1), коли зближення з Юпітером відбуваються дуже часто, раз у декілька років, — там астероїди вже практично відсутні. Увесь пояс астероїдів іноді умовно поділяють на три зони.

• «Зона I» (внутрішня) — розташовується на відстані від 2,06 до 2,5 а. о. і обмежена орбітальними резонансами 4:1 і 3:1
• «Зона II» (середня) — розташовується на відстані від 2,5 до 2,82 а. о. і обмежена орбітальними резонансами 3:1 і 5:2
• «Зона III» (зовнішня) — розташовується на відстані від 2,82 до 3,27 а. о. і обмежена орбітальними резонансами 5:2 і 2:1.

Головний пояс часто також поділяють на дві частини: внутрішню і зовнішню. До внутрішньої частини поясу відносяться астероїди, які розташовуються ближче до орбіти Марса до орбітального резонансу 3:1 на відстані 2,5 а. о., і до зовнішньої — астероїди, які розташовуються ближче до Юпітера, уже після цієї границі (деякі автори, втім, проводять її на відстані 3,3 а. о., що відповідає орбітальному резонансу 2:1).

На відміну від проміжків у кільцях Сатурна, проміжки в поясі астероїдів не 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 у даних областях в будь-який момент часу не сильно відрізняється від сусідніх регіонів.

Оскільки при формуванні Сонячної системи орбіта Юпітера, як і орбіти інших планет, зазнавала значних змін, а разом з планетою переміщувалися і самі області орбітальних резонансів (проміжки Кірквуда), це може пояснити, чому деякі великі астероїди все ж перебувають в області резонансів.

Сім'ї та групи астероїдів

На цій діаграмі залежності нахилу (i_p) орбіти від ексцентриситету (e_p) серед астероїдів головного поясу добре видно декілька великих астероїдних скупчень

Сім'ї астероїдів були виявлені у 1918 році японським астрономом Кійоцуґу Хіраяма, який виконав порівняльний аналіз орбіт доволі великої кількості астероїдів і першим помітив, що ці параметри подібні у деяких із них.

Наразі відомо, що майже кожен третій астероїд входить до складу якої-небудь сім'ї. Ознакою належності астероїдів до одної сім'ї є приблизно однакові орбітальні параметри, такі як велика піввісь, ексцентриситет і нахил орбіти, а також аналогічні спектральні особливості. Останні вказують на спільність походження астероїдів сім'ї, які утворилися в результаті розпаду більшого тіла. Побудова діаграми залежності нахилів орбіт астероїдів від їх ексцентриситету дозволяє наочно виділити групи астероїдів, які вказують на існування сім'ї.

Виявлено вже декілька десятків астероїдних сімей. Більшість із них невеликі як за розмірами астероїдів, так і за їх кількістю, але є і дуже великі сім'ї. Останнім часом було виявлено ще кілька десятків скупчень астероїдів, але їхній статус поки точно не визначений. Він може бути остаточно підтверджений лише у випадку спільності спектральних характеристик астероїдів. Менші асоціації астероїдів називаються групами або кластерами.

Ось декілька найбільших сімей астероїдів, наведених в порядку зростання їхніх великих півосей: сім'я Флори, сім'я Евномії, сім'я Короніди, сім'я Еос і сім'я Феміди. Сім'я Флори є однією з найбільш численних, в неї входить понад 800 астероїдів, можливо, вона сформувалася в результаті зіткнення двох великих астероїдів близько мільярда років тому. Основну масу сімей складають невеликі астероїди, але є серед них і дуже великі. Найбільшим астероїдом, який є частиною сім'ї, є астероїд 4 Веста, який очолює однойменну сім'ю. Вважається, що вона утворилася при падінні на Весту в районі її південного полюса великого метеорита, який вибив з неї велику кількість фрагментів, що стали сім'єю. Частина з них впала на Землю у вигляді HED-метеоритів.

Крім цього, у головному поясі були виявлені три смуги пилу, які, судячи з орбітальних параметрів, можуть бути приурочені до трьох сімей астероїдів: Еос, Короніди і Феміди.

Сім'ї на границях головного поясу

Ще однією цікавою сім'єю астероїдів є сім'я Угорщини^[en], яка розташована поблизу внутрішньої границі головного поясу (між 1,78 і 2,0 а. о., із середніми значеннями великих півосей 1,9 а. о.). Ця невелика сім'я з 52 астероїдів названа в честь найбільшого представника — астероїда 434 Угорщина. Астероїди сім'ї Угорщини відділені від основної маси астероїдів головного поясу проміжком Кірквуда, який відповідає одному з чотирьох сильних орбітальних резонансів 4:1, і мають значні нахили орбіт. Причому через відносно високий ексцентриситет деякі з її членів у процесі руху навколо Сонця перетинають орбіту Марса і, як наслідок, зазнають сильного гравітаційного впливу з його боку, що, ймовірно, є фактором, який знижує чисельність даної сім'ї.

Іншою групою астероїдів у внутрішній частині головного поясу, члени якої мають великий нахил орбіти, є сім'я Фокеї^[en]. Переважна більшість її представників належать до світлого спектрального класу S, в той час як більшість астероїдів сім'ї Угорщини належать до класу E. Орбіти астероїдів сім'ї Фокеї розташовані в проміжку між 2,25 і 2,5 а. о. від Сонця.

До зовнішньої границі головного поясу також належать декілька сімей астероїдів. Серед них виділяють сім'ю Кібели^[en], яка розташована в проміжку між 3,3 і 3,5 а. о. від Сонця і в слабкому орбітальному резонансі з Юпітером 7:4, а також сім'ю Гільди на орбітах між 3,5 і 4,2 а. о., яка перебуває в орбітальному резонансі з Юпітером 3:2. За межами відстані в 4,2 а. о. і аж до орбіти Юпітера також зустрічаються астероїди, але значно рідше, ніж в самому поясі. Натомість на самій орбіті Юпітера розташовуються дві дуже великі групи астероїдів, які отримали назву троянських, які приурочені до двох точок Лагранжа L4 і L5. Втім, троянські астероїди існують не лише в Юпітера, але й у більшості інших зовнішніх планет.

Молоді сім'ї

Деякі з існуючих на сьогодні сімей утворилися в астрономічному масштабі зовсім недавно. Яскравим прикладом є сім'я Каріни^[ru], яка сформувалася порівняно недавно, 5,7 млн років тому, в результаті катастрофічного зіткнення двох тіл діаметром 30 і 5 км. Інша молода група астероїдів, сім'я Верітас^[ru], утворилася 8,3 млн років тому, також в результаті зіткнення; вона включає в себе 62 астероїди, а також пиловий шлейф на орбіті.

