Википедия

Астероидтар билбауы

Ҡояш системаһының Марс һәм Юпитер орбиталары араһындағы өлкә

Астеро́идтар билбауы — Ҡояш системаһының Марс һәм Юпитер орбиталары араһында урынлашҡан өлкәһе, унда төрлө үлсәмдәге һәм ирекле формалағы астероидтар йәки бәләкәй планеталар тип йөрөтөлгән ғәйәт күп объекттар йыйылған.

Ҡояш системаһында астероидтарҙың урынлашыу схемаһы

Йыш ҡына Нептун орбитаһы артында әйләнгән Койпер билдауындағы кеүек кесе планеталарҙан, шулай уҡ һибелмә диск һәм Оорт болото яндарында йыйылған объекттарҙан һәм башҡа ошондай йыйылыу өлкәләренән айырмаһын һыҙыҡ өҫтөнә алып, был өлкәне төп астероидтар билбауы[1] йәки төп билбау тип тә атайҙар[2][3].

«Астероидтар билбауы» һүҙбәйләнеше 1850-се йылдарҙан ҡулланыла башлай[4][5]. Был термин беренсе тапҡыр ҡулланылыуын Александр фон Гумбольдт исеме һәм уның «Kosmos — Entwurf einer physischen Weltbeschreibung» китабы менән бәйләйҙәр[6].

Төп билбауҙың дөйөм массаһы яҡынса Ай массаһының 4 процентын тәшкил итә, уның яртыһынан күбеһе дүрт эре объектҡа: Церера, (4) Веста, (2) Паллада һәм (10) Гигейға тура килә. Уларҙың уртаса диаметры — 400 километрҙан ашыу, ә араларында иң ҙуры булған Церераның диаметры — 950 км-нан ашыу, һәм уның массаһы Палада һәм Вестаның дөйөм массаһынан икеләтә артығыраҡ. Әммә бер нисә миллионлап иҫәпләнгән астероидтарҙың күбеһе байтаҡҡа бәләкәй, ҡайһы берҙәренең диаметры ни бары бер нисә метр ғына тәшкил итә. Астероидтар йыһан киңлегендә шул тиклем киң арауыҡҡа таралған, шуға ла был өлкә аша осоп үткән йыһан караптарының береһе лә уларҙан зыян күрмәй.

Астероидтар билбауының ошондай составта булыуының сәбәбе: билбау Юпитерға бик яҡын арауыҡта формалаша башлай, уның гравитацион ҡыры планетезималдәр орбиталарына даими рәүештә етди йоғонто яһап тора. Юпитерҙан килгән орбиталь энегияның артығы йыш ҡына был есемдәрҙең үҙ-ара ҡаты бәрелешеп тороуҙарына килтерә, һөҙөмтәлә улар протопланета булып уҡмаша һәм артабан ҙурая алмай.

Һөҙөмтәлә күпселек планетезималдәр күп һанлы ваҡ фрагменттарға ыуала, шуларҙың күп өлөшө йә Ҡояш системаһынан сығарып ташлана (астероидтар билбауының тығыҙлығы түбән булыуы нәҡ шуның менән аңлатыла), йә булмаһа улар, ер төркөмө планеталары менән бәрелешеп һуҙыңҡы орбиталарға күсә һәм Ҡояш системаһының эске өлкәһенә эләгә; был феномен һуңғы ауыр бомбаға тотоу тигән исем ала.

Был осорҙан һуң да астероидтар араһында үҙ-ара бәрелештәр булып тора. Һөҙөмтәлә күп һанлы астероидтар ғаиләләре — орбиталары һәм химик составтары оҡшаш булған есемдәр төркөмө барлыҡҡа килә, уларға әлеге ваҡытта булған байтаҡ астероидтар инә, шулай уҡ улар ваҡ йыһан туҙанын тыуҙырыуҙа һәм зодиакаль яҡтылыҡты формалаштырыуҙа ла ҡатнаша.

Бынан тыш Юпитер гравитацияһы ла тотороҡһоҙ орбиталар өлкәләрен булдыра, унда Юпитер менән резонанс булғанға күрә астероидтар юҡ тиерлек. Ул өлкәгә эләккән астероид сағыштырмаса ҡыҫҡа ваҡытта орбитаһынан Ҡояш системаһынан ситкә сығырып ташлана йәки эске планеталарҙың орбиталарын киҫеп үтеүсе астероидтар популяцияһын тулыландыра. Хәҙерге ваҡытта был өлкәләрҙә астероидтар юҡ тип әйтерлек, ләкин күп кенә ҙур булмаған астероидтар башҡа факторҙар йоғонтоһо аҫтында әкренләп үҙгәреүен дауам итә.

Ҡайһы бер астероидтарҙы айырып торған төп һыҙаты — уларҙың есемдең химик составы тураһында фекер йөрөтөү мөмкинлеген биргән спектры. Төп билбауҙа, химик составына ҡарап, астероидтарҙың төп өс спектраль класы бүленә: углерод (C класы), силикат (s класы) һәм металл йәки тимер (M класы). Астероидтарҙың был кластары, бигерәк тә металл класы, дөйөм алғанда йыһан индустрияһы һәм астероидтарҙы сәнәғәт үҙләштереүе йәһәтенән ҡыҙыҡһыныу уята.

Астероидтарҙы өйрәнеү тарихы

үҙгәртергә

Тициус — Боде ҡағиҙәһе

үҙгәртергә
 
Итальян астрономы Джузеппе Пиацци, ул тәүҙә планета тип һаналған, аҙаҡ ике йөҙ йыл буйына ябай эре астероид тип һәм, аҙаҡ килеп, кәрлә йондоҙ статусында билдәлән Церераны аса

Планеталарҙың Ҡояштан алыҫлығын яҡынса тасуирлаған бәйлелекте (ул Тициус — Боде ҡағиҙәһе тип атала) астероидтар билбауын өйрәнә башлауҙың үҙенсәлекле тәүге бите тип атарға мөмкин. Ҡағиҙәнең асылы — Ҡояш системаһындағы планеталар орбитаһының урынлашыуын яҡынса түбәндәге эмпирик формула менән күрһәтергә була:

 ,

бында   — планетаның рәт һаны (Меркурий өсөн   тип аныҡларға була, ә   бер ниндәй танылған планетаға ла тап килмәй).

Тәүге тапҡыр был ҡәғиҙәне немец физигы һәм математигы Тициус Иоганн 1766 йылда уҡ[7][8][9] формулала сағылдыра һәм баҫтырып сығара. Үл осоҙа билдәле булған алты планета ла (Меркурийҙан башлап Сатурнға тиклем) ошо ҡағиҙәгә буйһоноуына ҡарамаҫтан, ҡағиҙә оҙаҡ ҡына ваҡыт иғтибарҙы үҙенә йәлеп итә алмай. 1781 йылда орбитаһының ҙур ярымкүсәре юғарыла күрһәтелгән формулаға теп-теүәл тап килгән Уран планетаһы асылғанға тиклем шулай дауам итә. Шунан һуң Иоганн Элерт Боде Ҡояштан ары Марс менән Юпитер орбиталары араһында бишенсе планетаның ихтималлығын фаразлай, ҡағиҙәгә ярашлы, был планета 2,8 а. е. алыҫлығында урынлашырға тейеш, шул уҡ ваҡытта ошоға тиклем уны бер кем дә күрмәгән. 1801 йылдың ғинуарында Ҡояштан нәҡ формула күрһәткән алыҫлыҡта Церераны асыу астрономдар араһында Тициус-Боде ҡағиҙәһенә ышаныуҙы арттыра, әммә тик Нептунды асҡанға тиклем генә.

Церераны асыу

үҙгәртергә

Марс һәм Юпитер араһындағы планетаны эҙләүгә беренсе булып 1787 йылда барон Франц Ксавер тотона. Ләкин бер нисә йыл уңышһыҙ күҙәтеүҙәрҙән һуң башҡа астрономдар ярҙамына мохтаж булыуын аңлай, шуға күрә 1800 йылдың сентябрендә ул, «Лилиенталь йәмғиәте» исеме аҫтында формаль булмаған клуб ойоштороп, планетаны бергәләп эҙләү өсөн 24 ғалимдан торған төркөм туплай. Әммә был төркөм «Himmelspolizei» йәки «күк полицияһы» булараҡ киң билдәлелек ала. Иң атаҡлы ағзалары — Уильям Гершель, Шарль Мессье һәм Генрих Ольберс[10]. Улар күктең эклиптика янындағы зодиакаль өлөшөн 24 өлөшкә бүлә (астрономдар һаны буйынса), планетаны эҙләү өсөн һәр зодиак өлкәһенә киңлеге 15° булған өлөштө бирә. Билдәле мәлгә зодиак йондоҙлоҡтары өлкәһендәге бөтә йондоҙҙарҙың координаталарын билдәлергә тигән шарт ҡуйыла. Артабанғы төндәрҙә координаттар тикшерелә һәм ҙурыраҡ алыҫлыҡҡа шылған объекттар билдәләнә. Эҙләгән планетаның шылыуы сәғәтенә 30 мөйөш градусына ғына тигеҙ булырға тейеш.

«Күк полицияһының» тырышып эшләүенә ҡарамаҫтан, планетаны клуб ағзаһы булмаған кеше осраҡлы рәүештә таба, — Сицилиялағы Палермо университетынан итальян астрономы Джузеппе Пиацци Церераны 1801 йылдың 1 ғинуарында төнөн күҙәтә. Буға йондоҙлоғо йондоҙҙарының тулы каталогын төҙөгәндә ул йондоҙҙар фонында хәрәкәт иткән бәләкәй генә ут нөктәһен күреп ҡала. Артабанғы күҙәтеүҙәре был ут нөктәһенең йондоҙ булмауын, ә Ҡояш системаһындағы яңы объект булыуын раҫлай. Пиацци тәүҙә уны комета тип уйлай, ләкин команың булмауы, был объекттың планета булыуы ихтимал, тигән фараз барлыҡҡа килтерә[10]. Есем Ҡояштан 2,77 а. е. алыҫлығында урынлашҡан, был һан Тициус — Боде ҡағиҙәһе фараздарына теп-теүәл тап килә. Пиацци Римдең Уңыш алиһәһе һәм Сицилияның ҡурсалаусыһы хөрмәтенә планетаны Церера тип атай.

Табылғандан һуң объект юғалтыла. Ләкин 24 йәшлек Карл Гаусстың, бер нисә сәғәт эсендә үҙе асҡан ысулды ҡулланып (иң бәләкәй квадраттар ысулы), ҡатмарлы иҫәпләүҙәре һөҙөмтәһендә ул планетаны ҡайҙан эҙләп табырға мөмкин булыуын күрһәтә. Һәм, ысынлап та, планета табыла.