Ще молодшим є кластер Датури, який утворився в результаті зіткнення двох невеликих астероїдів близько 450 тис. років тому, згідно з даними орбіт членів кластера. Ще одним молодим кластером, дещо старшим від попереднього, є кластер астероїда 4652 Янніні, який, ймовірно, утворився від 1 до 5 млн років тому.

Зіткнення

Відносно висока концентрація тіл у 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 у 10 млн років. При зіткненні великих астероїдів відбувається їх дроблення на окремі фрагменти, що може призвести до утворення нової сім'ї астероїдів чи кластера. Утім, якщо астероїди зближуються на порівняно невеликих швидкостях, це може призвести не до дроблення астероїдів, а, навпаки, до їх об'єднання в одне велике тіло. Саме цей процес призвів до утворення планет 4 млрд років тому. З того часу вплив цих двох процесів повністю змінив пояс астероїдів, і тепер він кардинально відрізняється від того, яким був тоді.

Можливі наслідки зіткнення в поясі астероїдів були виявлені з допомогою телескопа «Габбл», дані якого показали наявність кометної активності в астероїда 596 Шейла в період з 11 листопада по 3 грудня 2010 року. Вчені вважають, що даний астероїд зіткнувся з невідомим об'єктом діаметром порядку 35 м, на швидкості близько 5 км/с.

Пил

Дрібний пил у поясі астероїдів, який виник в результаті зіткнень астероїдів, створює явище, відоме як зодіакальне світло

Крім астероїдів, у поясі існують також шлейфи пилу, які складаються з мікрочастинок радіусом в декілька сотень мікрометрів, що утворилися в результаті зіткнень між астероїдами та їх бомбардування мікрометеоритами. Однак, у зв'язку з впливом ефекту Пойнтінга — Робертсона, цей пил під дією сонячної радіації поступово по спіралі рухається до Сонця.

Поєднання астероїдного пилу і пилу, що викидається кометами, дає явище зодіакального світла. Це слабке свічення простягається в площині екліптики у вигляді трикутника, і його можна побачити в екваторіальних районах невдовзі після заходу чи незадовго перед сходом Сонця. Розміри частинок, які його викликають, в середньому коливаються в районі 40 мкм, а час їхнього існування не перевищує 700 тис. років. Таким чином, наявність цих частинок свідчить про те, що процес їхнього утворення відбувається неперервно.

Метеорити

Уламки, які виникають при зіткненні астероїдів, можуть розлітатися по всій Сонячній системі, і деякі з них іноді зустрічаються з нашою планетою та падають на її поверхню у вигляді метеоритів. Практично всі знайдені на поверхні Землі метеорити (99,8 %), яких на сьогодні налічується близько 30 000, у свій час з'явилися в поясі астероїдів. У вересні 2007 року були опубліковані результати чесько-американського дослідження, згідно з якими, в результаті зіткнення з астероїдом 298 Баптистина іншого великого тіла у внутрішню частину Сонячної системи було викинуто значну кількість великих фрагментів, частина з яких могла мати серйозний вплив на систему Земля — Місяць. Зокрема, вважається, що саме вони можуть бути відповідальними за утворення кратера Тихо на поверхні Місяця і кратера Чиксулуб у Мексиці, утвореного при падінні метеорита, який, за деякими версіями, призвів до вимирання динозаврів 65 млн років тому. Однак, з цього питання в науковому середовищі немає єдиної думки — крім Баптистини, є й інші астероїди, уламки яких можуть бути винуватцями цієї катастрофи.

Фізичні характеристики

Порівняльні розміри Місяця і 10 перших астероїдів, розташованих в порядку відкриття. 1 — Церера, 2 — Паллада, 3 — Юнона, 4 — Веста, 5 — Астрея, 6 — Геба, 7 — Ірида, 8 — Флора, 9 — Метіда, 10 — Гігея.

Всупереч поширеній думці, відстань між об'єктами в поясі астероїдів велика. Незважаючи на те, що кількість відкритих на 2011 рік астероїдів перевищила 300 000, а всього в поясі нараховується декілька мільйонів і більше (в залежності від того, де провести нижню межу розміру) об'єктів, об'єм простору, що займається поясом астероїдів, величезний, і, як наслідок, щільність об'єктів у поясі вельми 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.

Розміри та маса

Астероїдами вважаються тіла з діаметром понад 30 м, тіла меншого розміру називають метеороїдами. Великих тіл у поясі астероїдів дуже мало, так, астероїдів з діаметром понад 100 км нараховується близько 200, ще відомо близько 1000 астероїдів з радіусом понад 15 км, а дані досліджень в інфрачервоному діапазону спектру дозволяє висловити припущення, що, крім них, у головному поясі існує ще від 700 тис. до 1,7 млн астероїдів діаметром від 1 км і більше. Зоряна величина астероїдів коливається від 11^m до 19^m і для більшості з них становить близько 16^m.

Загальна маса всіх астероїдів головного поясу приблизно дорівнює від 2,39× 10²¹ кг, що складає всього 3 % від маси Місяця або 0,06 % від маси Землі. Половина цієї маси припадає на 4 найбільших астероїди з першої десятки: Цереру, Весту, Палладу і Гігею, причому майже третина її припадає на Цереру.

Склад

Переважна більшість об'єктів у головному поясі складають астероїди трьох основних класів: темні вуглецеві астероїди класу C, світлі силікатні астероїди класу S і металічні астероїди класу M. Існують астероїди й інших, більш специфічних класів, але їхня кількість в поясі дуже незначна.

253 Матільда, типовий вуглецевий астероїд класу C

Вуглецеві астероїди класу C, названі так через великий вміст найпростіших вуглецевих сполук у їхньому складі, є найпоширенішими об'єктами у головному поясі, на них припадає 75 % усіх астероїдів, особливо велика їхня концентрація характерна для зовнішніх областей поясу. Ці астероїди мають дещо червонуватий відтінок і дуже низьке альбедо (між 0,03 і 0,0938). Оскільки вони відбивають дуже мало сонячного світла, їх важко виявити. Цілком можливо, що в поясі астероїдів є ще немало відносно великих астероїдів, які належать до цього класу, але досі не виявлених через малу яскравість. Однак ці астероїди доволі сильно випромінюють в інфрачервоному діапазоні через наявність у їхньому складі води. В цілому їхні спектри відповідають спектру речовини, з якої формувалася Сонячна система, за винятком летких елементів. За складом вони дуже близькі до вуглецевих хондритних 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 поясу, які розташовуються до відстані 2,5 а. о. від Сонця. Спектральний аналіз цих астероїдів виявив наявність у їхній поверхні різних силікатів і деяких металів (залізо і магній), але практично повну відсутність яких-небудь вуглецевих сполук. Це вказує на те, що породи за час існування цих астероїдів зазнали значних змін, можливо, у зв'язку з частковим плавленням та диференціацією. Вони мають доволі високе альбедо (між 0,10 і 0,2238) і складають 17 % від усіх астероїдів. Астероїд 3 Юнона є найбільшим представником цього класу.