Палладаны һәм башҡа астероидтарҙы асыу

үҙгәртергә

Биш ай үткәс, 1802 йылдың 28 мартында, Генрих Ольберс Ҡояш системаһының ошо уҡ өлкәһендә икенсе ҙур объектты таба, уға Паллада тигән исем бирелә. Уның ярымкүсәре яҡынса Церераныҡы кеүек үк ҙур, тик бына эксцентриситеты һәм ауышлығы, киреһенсә, Церераның был параметрҙарынан ныҡ айырыла. Иң мөһиме, яңы асылған ике есем дә башҡа планеталарҙан айырмалы рәүештә, иң көслө телескоптарҙан да ут нөктәһе кеүек кенә күренә, йәғни уларҙың дискыларын шәйләп булмай, әгәр ҙә етеҙ хәрәкәт итмәһә, уларҙы йондоҙҙарҙан айырып та булмаҫ ине. Шуға күрә 1802 йылдың 6 майында был ике яңы объекттың характерын һәм үлсәмдәрен өйрәнгәндән һуң Уильям Гершель уларҙы айырым объекттар класы тип квалификацияларға тәҡдим итә, ул был объекттарҙы «астероидтар» тип атай, грек һүҙе Αστεροειδής,- «йондоҙға оҡшаш» һүҙенән алына[11][12][13]. Әммә Гершелдең яңы термин индерергә тырышыуына ҡарамаҫтан, бер нисә тиҫтә йыл буйы астрономдар асылған был ике есемде «планета» тип атауын дауам итә[7]. Шулай итеп, Церера 1860 йылға тиклем планета тип йөрөтөлә, шунан һуң 2006 йылға тиклем Церера астероидтар класына инә, артабан Плутон һәм башҡа ҡайһы бер объекттар менән бергә кәрлә планеталар разрядына күсерелә. Әммә 1850-се йылдар башында Александр фон Гумбольдт тәҡдиме менән улар планеталар составынан сығарыла һәм астероидтар тип атала башлай.

Австрия астрономы Йозеф Литров «зенареид» тип атарға тәҡдим итә. Юпитер менән Марстың грек телендәге исемдәренән (Зевс менән Арес) алынаған атама астероидтар билбауының ике планетаһы араһында булыуына күрһәтә. Әммә фәнгә был атама инмәй ҡала, һәм ул тик иҫке немец астрономия әҙәбиәтендә генә осрай[14].

1807 йылға тиклем тағы ла ике объект табыла, һәм уларғаЮнона һәм Веста исемдәре бирелә[15]. Артабан наполеон һуғыштары башлана, һәм астероидтарҙы эҙләүҙең тәүге этабы шулай тамамлана. Күп кенә астрономдар, ғаләм киңлегендә башҡа астероидтар юҡ, тип был йүнәлештәге эҙләнеүҙәрен туҡтата. Әммә Карл Людвиг Хенке, ныҡышмалылыҡ күрһәтеп, 1830 йылда яңы астероидтарҙы эҙләүҙе дауам итә. 1845 йылда Астреяны таба — 38 йылдан һуң табыла был астероид. Ике йыл тулыр-тулмаҫтан Гебаны асалар. Был эҙләнеүҙәргә башҡа астрономдар ҙа ҡушыла. Телескоптар камиллаша барған һайын астероидтар асыу йышая, һәм 1868 йыл уртаһына уларҙың һаны йөҙҙөн артып китә.

Ҡояштан шул уҡ алыҫлыҡта, Цереранан тыш, башҡа бик күп ваҡ есемдәрҙең булыуы асыҡлана. Был күренеште Тициус-Боде ҡағиҙәһенән сығып аңлатырға тырышып, элек ошо орбитала булған планета тураһындағы гипотеза барлыҡҡа килә, бында Ҡояш системаһы формалашыуының иртә этаптарында тарҡалған гипотетик Фаэтон планетаһы тураһында һүҙ бара, уның ярсыҡтары артабан астероидтар билбауын хасил итә, тигән фекер әйтелә. Һуңынан был фараз кире ҡағыла, сөнки асыҡланыуынса, Юпитерҙең гравитация йоғонтоһо көслө булыу сәбәпле, Ҡояштан шул тиклем алыҫлыҡта ҙур есемдең барлыҡҡа килеүе бөтөнләй мөмкин түгел икән.

1846 йылда Нептунды асҡандан һуң Тициус — Боде ҡағиҙәһенең һәр осраҡҡа ла тап килмәүе раҫлана. Нептундың ҙур ярымкүсәре ҡағиҙәгә бөтөнләй тура килмәй[16].

Планета i k Орбита радиусы ()
ҡағиҙә буйынса ғәмәлдә
Меркурий −1 0 0,4 0,39
Венера 0 1 0,7 0,72
Ер 1 2 1,0 1,00
Марс 2 4 1,6 1,52
Астероидтар билбауы 3 8 2,8 уртаса 2,2 —3,6
Юпитер 4 16 5,2 5,20
Сатурн 5 32 10,0 9,54
Уран 6 64 19,6 19,22
Нептун төшөп ҡала 30,06
Плутон 7 128 38,8 39,5
Эрида 8 256 77,2 67,7

1891 йылда Макс Вольфтың яңы астероидтарҙы эҙләү өсөн астрофотография ысулын ҡуллана башлауы астероидтарҙы өйрәнеүҙә яңы этапты башлап ебәрә[17]. Был ысул шунан ғибәрәт: фотоһүрәттәрҙе оҙаҡ нурландырып төшөргәндә астероидтар ҡыҫҡа яҡты эҙен ҡалдыра, сөнки телескоп күк көмбәҙе артынан борола, ә йондоҙҙар ут нөктәһе генә булып ҡала. Элеккеләренә ҡарағанда был ысул яңы астероидтарҙы табыуҙы күпкә тиҙләтә: Макс Вульф яңғыҙы 248 яңы астероид таба, тәүҙә ул Брюсия (323) астероидын таба, ә бит уға тиклем бер нисә тиҫтә йылда ни бары 300-ҙән ашыу ғына астероид билдәле була.

1921 йылдың октябернә мең астероид, 1981 йылға —10 000, ә 2000 йылға асылған астероидтар һаны 100 000-дән арта, 2011 йылдың 6 сентябренә билдәләнгән астероидтар һаны 285 075[18] тәшкил итә.

Астероидтар һаны, әлбиттә, байтаҡҡа күберәк. Хәҙерге заман технологиялары уларҙы бер ниндәй ауырлыҡһыҙ таба. Шуға ла астрономдар был эш менән шөғөлләнергә теләмәй, өҫтәүенә улар астероидтарҙы Ҡояш системаһы барлыҡҡа килгәндә хасил булған йыһан сүп-сары, тип атай. Хәҙерге заманда Ер планетаһына хәүеф янаған астероидтар ғына иғтибар үҙәгендә. Улар Ергә яҡынлашҡан астероидтар тип атала һәм ҡайһы бер кометалар һәм метеороидтар менән бергә Ер тирәләй әйләнеүсе объекттар иҫәбенә инә.

Тикшеренеүҙәр

үҙгәртергә
 
Dawn йыһан аппартының Веста (һулда) һәм Церера (уңда) астероидтарына (4) табан осоуы

«Пионер-10» — астероидтар билбауы аша осоп үткән тәүге йыһан аппараты. 1972 йылдың 16 тюлендә ул төп билбау өлкәләренә тиклем барып етә. Ул ваҡытта аппараттың ҙур булмаған берәй астероид менән бәрелешеүе ихтимал, тип хәүефләнәләр, әммә шул ваҡыттан алып 9 йыһан аппараты тышҡы планеталарға барыу өсөн астероид билбауы аша бер ниндәй ҡаршылыҡһыҙ осоп үтә.

«Пионер-11», «Вояджер-1» һәм «Вояджер-2» аппараттары, шулай уҡ «Улисс» зонды билбау аша астероидтарға яҡынлашмайынса үтеүгә өлгөшә."Галилео" аппараты — астероидтарҙы фотоға төшөргән тәүге йыһан аппараты. 1991 йылда Гаспра (951) беренсе булып фотоаппарат объективына эләгә, 1993 йылда (243) Ида астероидының фотоһүрәте алына. Ошо хәлдән һуң НАСА, астероидтар билбауы аша үткән һәр бер аппарат, ниндәй ҙә булһа астероид янынан үтеп, фотоға төшөрөргә тейеш, тигән ҡарар сығара. Артабанғы йылдарҙа йыһан зондтары һәм аппараттарынан 1997 йылда NEAR Shoemaker аппаратынан (253) Матильда, 2000 йылда «Кассиниҙан» (2685) Мазурский, 2002 йылда "Стардаст"тан (5535) Аннафранк, 2006 йылда «Новые горизонты» зондынан (132524) APL, 2008 йылда (2867) Штейнс 2010 йылда (21) Лютеция (икеһен дә «Розетта» төшөрөп ала) кеүек ваҡ объекттарҙың фотоһүрәттәре алына[19].

Төп билбау астероидтарының күпселек һүрәттәре зондтар миссияларының төп маҡсатына барыу өсөн астероидтар янынан үтеп барғанда ғына төшөрөп алына — астероидтарҙы ентекле өйрәнеү өсөн ни бары ике аппарат ебәрелә: NEAR Shoemaker, ул (433) Эрос һәм Матильданы өйрәнә, шулай уҡ «Хаябус», уның төп маҡсаты — (25143) Итокаваны өйрәнеү. Аппарат оҙайлы ваҡыт дауамында астероидтың өҫтөн өйрәнә, тарихта тәүге тапҡыр астероид өҫтөдәге тупраҡ бөртөктәрен алып ҡайта.

2007 йылдың 27 сентябрендә иң ҙур астероидтар булған Веста һәм Церераға Dawn планета-ара автоматик станцияһы ебәрелә. Аппарат 2011 йылдың 16 июленән 2012 йылдың 12 сентябренә тикғлем Веста орбитаһы буйлап әйләнә, шунан һуң Церераға йүнәлә һәм 2015 йылдың 6 мартында уның орбитаһына сыға. 2016 йылда төп миссияһын тамамлағандан һуң аппаратты Палладаға күсерергә тәҡдим итәләр[20]. Әммә, Церераны өйрәнеүҙе дауам итергә, тигән ҡарар ҡабул ителә, был тикшеренеүҙәр, аппараттың яғыулығы бөтөү сәбәпле, 2018 йылдың ноябрендә туҡтала. Аппарат был кәрлә планетаның тотороҡло орбитаһында ҡала.

Килеп сығышы

үҙгәртергә
 
Төп билбау орбитаһының ауышлығына һәм ҙур ярымкүсәрҙең ҙурлығына бәйле астероидтарҙың таралыу диаграммаһы. Ҡыҙыл төҫ — үҙәк өлкәләр, зәңгәр төҫ — периферияһы

Формалашыуы

үҙгәртергә

Марс менән Юпитер орбиталары араһындағы сағыштырмаса тар арауыҡта астероидтарҙың күпләп тупланыуының сәбәптәре тураһында йыһан киңлектәрен тикшереүселәр төрлө фараздар әйтә.

XIX быуатта астероидтар билбауы есемдәренең барлыҡҡа килеүе тураһындағы фараздар араһында 1802 йылда Палладаны тапҡандан һуң немец ғалимы Генрих Ольберс тәҡдим иткәне ҙур популярлыҡ ала. Уның фаразы: Церера менән Паллада ҡасандыр Марс һәм Юпитер орбиталары араһында булған һәм бик күп миллион йылдар элек комета менән бәрелешеү һөҙөмтәһендә тарҡалған гипотетик планета Фаэтондың ҡалдыҡтары булыуы ихтимал[17].

Әммә һуңғы тикшеренеүҙәр был фаразды кире ҡаға. Тотош бер планетаны емереү өсөн ғәйәт ҙур энергия талап ителә, ә төп билбауҙың дөйөм массаһы Ай массаһының 4 процентына ғына тигеҙ, һәм Юпитерҙан көслө гравитацион йоғонтоһо аҫтында булған Ҡояш системаһы өлкәһендә планета кеүек ҙур объекттың формалашыуы мөмкин түгел. Астероидтарҙың химик составтарының төрлө булыуы ла уларҙың бер күк есеме ҡалдыҡтары булыуын инҡар итә[21]. Астероидтар билбауы, моғайын, Юпитерҙың көслө гравитацион йоғонтоһо һәм ниндәйҙер дәрәжәлә башҡа гигант планеталар йоғонтоһо аҫтында планета булып формалаша алмағандыр.

 
Протопланета дискының йондоҙ тирәләй әйләнеүен күрһәткән һүрәт.