Металічні астероїди класу M, багаті нікелем і залізом, складають 10 % від усіх астероїдів поясу і мають помірно велике альбедо (між 0,1 і 0,1838). Вони розташовані переважно в центральних областях поясу на відстані 2,7 а. о. від Сонця і можуть бути фрагментами металічних ядер великих планетозималей, типу Церери, які існували на початку формування Сонячної системи та зруйнованих при взаємних зіткненнях. Однак у випадку з металічними астероїдами не все так просто. В ході досліджень виявлено декілька тіл, типу астероїда 22 Калліопа, спектр яких близький до спектра астероїдів класу M, але при цьому вони мають вкрай низьку для металічних астероїдів густину. Хімічний склад подібних астероїдів на сьогодні практично невідомий, і цілком можливо, що за складом вони близькі до астероїдів класу C чи S.

4 Веста, типовий астероїд класу V

Однією з загадок астероїдного поясу є відносно рідкісні базальтові астероїди класу V. Теорія формування поясу астероїдів передбачала, що на ранній стадії в поясі астероїдів повинно було бути немало великих об'єктів розміром як Веста, в яких повинна була початися диференціація надр. Подібні об'єкти повинні були мати кору і мантію, які складалися переважно з базальтових порід. При наступному руйнуванні цих планетозималей більша частина астероїдів повинні були складатися з базальту та олівіну. Насправді ж виявилося, що 99 % базальтового матеріалу відсутні в поясі астероїдів. До 2001 року вважалося, що більшість базальтових об'єктів у поясі астероїдів є фрагментами кори Вести (звідси й назва клас V), однак детальне вивчення астероїда 1459 Маґнія дозволило виявити певні відмінності в хімічному складі відкритих раніше базальтових астероїдів, що передбачає їх роздільне походження. Цей факт отримав підтвердження у зв'язку з детальнішим вивченням у 2007 році в зовнішній частині поясу двох астероїдів різного базальтового складу: 7472 Кумакірі та 10537 1991 RY₁₆, які не мають жодного стосунку до Вести. Ці два тіла є єдиними астероїдами даного класу, виявлені у зовнішній частині головного поясу.

Альєнде — вуглецевий хондритний метеорит, який впав у Мексиці в 1969 році

Простежується доволі чітка залежність між складом астероїда і його відстанню від Сонця. Зазвичай, кам'яні астероїди, які складаються з безводних силікатів, розташовані ближче до Сонця, ніж вуглецеві глинисті астероїди, в яких часто виявляють сліди води, в основному у зв'язаному стані, але можливо, і у вигляді звичайного водяного льоду. При цьому близькі до Сонця астероїди мають значно більше альбедо, ніж астероїди в центрі та на периферії. Вважається, що це пов'язано із властивостями тієї частини протопланетного диска, з якого формувалися астероїди. У внутрішніх областях поясу вплив сонячної радіації був більш значним, що призвело до видування легких елементів, зокрема, води, на периферію. В результаті вода сконденсувалася на астероїдах зовнішньої частини поясу, а у внутрішніх областях, де астероїди прогріваються достатньо 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. о. температурний діапазон починається з 200 К (−73 °C) і нижче, а на відстані 3,2 а. о. вже зі 165 К (−108 °C). Однак для астероїдів це не зовсім справедливо, оскільки через обертання температури на його денній і нічній сторонах можуть суттєво відрізнятися.

Комети головного поясу

Серед астероїдів головного поясу існують і такі, у яких на певній відстані від Сонця помітили появу кометної активності, яка виражається в появі у них газового чи пилового хвоста, які з'являються на короткий час при проходженні тіла поблизу перигелію (Церера, 596 Шейла, (62412) 2000 SY178 та ін.). Оскільки орбіти, по яких рухаються ці комети, виключають можливість їх появи у головному поясі в результаті захоплення класичних комет, вважається, що вони утворилися в самому поясі, в зовнішній його частині. Це вказує на те, що дуже багато об'єктів зовнішнього поясу можуть містити лід, який випаровується при нагріванні Сонцем поверхні астероїда. Не виключена ймовірність того, що саме комети головного поясу були джерелом океанів на Землі, оскільки співвідношення дейтерію і водню в них занадто низьке для класичних комет.

Найбільші об'єкти поясу астероїдів

Найбільшими об'єктами поясу астероїдів є Церера, 4 Веста, 2 Паллада і 10 Гігея. Хоча вони мають багато спільних характеристик, тільки одна з них — Церера — виявилася достатньо круглою для присвоєння статусу карликової планети. Втім, трьом іншим в майбутньому, можливо, також буде присвоєно цей статус.

Об'єкт	Фото	Середній діаметр км	Середній діаметр D♁	Об'єм 10^9 км^3	Об'єм V♁	Маса × 10^21 кг	Маса M♁	Густина г/см^3	Гравітація м/с^2	Гравітація ♁	Тип об'єкта
Церера (карликова планета)^‡		950,0	0,0746	0,437	0,0004	0,95	0,000159	2,08	0,27	0,0275	Карликова планета Астероїд
2 Паллада^$		532,0	0,04175	0,078	0,00007	0,211	0,0000353	2,8	0,2	0,02	Астероїд
4 Веста^$		529,2	0,04175	0,078	0,00007	0,262	0,0000438	3,42	0,251	0,0256	Астероїд
10 Гігея^$	407,12	0,032	0,04	0,00003	0,0885	1,0× 10^-5	2,5	0,143	0,02	Астероїд

Церера

Карликова планета Церера

Церера має майже сферичну форму і діаметр близько 950 км, що становить майже третину місячного діаметра, при масі, рівній 9,43× 10²⁰ кг, що складає вже лише 1,3 % маси Місяця, але дорівнює третині маси всіх астероїдів головного поясу. Вона розташовується на відстані 2,766 а. о., що дуже близько до центра мас головного поясу, розташованому на відстані 2,8 а. о. Абсолютна зоряна величина Церери 3,32^m, що набагато більше будь-якого астероїда і може пояснюватися шаром льоду на її поверхні, але незважаючи на це, вона все одно є дуже темним тілом, і відбиває лише 5 % світла, що падає на неї.