Ҡояш системаһындағы планеталар һәм астероидтарҙың формалашыуы, дөйөм алғанда, небуляр гипотезала тасуирланғанға яҡын. Уға ярашлы 4,5 млрд йыл элек йондоҙ-ара газ һәм саң болоттары гравитация тәьҫире аҫтында әйләнеп торған газ-саң дискын формалаштыра, был хәрәкәт диск есемдәренең конденсацияланыуына һәм тығыҙланыуына килтерә. Ҡояш системаһының тәүге бер нисә миллион йылында, турбулент һәм башҡа стационар булмаған күренештәр, башҡа төрлө үҙ-ара бәрелештәр һөҙөмтәһендә барлыҡҡа килгән матдәләрҙән уҡмашҡан есемдәр барлыҡҡа килә. Был процесс аккреция тип атала. Һығылмалы булмаған үҙ-ара бәрелештәр, һәм гравитация йоғонтоһо аҫтында уларҙың ҙурлығы һәм күләмдәренең арта барыуы был уҡмашҡан есемдәрҙең хәрәкәтен тиҙләтә. Артабан был уҡмашҡан матдәләр, тирә-яғындағы саң һәм газды, шулай уҡ башҡа уҡмашҡан мәтдәләрҙе үҙенә тартып, планетезималдәргә берләшә, бына шуларҙан артабан планеталар барлыҡҡа килә[22][23].

Ҡояш менән аралары алыҫлашҡан һайын газ-саң матдәләренең температураһы түбәнәйә бара, һәм, әлбиттә, уларҙың дөйөм химик составы ла үҙгәрә. Протопланета дискыһының аҙаҡ төп билбауҙы барлыҡҡа килтергән түңәрәк зонаһы осоусан берләшмәләрҙең, атап әйткәндә, һыу парҙарының конденсацияланыуы сигенә яҡын урынлашҡан булып сыға. Тап бына ошо сәбәп арҡаһында ҡәҙимге планета урынына астероидтар билбауы хасил була. Был сиктең яҡын булыуы шул тирәлә урынлашҡан һәм водород, азот, углеродты, шулай уҡ уларҙың Ҡояш системаһының эҫерәк булған үҙәк өлөшөнән ситкә киткән берләшмәрен бергә туплаған Юпитер яралғыһының тиҙ арала ҙурая барыуына килтерә.

Бик тиҙ ҙурая барған Юпитер яралғыһының гравитация ҡеүәте астероидтар билбауында эре протопланета есеменең барлыҡҡа килеүенә кәртә була[24]. Планета булып өлгөрмәгән (ҙурлыҡтары 500—1000 км тирәһе) бер нисә тиҫтә планетезималдәр формалашып ҡына өлгөргән мәлдә матдәләрҙең тупланыу процесы туҡтай, артабан сағыштырмаса тиҙлектәре (0,1-ҙән алып 5 км /сәғ. тиклем) тиҙ арала артыу һөҙөмтәһендә, улар, бер-береһе менән бәрелешеп, ваҡлана[25]. Уларҙың үҫеш сәбәптәре — орбиталь резонанстарҙа, атап әйткәндә, Кирквуд ярыҡтарында .

Юпитер менән яҡынлашыу ошондай орбиталарҙа йышыраҡ була, һәм уның гравитацион йоғонтоһо ярайһы уҡ ҙур ғына, шуға ла ул арауыҡта ғәмәлдә астероидтар бөтөнләй булмай. Марс менән Юпитер орбиталары араһында ошондай бер нисә резонанс зонаһы ята. Формалаша башлауының билдәле этабында Юпитер Ҡояш системаһының эске өлөшөнә күсә башлай[26], һөҙөмтәлә был резонанстар, астероидтар орбиталарын тынғыһыҙлап һәм уларҙың хәрәкәт итеү тиҙлеген арттырып, бөтә билбау буйлап тарала. Протоастероидтар үҙ-ара ғына бәрелешеп ҡалмай, ә Юпитер, Сатурн, Ҡояш системаһының алыҫ сиктәренән билбауға килеп ингән есемдәр менән дә бәрелешә. Быға тиклем сағыштырмаса ҙур булмаған тиҙлектә (0,5 км/сәғ. тиклем) хәрәкәт иткән астероидтар өсөн үҙ-ара бәрелешеү берләшеү менән тамамланыр була. Астероидтар билбауына Юпитер менән Сатурндан килгән есем ағымы артыу сәбәпле, билбауҙағы есемдәрҙең хәрәкәт итеү тиҙлеге арта, шуға ла улар артабан ҙурая алмай башлай. Шулай итеп, Ҡояштан ошо алыҫлыҡта эре планетаның формалашыуы мөмкин булмай башлай[27].

Билбау барлыҡҡа килгәндән алып тәүге ике миллион йыл дауамында гравитацион тынғыһыҙлыҡ һөҙөмтәһендә төп билбауҙың күпселек өлөшө юғалтыла, йәғни тәүге массаның 0,1 проценттан аҙырағы ғына ҡала. Хәҙерге заман компьютер моделләштереүе, билбауҙың тәүге массаһы Ер массаһына тигеҙ булған планетаны булдырыуға етер ине, тигән һығымта яһай[25]. Бәлки, был астероидтарҙың ҡайһы берҙәре Койпер билбауында йәки Оорт болоттарының боҙ есемдәре араһында һаҡланғандыр, ләкин ҙур ғына өлөшө Ҡояш системаһынан ситкә сығарылып ташланған.