Подібно до планет земної групи, на Церері відбулася диференціація речовини на силікатне ядро^[en], оточене крижаною мантією, і тонку вуглецеву кору. Невелика частина льоду на поверхні періодично випаровується на короткий час, утворюючи навколо неї подобу дуже розрідженої атмосфери.

Веста

Анімація обертання Вести. Видно величезний кратер поблизу південного полюса астероїда

Астероїд 4 Веста, відкритий Ольберсом в 1807 році, серед об'єктів головного поясу займає перше місце за яскравістю, друге місце за масою і третє місце за розміром. Також це єдиний астероїд, у якого був штучний супутник. Його поверхня відбиває 42 % світла, що падає на нього, що навіть більше, ніж у Землі (37 %). При середньому діаметрі в 530 км вона складає 9 % маси астероїдного поясу та обертається навколо Сонця приблизно на тій же відстані, що і Церера. Оскільки Веста утворилася за межами «снігової лінії», вона практично позбавлена води і складається з щільного металічного ядра з суміші заліза і нікелю, базальтової мантії (в основному з олівіну) і дуже тонкої, всього кілька кілометрів товщиною, кори.

Поблизу південного полюса Вести розташовується великий кратер від падіння крупного астероїда. В результаті цього зіткнення з Вести було викинуто величезну кількість фрагментів, які згодом сформували навколо неї астероїдну сім'ю, сумарна маса якої (не враховуючи маси самої Вести) становить близько 1 % маси всіх астероїдів головного поясу; а також особливий спектральний клас V з фрагментів породи, вибитих із поверхні, та клас J з породи, яка розташовувалася ближче до центра астероїда. Більша частина членів даної сім'ї розсіяна через її близькість до орбітального резонансу з Юпітером 3:1, причому частина з них впала на Землю у вигляді метеоритів.

Паллада

Астероїд 2 Паллада другий за розміром об'єкт поясу астероїдів, але якщо вважати Цереру лише карликовою планетою, то Паллада буде найбільшим астероїдом. Вона менш масивна, ніж Веста, але складає 7 % маси головного поясу. Паллада цікава тим, що, подібно до Урану, має доволі сильний нахил осі обертання, рівний 34°, в той час як у трьох інших найбільших астероїдів цей кут не перевищує 10°. Так само, як і Церера, вона належить до класу C, багатого вуглецем і кремнієм, через що має низьке альбедо, що дорівнює 12 %. Астероїд рухається по орбіті з великим ексцентриситетом, який дорівнює 0,32, через це його відстань до Сонця сильно коливається: від 2,1 а. о. до 3,4 а. о.

Гігея

Найбільший вуглецевий астероїд (75 % всіх астероїдів є вуглецевими), неправильної форми із середнім діаметром 431 км. 10 Гігея є четвертою за величиною і складає 3 % від маси головного поясу. Вона належить до вуглецевих астероїдів з альбедо 7 %, тому, незважаючи на великі розміри, з Землі її видно досить погано. Очолює однойменну сім'ю і, на відміну від трьох інших астероїдів, перебуває поблизу площини екліптики. Обертається навколо Сонця за 5,5 років.

Астероїди як джерела ресурсів

Постійне зростання споживання мінеральних ресурсів промисловістю призводить до зменшення їхніх запасів на Землі, за деякими оцінками, запаси таких ключових для промисловості елементів, як сурма, цинк, олово, срібло, свинець, індій, золото і мідь, можуть бути вичерпані вже через 50—60 років, і необхідність шукати нові джерела сировини стане очевидною.

З погляду промислового освоєння астероїди є одними з найдоступніших тіл у Сонячній системі. Через малу гравітацію посадка і зліт з їхньої поверхні потребують мінімальних витрат палива, а якщо використовувати для розробки навколоземні астероїди, то вартість доставки ресурсів з них на Землю буде низькою. Астероїди можуть бути джерелом таких цінних ресурсів, як, наприклад, вода (у вигляді льоду), з якої можна отримати кисень для дихання і водень для космічного палива, а також різні рідкісні метали та мінерали, такі як залізо, нікель, титан, кобальт і платина, і, у меншій кількості, інші елементи типу марганцю, молібдену, родію і т. п. По суті, більшість елементів, важчих від заліза, які добуваються зараз із поверхні нашої планети, є залишками астероїдів, які впали на Землю в період пізнього важкого бомбардування. Астероїди є практично невичерпними джерелами ресурсів. Так, один невеликий астероїд класу M діаметром в 1 км може містити залізо-нікелевої руди до 2 млрд тонн, що у 2—3 рази перевищує видобуток руди за 2004 рік. Промислове освоєння астероїдів призведе до зниження цін на ці ресурси^{[джерело?]} і дасть можливість активно розвиватися космічній інфраструктурі, яка необхідна для подальших досліджень космосу.

Див. також

• Список астероїдів
• Навколоземні астероїди
• Колонізація астероїдів
• Троянські астероїди
• Кентаври
• Пояс Койпера
• Султанов Гаджибек Фараджуллайович