Эволюцияһы

үҙгәртергә

Беренсел томанлыҡ барлыҡҡа килгән мәлдән алып күп кенә астероидтар ярайһы уҡ ҙур үҙгәрештәр кисерә. Сәбәптәре — тәүге бер нисә миллион йылда был томанлыҡтың нығыраҡ йылытылыуы, ерҙең эре планетезималдәрҙә тупланыуы һәм планетеземалдарҙең айырым, вағыраҡ фрагменттарға тарҡалыуы, микрометеориттарҙың килеп бәрелеүе һөҙөмтәһендә был есем өҫтөнөң иреүе һәм Ҡояш системаһының бөтә тарихы дауамында ҡояш радиацияһы тәьҫире аҫтында космик елгә ашалыу процентарының йоғонтоһо[28][29][30][31]. Шуға ҡарамаҫтан, күп кенә ғалимдар уларҙы планетезималдәрҙең ҡалдыҡтары тип иҫәпләй һәм уларҙа томанлыҡ дәүеренән һаҡланып ҡалған башланғыс матдәне табырына ышана һәм ул матдә астероидтарҙың үҙәгендә һаҡланып ҡалырға тейеш тип иҫәпләй[32]. Икенселәре, барлыҡҡа килгән мәлдәренән алып астероидтар бик етди үҙгәрештәр кисергән, тигән фекер яҡлы[33].

Астероидтарҙы барлыҡҡа килтергән газ-саң болоттары өлкәһе, бик үҙенсәлекле урында урылашыуы һөҙөмтәһендә, Ҡояшҡа тиклемге алыҫлығына бәйле составы буйынса төрлө була: Ҡояштан алыҫыраҡ булғандары (2,0-дән 3,5 а. е.-ға тиклемге өлкөлө) унда ябай силикат берләшмәләре сағыштырмаса йөкмәткеһе ҡырҡа кәмей бара, ә еңел осоусан ҡушылмалар миҡдары, атап әйткәндә, һыу, киреһенсә, арта. Хәҙерге заман астероидтарының күбеһенең иң тәүге есеме өлөшлөтә йәки тотошо менән ирегән була. Күпселек өлөшө силикат берләшмәләренән торған һәм Ҡояшҡа яҡыныраҡ булған астероидтар ныҡ ҡыҙа һәм ере гравитация йоғонтоһон тоя (матдәләр, юғарыраҡ тығыҙлыҡта йәки бушағыраҡ тығыҙлыҡта булыуына ҡарап, ҡатламдарға бүленә). Ә ҡайһы берҙәре, әүҙем вулканизм дәүерен кисереп, есем өҫтөндә Айҙағы диңгеҙҙәргә оҡшаған магма океандарын хасил итеүе ихтимал. Йылытыу сығанағы булып радиоактив изотоптарҙың тарҡалыуы, йәки йәш һәм әүҙем Ҡояштан ҡеүәтле ағым булып был есем матдәһенә йүнәлтелгән зарядлы киҫәксәләрҙең индукция тогының тәьҫире тора.

Ниндәйҙер сәбәптәр арҡаһында беҙҙең көндәргә тиклем һаҡланып ҡалған Церера һәм (4) Веста кеүек эре астероидтар — иң тәүге мәлдә барлыҡҡа килгән астероидтар (протоастероидтар). Гравитацион йоғонто аҫтында булғанда һәм уларҙағы силикат матдәһен иретә алған йылытыу этабын кисергән мәлдә астероидтарҙа металл ядро һәм еңелерәк силикат көмбәҙе бүленеп сыға, ә ҡайһы бер осраҡта (мәҫәлән, Вестала) ер төркөмө планеталарындағы кеүек базальт ҡабырсыҡ барлыҡҡа килә. Әммә астероидтар зонаһындағы есемдә осоусан берләшмәләрҙең ярайһы уҡ күп булыуы сәбәпле, уның уртаса иреү температураһы сағыштырмаса бик түбән булып ҡала. Математик моделләштереү һәм һанлы иҫәпләүҙәр ярҙамында силикат матдәһе өсөн был температура 500—1000 °C диапазонында була алыуы иҫбатлана. Күләм буйынса әллә ни ҙур булмаған астероидтарҙағы температураның шулай түбән булыуы протоастероидтарҙың тиҙерәк һыуыныуына килтерә, һөҙөмтәлә, иҫәпләүҙәргә ярашлы, был есемдәрҙең иреү осоро бер нисә миллион йылдан артмаҫҡа тейеш[34]. 2007 йылдың авгусында Антарктидаға төшкән метеориттарҙа (улар Вестанан килгән тип фаразлана) табылған цирконий кристалдарын тикшереү геологик үлсәмдәр буйынса был астероидтар матдәһе бик аҙ ғына дәүерҙә ирегән торошта булыуын иҫбатлай.

Ошо процестар менән бер үк ваҡытта тиерлек Юпитерҙың Ҡояш системаһының эске өлөшөнә күсә барыуы, һәм, эҙемтә булараҡ, орбиталь резананстарҙың астероидтар билбауы буйынса шаулап үтеүе күптән түгел генә формалашҡан һәм ерҙәрен аныҡлаған протоастероидтарҙың, орбиталарынан сығып, үҙ-ара бәрелешә башлауына килтерә. Сағыштырмаса тиҙлеге секундына бер нисә саҡрым самаһы булған төрлө ныҡлыҡтағы бер нисә силикат көмбәҙенән торған есемдәрҙең үҙ-ара бәрелешеүе бәләкәйерәк фрагменттарға, иң тәүге сиратта байтаҡҡа бәләкәй яңы астероидтарҙың хасил булыуына килтерә.

Әммә был фрагменттар, хәйер, хатта эрерәк астероидтар ҙа төп билбауҙа тороп ҡалмайынса, күбеһенсә төп билбауҙан ситкә һирпелә. Был күренештең төп сәбәпсеһе — Юпитер менән орбиталь резонанстың булыуы. 2,06 һәм 3,27 а. е. алыҫлығында 4:1 һәм 2:1 резонанстарын төп билбауҙың ярашлы рәүештә эске һәм тышҡы төп бүлкәттәре сиктәренә тап килә. Резонанс өлкәһенә эләккән астероидтар орбиталары бик тотороҡһоҙ була, шуға күрә астероидтар, ҡыҫҡа ғына ваҡыт эсендә орбиталарынан сығып, тотороҡлораҡ орбитаға күсә, йәки Ҡояш системаһын бөтөнләй ташлап китә. Был орбиталарға эләккән астероидтарҙың күбеһе Марс, йә Юпитер тарафынан тарҡатыла[35]. 4:1 резонансы эсендә урынлашҡан Венгрия ғаиләһе һәм билбауҙың тышҡы сигендә урынлашҡан Кибел ғаиләһе астероидтары, орбиталары юғары ауышлыҡта урынлашыуы сәбәпле, тарҡалыуҙан ҡотолған[36].

Әйткәндәй, һанлы моделләштереү күрһәтеүенсә, әлеге ваҡытта билбауҙа булған астероидтарҙың үҙ-ара бәрелешкәндән һуң ҡалған фрагменттарҙан уҡмашыуы ла ихтимал. Шуға ла улар монолит есем түгел, ә хәрәкәт итеүсе «суйырташ өйөмө» генә.

Шундай үҙ-ара бәрелешеүҙәр һөҙөмтәһендә ҡайһы бер астероидтарҙың тирәһендә ҙур булмаған юлдаштарының хасил булыуы ихтимал. Был гипотеза ла ғалимдар араһында бәхәстәр тыуҙыра, әммә аҙаҡ был фараз (243) Ида астероиды миҫалында раҫлана. 1993 йылдың 28 авгусында «Галилео» йыһан аппараты ярҙамында юлдашы булған (аҙаҡ уны Дактиль тип атайҙар) был астероидтың фотоһүрәте алына. Иданың үлсәмдәре: 58 × 23 км, ә Дактилдеке — 1,5 км, улар араһындағы алыҫлыҡ 85 км.

Юпитерҙың Ҡояш системаһының эске өлөшөнә күсә барыуы туҡталғас, астероидтар араһында үҙ-ара бәрелешеү ҙә ҡырҡа кәмей, һөҙөмтәлә төп билбауҙа астероидтарҙың ҙурлығы сағыштырмаса тотороҡло булып ҡала.

Шуныһы ҡыҙыҡлы: астероидтар билбауы формалаша ғына башлаған осорҙа Ҡояштан 2,7 а. е. алыҫлыҡта «ҡар һыҙаты» тип аталған һыҙат барлыҡҡа килә, астероид йөҙөндәге максималь температура боҙҙоң иреү температураһынан артыҡ булмай. Һөҙөмтәлә ошо һыҙат артында формалашҡан астероидтарҙа һыу боҙға әйләнә. Шулай итеп, боҙо ярайһы уҡ күп булған астероидтар барлыҡҡа килә[37][38].

Төп билбау кометалары — 2006 йылда асылған ошондай астероид төрҙәренең береһе. Улар төп билбауҙың тышҡы өлөшөндә, ҡар һыҙатынан ситтә урынлашҡан. Бәлки, тап ошо астероидтар, Ергә кометалар «һөжүме» мәлендә ергә төшөп, ерҙәге океандарҙы булдырғандыр, сөнки Оорт болоттары кометалары изотоптарының составы ер гидросфераһы һыуҙарындағы изотоптарҙың бүленеүенә тап килмәй.

Орбиталар һәм әйләнеү

үҙгәртергә
 
Эксцентриситетҡа һәм ҙур ярымкүсәргә бәйле астероидтар орбиталарының таралыу диаграммаһы (билбауҙың үҙәге ҡыҙыл, ситтәре күк төҫтә)

Астероидтар, планеталар кеүек үк, шул уҡ йүнәлештә Ҡояш тирәләй орбиталары буйлап хәрәкәт итә, улар 3,5 йылдан 6 йылға тиклемге ваҡыт арауығында Ҡояшты әйләнеп сыға. Уңдағы диаграмманан күренеүенсә, күпселек астероидтар 0,4-тән артмаған эксцентриситет менән орбитаһы буйынса хәрәкәт итә. Әммә 0,6-ға тиклемге һәм унан да ашыуыраҡ эксцентриситет менән хәрәкәт иткән астероидтар ҙа бар ((944) Идальго). Ғәҙәти астероид орбитаһының ауышлығы 30 градустан артмай, ләкин был йәһәттән дә рекордсмендар бар: (945) Барселона астероиды (ауышлығы 32,8 градус тәшкил итә). Астероидтарҙың төп массаһы өсөн орбита ауышлығы 4 градустан артыҡ түгел, эксцентриситеты 0,07 самаһы[39].

4:1 һәм 2:1 орбиталь резонанстары араһында урынлашҡан арауыҡ (был 2,06 һәм 3,27 а. е.-ға тап килә), ҡайһы ваҡыт астероидтар билбауының ядроһы тип атала һәм унда, иҫәпкә алынып һәм һәр береһенә һан ҡуйылған астероидтарҙың 93,4 проценты тупланған. Арауыҡ үҙ эсенә эксцентриситеты 0,33-тән һәм ауышлығы 20 градустан армаған астероидтарҙы үҙ эсенә ала, уларҙың ҙур ярымкүсәрҙәре күрһәтелгән сиктәрҙән юғарыраҡ ята[40].

Диаметры 100 метрҙан ашҡан күп кенә астероидтарҙың өҫтө, моғайын, метеориттар төшкәндә йәки орбита буйлап хәрәкәт иткәндә барлыҡҡа килгән ваҡланған таштарҙан һәм саңдан торған ҡалын ҡатлам менән ҡапланғандыр[41]. Астероидтарҙың үҙ күсәре тирәләй әйләнеү периодтарын үлсәү диаметры 100 метрҙан ашҡан эре астероидтар өсөн әйләнеү тиҙлегенең иң юғары нөктәһе 2,2 сәғәткә тиң. Тиҙерәк әйләнгән астероидтарҙа әйләнеү һөҙөмтәһендә хасил булған инерция көсө ауырлыҡ көсөнән артып китә һәм шуға күрә бындай астероид өҫтөндә бер нимә лә тотҡарлана алмай. Метеориттар төшөүҙән өҫтөндә барлыҡҡа килгән саң һәм ҡырсынташ шунда уҡ уны уратып алған арауыҡҡа һибелә. Әммә ҡаты бөтөн бер есем булған астероид (ябай таш өйөмө түгел), эсендәге йәбешеү көсө арҡаһында, ҙурыраҡ тиҙлектә әйләнә ала.