Примітки

1. Жанлука Ранцини. Космос. Сверхновый атлас Вселенной / Перевод с итал. Г. И. Семенова. — М. : Эксмо, 2007. — ISBN 978-5-699-11424-5.(рос.)
2. Э. В. Кононович, В. И. Мороз. Общий курс астрономии. Учебник для астрономических отделений высших учебных заведений / Под ред. В. В. Иванова. — 2-е изд., исправленное. — М. : Эдиториал УРСС, 2003. — ISBN 5-354-00866-2.(рос.)
3. П. Г. Куликовский. Справочник любителя астрономии / Под ред. В. Г. Сурдина. — 5-е изд., переработанное и полностью обновлённое. — М. : Эдиториал УРСС, 2002. — ISBN 5-8360-0303-3.(рос.)
4. Mann, Robert James. (1852). A Guide to the Knowledge of the Heavens. Jarrold. с. 171, 216. 
5. Further Investigation relative to the form, the magnitude, the mass, and the orbit of the Asteroid Planets // The Edinburgh New Philosophical Journal : journal. — Edinburgh, 1857. — Vol. V. — P. 191.
6. von Humboldt, Alexander. (1850). Cosmos: A Sketch of a Physical Description of the Universe 1. Harper & Brothers, New York (NY). с. 44. ISBN 0-8018-5503-9. 
7. База даних малих космічних тіл JPL: Пояс астероїдів (англ.). 
8. Hilton, J. (2001). When Did the Asteroids Become Minor Planets?. US Naval Observatory (USNO). Архів оригіналу за 22 серпня 2011. Процитовано 1 жовтня 2007. 
9. Dawn: A Journey to the Beginning of the Solar System. Space Physics Center: UCLA. 2005. Архів оригіналу за 22 серпня 2011. Процитовано 3 листопада 2007. 
10. Hoskin, Michael. Bode's Law and the Discovery of Ceres. Churchill College, Cambridge. Архів оригіналу за 24 січня 2012. Процитовано 12 липня 2010. 
11. Call the police! The story behind the discovery of the asteroids. Astronomy Now (June 2007): 60—61. 
12. Pogge, Richard. (2006). An Introduction to Solar System Astronomy: Lecture 45: Is Pluto a Planet?. An Introduction to Solar System Astronomy. Ohio State University. Архів оригіналу за 24 січня 2012. Процитовано 11 листопада 2007. 
13. etymonline: asteroid. Архів оригіналу за 24 січня 2012. Процитовано 5 листопада 2007. 
14. DeForest, Jessica. (2000). Greek and Latin Roots. Michigan State University. Архів оригіналу за 24 січня 2012. Процитовано 25 липня 2007. 
15. Cunningham, Clifford⁹. (1984). William Hershel and the First Two Asteroids. Dance Hall Observatory, Ontario. Архів оригіналу за 24 січня 2012. Процитовано 5 листопада 2007. 
16. Карпенко Ю. А. Глава VII Астероиды // Названия звёздного неба / А. В. Суперанская. — М. : Наука, 1981. — С. 97.
17. Staff. (2002). Astronomical Serendipity. NASA JPL. Архів оригіналу за 24 січня 2012. Процитовано 20 квітня 2007. 
18. Is it a coincidence that most of the planets fall within the Titius-Bode law's boundaries?. astronomy.com. Архів оригіналу за 24 січня 2012. Процитовано 16 жовтня 2007. 
19. Hughes, David W. A Brief History of Asteroid Spotting. BBC. Архів оригіналу за 24 січня 2012. Процитовано 20 квітня 2007. 
20. Анімація: історія відкриття астероїдів 1980—2010
21. MPC Archive Statistics. IAU Minor Planet Center. Архів оригіналу за 24 січня 2012. Процитовано 29 грудня 2010. 
22. Султанов Г.Ф. К вопросу о происхождении астероидов. Изв. АН Азерб.ССР. 1953, №7. Султанов Г.Ф. Теоретическое распределение элементов орбит осколковгипотетической планеты Ольберса. Сообщ.ГАИШ. 1953, № 88 – 89. Султанов Г.Ф. Распределение вторичных осколков гипотетической планеты по величине элементов их орбит. Труды сектора астрофиз. АН Азерб. ССР. 1959, №1. Султанов Г.Ф. Эмпирическое распределение астероидов. Труды сектора астрофиз. АН Азерб. ССР. 1959, №1
23. Barucci, M. A.; Fulchignoni, M.; and Rossi, A. (2007). Rosetta Asteroid Targets: 2867 Steins and 21 Lutetia. Space Science Reviews 128 (1—4): 67—78. doi:10.1007/s11214-006-9029-6. 
24. Near Earth Asteroid Rendezvous official site. Frequently asked questions. Архів оригіналу за 2 лютого 2012. Процитовано 17 листопада 2008.  (англ.)
25. Японский зонд вернулся на Землю после миссии к астероиду. Lenta.ru. 13 червня 2010. Архів оригіналу за 25 серпня 2011. Процитовано 14 серпня 2010. 
26. Dawn mission. jpl.nasa.gov (англ.). Архів оригіналу за 24 січня 2012. Процитовано 20 жовтня 2007. 
27. ЭТОЙ ВЕРСИИ ПРО МАРС ТЫ ЕЩЁ НЕ СЛЫШАЛ! (uk-UA). Процитовано 5 травня 2023. 
28. Masetti, M.; and Mukai, K. (1 грудня 2005). Origin of the Asteroid Belt. NASA Goddard Spaceflight Center. Архів оригіналу за 24 січня 2012. Процитовано 25 квітня 2007. 
29. Watanabe, Susan (20 липня 2001). Mysteries of the Solar Nebula. NASA. Архів оригіналу за 24 січня 2012. Процитовано 2 квітня 2007. 
30. Лин, Дуглас. Происхождение планет. «В мире науки» № 8, 2008. Архів оригіналу за 24 січня 2012. Процитовано 2 квітня 2007. 
31. Edgar, R.; and Artymowicz, P. (2004). (PDF). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 354 (3): 769—772. Bibcode:2004MNRAS.354..769E. arXiv:astro-ph/0409017. doi:10.1111/j.1365-2966.2004.08238.x. Архів оригіналу за 21 червня 2007. Процитовано 16 квітня 2007. 
32. Petit, J.-M.; Morbidelli, A.; and Chambers, J. (2001). (PDF). Icarus 153 (2): 338—347. Bibcode:2001Icar..153..338P. doi:10.1006/icar.2001.6702. Архів оригіналу за 21 лютого 2007. Процитовано 22 березня 2007. 
33. (рос.). Архів оригіналу за 18 жовтня 2011. Процитовано 25 жовтня 2011. 
34. Scott, E. R. D. (March 13—17, 2006). Constraints on Jupiter's Age and Formation Mechanism and the Nebula Lifetime from Chondrites and Asteroids. Proceedings 37th Annual Lunar and Planetary Science Conference. League City, Texas: Lunar and Planetary Society. Процитовано 16 квітня 2007. 
35. В.В.Бусарев (23 марта 2010). Астероиды (SolarSystem/asteroids) (рос.). Архів оригіналу за 24 січня 2012. Процитовано 25 жовтня 2011. 
36. Clark, B. E.; Hapke, B.; Pieters, C.; and Britt, D. (2002). Asteroid Space Weathering and Regolith Evolution. University of Arizona. Архів оригіналу за 24 січня 2012. Процитовано 8 листопада 2007. 
37. Gaffey, Michael J. (1996). The Spectral and Physical Properties of Metal in Meteorite Assemblages: Implications for Asteroid Surface Materials. Архів оригіналу за 24 січня 2012. Процитовано 8 листопада 2007. 
38. Keil, K. (2000). Thermal alteration of asteroids: evidence from meteorites. Planetary and Space Science. Архів оригіналу за 24 січня 2012. Процитовано 8 листопада 2007. 
39. Baragiola, R. A.; Duke, C. A.; Loeffler, M.; McFadden, L. A.; and Sheffield, J. (2003). Impact of ions and micrometeorites on mineral surfaces: Reflectance changes and production of atmospheric species in airless solar system bodies. Архів оригіналу за 24 січня 2012. Процитовано 8 листопада 2007. 
40. From Dust to Planetesimals: Workshop at Ringberg Castle Germany. 2006. Архів оригіналу за 24 січня 2012. Процитовано 8 листопада 2007. 
41. Kracher, A. (2005). Asteroid 433 Eros and partially differentiated planetesimals: bulk depletion versus surface depletion of sulfur (PDF). Ames Laboratory. Архів оригіналу за 24 січня 2012. Процитовано 8 листопада 2007. 
42. Taylor, G. J.; Keil, K.; McCoy, T.; Haack, H.; and Scott, E. R. D. (1993). Asteroid differentiation — Pyroclastic volcanism to magma oceans. Meteoritics 28 (1): 34—52. Bibcode:1993Metic..28...34T. 
43. Kelly, Karen. (2007). U of T researchers discover clues to early solar system. University of Toronto. Архів оригіналу за 24 січня 2012. Процитовано 12 липня 2010. 
44. Alfvén, H.; and Arrhenius, G. (1976). The Small Bodies. SP-345 Evolution of the Solar System. NASA. Архів оригіналу за 24 січня 2012. Процитовано 12 квітня 2007. 
45. The Hungaria group of minor planets
46. Stiles, Lori. (15 вересня 2005). Asteroids Caused the Early Inner Solar System Cataclysm. University of Arizona News. Архів оригіналу за 24 січня 2012. Процитовано 18 квітня 2007. 
47. Lecar, M.; Podolak, M.; Sasselov, D.; and Chiang, E. (2006). Infrared cirrus — New components of the extended infrared emission. The Astrophysical Journal 640 (2): 1115—1118. Bibcode:1984ApJ...278L..19L. doi:10.1086/500287. 
48. Berardelli, Phil. (23 березня 2006). Main-Belt Comets May Have Been Source Of Earths Water. Space Daily. Архів оригіналу за 24 січня 2012. Процитовано 27 жовтня 2007. 
49. Lakdawalla, Emily (28 квітня 2006). Discovery of a Whole New Type of Comet. The Planetary Society. Архів оригіналу за 24 січня 2012. Процитовано 20 квітня 2007. 
50. Williams, Gareth. Distribution of the Minor Planets. Minor Planets Center. Архів оригіналу за 24 січня 2012. Процитовано 27 жовтня 2010. 
51. This value was obtained by a simple count up of all bodies in that region using data for 120437 numbered minor planets from the Minor Planet Center orbit database. Minor Planets Center. Архів оригіналу за 24 січня 2012. Процитовано 27 жовтня 2010. 
52. Rossi, Alessandro (20 травня 2004). The mysteries of the asteroid rotation day. The Spaceguard Foundation. Архів оригіналу за 24 січня 2012. Процитовано 9 квітня 2007. 
53. Сурдин В. Г. (20 травня 2004). Эффект инженера Ярковского (рос.). StarContact. Архів оригіналу за 24 січня 2012. Процитовано 9 квітня 2007. 
54. Сурдин В. Г., В. Г. Природа: Эффект инженера Ярковского (рос.). Природа. Архів оригіналу за 24 січня 2012. Процитовано 9 квітня 2007. 
55. YORP-раскрутка: солнечные лучи вертят реактивные астероиды. Мембрана (рос.). Архів оригіналу за 24 січня 2012. Процитовано 29 жовтня 2011. 
56. Fernie, J. Donald (1999). The American Kepler. The Americal Scientist 87 (5): 398. Процитовано 4 лютого 2007. 
57. Liou, Jer-Chyi; and Malhotra, Renu (1997). Depletion of the Outer Asteroid Belt. Science 275 (5298): 375—377. PMID 8994031. doi:10.1126/science.275.5298.375. Процитовано 1 серпня 2007. 
58. Ferraz-Mello, S. (June 14—18, 1993). Kirkwood Gaps and Resonant Groups. proceedings of the 160th International Astronomical Union. Belgirate, Italy: Kluwer Academic Publishers. с. 175—188. Процитовано 28 березня 2007. 
59. Klacka, Jozef (1992). Mass distribution in the asteroid belt. Earth, Moon, and Planets 56 (1): 47—52. Bibcode:1992EM&P...56...47K. doi:10.1007/BF00054599. 
60. McBride, N.; and Hughes, D. W. (1990). The spatial density of asteroids and its variation with asteroidal mass. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 244: 513—520. Bibcode:1990MNRAS.244..513M. 
61. Hughes, David W. Finding Asteroids In Space. BBC. Архів оригіналу за 24 січня 2012. Процитовано 20 квітня 2007. 
62. Lemaitre, Anne (31 August — 4 September, 2004). Asteroid family classification from very large catalogues. Proceedings Dynamics of Populations of Planetary Systems. Belgrade, Serbia and Montenegro: Cambridge University Press. с. 135—144. Процитовано 15 квітня 2007. 
63. Lang, Kenneth R. (2003). Asteroids and meteorites. NASA's Cosmos. Архів оригіналу за 24 січня 2012. Процитовано 2 квітня 2007. 
64. Martel, Linda M. V. (9 березня 2004). Tiny Traces of a Big Asteroid Breakup. Planetary Science Research Discoveries. Архів оригіналу за 24 січня 2012. Процитовано 2 квітня 2007. 
65. Drake, Michael J. (2001). The eucrite/Vesta story. Meteoritics & Planetary Science 36 (4): 501—513. Bibcode:2001M&PS...36..501D. doi:10.1111/j.1945-5100.2001.tb01892.x. 
66. Love, S. G.; and Brownlee, D. E. (1992). The IRAS dust band contribution to the interplanetary dust complex — Evidence seen at 60 and 100 microns. Astronomical Journal 104 (6): 2236—2242. Bibcode:1992AJ....104.2236L. doi:10.1086/116399. 
67. Spratt, Christopher E. (1990). The Hungaria group of minor planets. Journal of the Royal Astronomical Society of Canada 84 (2): 123—131. Bibcode:1990JRASC..84..123S. 
68. Carvano, J. M.; Lazzaro, D.; Mothé-Diniz, T.; Angeli, C. A.; and Florczak, M. (2001). Spectroscopic Survey of the Hungaria and Phocaea Dynamical Groups. Icarus 149 (1): 173—189. Bibcode:2001Icar..149..173C. doi:10.1006/icar.2000.6512. 
69. The Trojan Page (англ.). Архів оригіналу за 24 січня 2012. Процитовано 2 квітня 2007. 
70. SwRI researchers identify asteroid breakup event in the main asteroid belt. SpaceRef.com. 12 червня 2002. Архів оригіналу за 24 січня 2012. Процитовано 15 квітня 2007. 
71. McKee, Maggie. (18 січня 2006). Eon of dust storms traced to asteroid smash. New Scientist Space. Архів оригіналу за 24 січня 2012. Процитовано 15 квітня 2007. 
72. Nesvorný, D.; Vokrouhlick, D.; and Bottke, W. F. (2006). The Breakup of a Main-Belt Asteroid 450 Thousand Years Ago. Science 312 (5779): 1490. Bibcode:2006Sci...312.1490N. PMID 16763141. doi:10.1126/science.1126175. Процитовано 15 квітня 2007. 
73. Nesvorný, D.; Bottke, W. F.; Levison, H. F.; and Dones, L. (2003). Recent Origin of the Solar System Dust Bands. The Astrophysical Journal 591 (1): 486—497. Bibcode:2003ApJ...591..486N. doi:10.1086/374807. Процитовано 15 квітня 2007. 
74. Backman, D. E. (6 березня 1998). Fluctuations in the General Zodiacal Cloud Density. Backman Report. NASA Ames Research Center. Архів оригіналу за 24 січня 2012. Процитовано 4 квітня 2007. 
75. Jewitt, David; Weaver, H.; Mutcher, M.; Larson, S.; Agarwal, J. (2011). Hubble Space Telescope Observations of Main Belt Comet (596) Scheila. ApJL 733: L4. Bibcode:2011arXiv1103.5456J. arXiv:1103.5456. doi:10.1088/2041-8205/733/1/L4. 
76. Reach, William T. (1992). Zodiacal emission. III — Dust near the asteroid belt. Astrophysical Journal 392 (1): 289—299. Bibcode:1992ApJ...392..289R. doi:10.1086/171428. 
77. Kingsley, Danny (1 травня 2003). Mysterious meteorite dust mismatch solved. ABC Science. Архів оригіналу за 9 липня 2013. Процитовано 4 квітня 2007. 
78. Meteors and Meteorites. NASA. Архів оригіналу за 24 січня 2012. Процитовано 12 липня 2010. 
79. Breakup event in the main asteroid belt likely caused dinosaur extinction 65 million years ago. Southwest Research Institute. 2007. Архів оригіналу за 24 січня 2012. Процитовано 14 жовтня 2007. 
80. Stern, Alan. (2 червня 2006). New Horizons Crosses The Asteroid Belt. Space Daily. Архів оригіналу за 24 січня 2012. Процитовано 14 квітня 2007. 
81. Рис. 1.1 // Астероидно-кометная опасность: вчера, сегодня, завтра / Под ред. Шустова Б. М., Рыхловой Л. В. — М. : Физматлит, 2010. — 384 с. — ISBN 978-5-9221-1241-3.
82. Yeomans, Donald K. JPL Small-Body Database Search Engine. NASA JPL. Архів оригіналу за 24 січня 2012. Процитовано 26 квітня 2007. 
83. Tedesco, E. F.; and Desert, F.-X. (2002). The Infrared Space Observatory Deep Asteroid Search. The Astronomical Journal 123 (4): 2070—2082. Bibcode:2002AJ....123.2070T. doi:10.1086/339482. 
84. Krasinsky, G. A.; Pitjeva, E. V.; Vasilyev, M. V.; and Yagudina, E. I. (July 2002). Hidden Mass in the Asteroid Belt. Icarus 158 (1): 98—105. Bibcode:2002Icar..158...98K. doi:10.1006/icar.2002.6837. 
85. Pitjeva, E. V. (2005). (PDF). Solar System Research 39 (3): 176. doi:10.1007/s11208-005-0033-2. Архів оригіналу за 7 вересня 2012. Процитовано 9 квітня 2016. 
86. Wiegert, P.; Balam, D.; Moss, A.; Veillet, C.; Connors, M.; and Shelton, I. (2007). Evidence for a Color Dependence in the Size Distribution of Main-Belt Asteroids (abstract). The Astronomical Journal 133 (4): 1609—1614. doi:10.1086/512128. Процитовано 6 вересня 2008. 
87. Clark, B. E. (1996). New News and the Competing Views of Asteroid Belt Geology. Lunar and Planetary Science 27: 225—226. Bibcode:1996LPI....27..225C. 
88. Margot, J. L.; and Brown, M. E. (2003). A Low-Density M-type Asteroid in the Main Belt. Science 300 (5627): 1939—1942. Bibcode:2003Sci...300.1939M. PMID 12817147. doi:10.1126/science.1085844. 
89. Mueller, M.; Harris, A. W.; Delbo, M.; and the MIRSI Team. (2005). 21 Lutetia and other M-types: Their sizes, albedos, and thermal properties from new IRTF measurements. Bulletin of the American Astronomical Society 37: 627. Bibcode:2005DPS....37.0702M. 
90. Duffard, R.; and Roig, F. (2007). Two new basaltic asteroids in the Outer Main Belt. Архів оригіналу за 24 січня 2012. Процитовано 14 жовтня 2007. 
91. Than, Ker. (2007). Strange Asteroids Baffle Scientists. space.com. Архів оригіналу за 24 січня 2012. Процитовано 14 жовтня 2007. 
92. Low, F. J.; et al. (1984). Infrared cirrus — New components of the extended infrared emission. Astrophysical Journal, Part 2 — Letters to the Editor 278: L19—L22. Bibcode:1984ApJ...278L..19L. doi:10.1086/184213. 
93. David Jewitt (18.03.2007). Interview with David Jewitt. YouTube. Процитовано 14 жовтня 2007. 
94. The Final IAU Resolution on the Definition of «Planet» Ready for Voting. IAU. 24 серпня 2006. Архів оригіналу за 24 січня 2012. Процитовано 2 березня 2007. 
95. IAU draft resolution. 2006. Архів оригіналу за 24 січня 2012. Процитовано 20 жовтня 2007. 
96. IAU 2006 General Assembly: Result of the IAU Resolution votes. Архів оригіналу за 24 січня 2012. Процитовано 29 березня 2007. 
97. Alan Chamberlin. JPL Small-Body Database Browser. Ssd.jpl.nasa.gov. Архів оригіналу за 12 лютого 2011. Процитовано 4 січня 2011. 
98. Schmidt, B. E., et al. (2008). Hubble takes a look at Pallas: Shape, size, and surface (PDF). 39th Lunar and Planetary Science Conference (Lunar and Planetary Science XXXIX). Held March 10–14, 2008, in League City, Texas. 1391: 2502. Процитовано 24 серпня 2008. 
99. Baer, James; Chesley, Steven R. (2008). (PDF). Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy (Springer Science+Business Media B.V. 2007) 100 (2008): 27–42. Bibcode:2008CeMDA,100..,27B. doi:10.1007/s10569-007-9103-8. Архів оригіналу за 24 лютого 2011. Процитовано 11 листопада 2008. 
100. Jim Baer (2008). Recent Asteroid Mass Determinations. Personal Website. Архів оригіналу за 8 липня 2013. Процитовано 3 грудня 2008. 
101. JPL Small-Body Database Browser: 10 Hygiea. Архів оригіналу за 17 січня 2010. Процитовано 7 вересня 2008. 
102. Parker, J. W.; Stern, S. A.; Thomas, P. C.; Festou, M. C.; Merline, W. J.; Young, E. F.; Binzel, R. P.; and Lebofsky, L. A. (2002). Analysis of the First Disk-resolved Images of Ceres from Ultraviolet Observations with the Hubble Space Telescope. The Astronomical Journal 123 (1): 549—557. Bibcode:2002AJ....123..549P. doi:10.1086/338093.  |accessdate= вимагає |url= (довідка)
103. Asteroid 1 Ceres. The Planetary Society. Архів оригіналу за 24 січня 2012. Процитовано 20 жовтня 2007. 
104. Key Stages in the Evolution of the Asteroid Vesta. Hubble Space Telescope news release. 1995. Архів оригіналу за 24 січня 2012. Процитовано 20 жовтня 2007. 
105. Russel, C. T.; et al. (2007). Dawn mission and operations. NASA/JPL. Архів оригіналу за 24 січня 2012. Процитовано 20 жовтня 2007. 
106. Torppa, J.; et al. (1996). Shapes and rotational properties of thirty asteroids from photometric data. Icarus 164 (2): 346—383. Bibcode:2003Icar..164..346T. doi:10.1016/S0019-1035(03)00146-5. 
107. Larson, H. P.; Feierberg, M. A.; and Lebofsky, L. A. (1983). The composition of asteroid 2 Pallas and its relation to primitive meteorites. Архів оригіналу за 24 січня 2012. Процитовано 20 жовтня 2007. 
108. Barucci, M. A.; et al. (2002). 10 Hygiea: ISO Infrared Observations (PDF). Архів оригіналу за 24 січня 2012. Процитовано 21 жовтня 2007. 
109. Ceres the Planet. orbitsimulator.com. Архів оригіналу за 24 січня 2012. Процитовано 20 жовтня 2007. 
110. D. Cohen. Earth's natural wealth: an audit [ 2011-06-07 у Wayback Machine.], NewScientist, 23 May 2007
111. University of Toronto (2009, October 19). Geologists Point To Outer Space As Source Of The Earth's Mineral Riches. ScienceDaily
112. James M. Brenan and William F. McDonough. Core formation and metal-silicate fractionation of osmium and iridium from gold [ 6 липня 2011 у Wayback Machine.]. — Nature Geoscience (18 October 2009)
113. Mining the Sky: Untold Riches from the Asteroids, Comets, and Planets / John S. Lewis (1998) ISBN 0-201-47959-1

Література

• Elkins-Tanton, Linda T. (2006). Asteroids, Meteorites, and Comets (вид. First). New York: Chelsea House. ISBN 0-8160-5195-X. 
• Blair, Edward C. (2002). Asteroids: overview, abstracts, and bibliography (англ.). Nova Publishers. ISBN 978-1590334829. 
• Britt, Daniel T.; Colsolmagno, Guy; Lebofsky, Larry (2007). Main-Belt Asteroids. Encyclopedia of the solar system (англ.). Academic Press. ISBN 978-0120885893. Процитовано 7-12-2009. 
• Kovács, József (2004). The discovery of the first minor planets. The European scientist: symposium on the era and work of Franz Xaver von Zach (1754—1832) (англ.). 24, Acta Historica Astronomiae. Harri Deutsch Verlag. ISBN 978-3817117482. 
• Lewis, John S. (2004). Meteorites and Asteroids. Physics and chemistry of the solar system (англ.). Academic Press. ISBN 978-0124467446. 
• Martínez, V. J.; Miralles, J. A.; Marco, E.; Galadí-Enríquez, D. (2005). Astronomía fundamental. Universitat de València. ISBN 978-84-370-6104-7. 
• Marvin, Ursula B. (2006). Meteorites in history: an overview from the Renaissance to the 20th century. The history of meteoritics and key meteorite collections: fireballs, falls and finds (англ.). Geological Society. ISBN 978-1862391949. 

Посилання

• Портал «Астрономія»

• Темпи відкриття астероїдів з 1980 по 2010
• Asteroids, comets, meteors 1993
• Arnett, William A. (26 лютого 2006). Asteroids. The Nine Planets. Архів оригіналу за 24 січня 2012. Процитовано 20 квітня 2007. 
• Cain, Fraser. The Asteroid Belt. Universe Today. Архів оригіналу за 24 січня 2012. Процитовано 1 квітня 2008. 
• Main Asteroid Belt. Sol Company. Архів оригіналу за 24 січня 2012. Процитовано 20 квітня 2007. 
• Munsell, Kirk (16 вересня 2005). Asteroids: Overview. NASA's Solar System Exploration. Архів оригіналу за 24 січня 2012. Процитовано 26 травня 2007. 
• Plots of and at Asteroid Dynamic Site
• Staff. (31 жовтня 2006). Asteroids. NASA. Архів оригіналу за 24 січня 2012. Процитовано 20 квітня 2007. 
• Staff. (2007). Space Topics: Asteroids and Comets. The Planetary Society. Архів оригіналу за 24 січня 2012. Процитовано 20 квітня 2007.