Ярковский эффекты йоғонтоһо

үҙгәртергә
 
Ярковский эффекты:

1. Астероидтың йылылыҡ нурын таратыуы

2. Астероидтың әйләнеүе

2.1 Өҫтөнөң көндөҙ яҡтырып тороуы

3. Астероидтың орбитаһы

4. Ҡояштың йылылығ һибеп тороуы

Юпитер менән орбиталь резонанстар астероидтәр орбиталарын үҙгәртеүҙә иң ҡеүәтле һәм һөҙөмтәле ысул булып торһа ла, астероидтарҙы тәүге орбиталарынан шылдырыуҙа башҡа төрлө механизмдар ҙа бар. Ярковский эффекты — ошондай механизмдарының береһе.

Йыһан киңлегендә ҡояш нурҙарының баҫымы аҫтында есемдәрҙең орбиталарының үҙгәреүе ихтимал, тигән фаразды XIX быуатта урыҫ ғалимы И. О. Ярковский әйтә. Уның фекеренсә, ҡояштан нурында ҙур булмаған импульс бар, нурҙы үҙләштергән йыһан есеменә импульс та тапшырыла. Йыһан есеменең бер яғы йылы нурҙар таратһа, икенсе яғы һалҡын ҡала, шуға ла йомшаҡ ҡына реактив импульс тыуа, ә был ҙур булмаған астероидтар орбиталарының ҙур ярымкүсәрҙәрендә әкрен генә үҙгәрештәр булдырыуға килтерә[42].

Тура ҡояш нурҙары астероидтың орбитаһын үҙгәртә алмай, сөнки ул Ҡояштың гравитацион тартыу көсө менән бер үк күсәр аша үтә. Төп идеяһы шунда: астероид өҫтөндә температура төрлөсә бүленә, тимәк инфраҡыҙыл нурланыштың интенсивлығы ла төрлөсә. Есем ни тиклем нығыраҡ йылытылһа (есемдең киске яғы), уның өҫтө лә шул тиклем күберәк йылы сығара, есем өҫтә ни тиклем һалҡыныраҡ булһа (есемдең иртәнге яғы), инфраҡыҙыл нурланышының интенсивлығы ла шул тиклем түбәнерәк, һәм барлыҡҡа килгән реактив импульс та көсһөҙөрәк. Орбиталарҙың үҙгәреш механизмы тап шулай аңлатыла: есемдең йылытылған яғына ҙур реактив импульс тәьҫир итә, ә һыуыҡ яғында импульс бик көсһөҙ[43].

 
YORP-эффекттың асимметрик формалағы астероидҡа тәьҫир итеү схемаһы

Әммә был эффекттың тәьҫире орбитаны үҙгәртеү менән генә сикләнмәй. Альбедо һәм астероидтың формаһы кеүек ҡайһы бер яңы параметрҙарҙы иҫәпкә алып, был эффект шулай уҡ астероидтың үҙенең күсәре буйынса ғына түгел, ә орбитаһы буйынса әйләнеү тиҙлеген дә үҙгәртә, шулай уҡ ауышлыҡ мөйөшөнә һәм прецессияға йоғонто яһай ала. Ярковский эффектының был аныҡланған варианты YORP-эффект, тип атала башлай. Бындай эффект есем дөрөҫ булмаған формала булғанда ғына тыуа. Шуның өсөн инфраҡыҙыл нурланыш ваҡытында астероидтың есем үҙәгенән алыҫыраҡ торған өлөшөндә реактиыв импульс тәьҫире аҫтында әйләнеү мәле килеп тыуа, ул астероид әйләнеүенең мөйөш тиҙлеген үҙгәртә[44].

Кирквуд ярыҡтары

үҙгәртергә
 
Был график орбитаның ҙур ярымкүсәренә бәйле төп билбауҙың үҙәк өлөшөндә астероидтарҙың нисек бүленеп урынлашыуын күрһәтә. Ҡара уҡтар Кирквуд ярыҡтарына күрһәтә, унда Юпитер менән булған орбиталь резонанс астероидтар орбиталарын дестабилизациялай

Астероидтың ҙур ярымкүсәренең дәүмәле уның Ҡояш тирәләй орбитаһын тасуирлау өсөн файҙаланыла һәм, эксцентриситет менән бер рәттән, астероидтың орбиталь осорон билдәләй. 1866 йылда америка астрономы Дэниел Кирквуд астероид билбауында тулыһынса буш булған өлкәләрҙең барлығын фаразлай. Ошо өлкәләрҙә астероидтарҙың әйләнеү осоро «Кирквуд ярыҡтары» тип атала, тап ошо ваҡытта астероидтар Юпитерҙың орбиталь осоро менән бәйләнешкә инә, һәм астероидтар планета-гигантҡа яҡыная, шул мәлдә орбиталь резонанс күренеше барлыҡҡа килә. Юпитерҙың гравитацион йоғонтоһо астероидтар орбиталарында дестабилизация тыуҙыра, һөҙөмтәлә эксцентриситет арта, шуға бәйле орбиталар тотороҡлоғон юғалта, аҙаҡ килеп астероидтарҙың резонанс өлкәһенән алып ташланыуы ихтимал[45]. Ошо өлкәләрҙә әйләнгән астероидтар, бәлки, электән шунда булғандарҙыр («троя»)[46], йәки үҙ-ара бәрелешеү һөҙөмтәһендә шунда барып эләккәндәрҙер.

Төп билбау ике өлөшкә бүленә: эске һәм тышҡы. Билбауҙың эске өлөшөнә 2,5 а. е. алыҫлығында 3:1 орбиталь резонансҡа тиклем Марс орбитаһына яҡын урынлашҡан астероидтар, тышҡы өлөшөнә Юпитерға яҡын урынлашҡан астероидтар ҡарай.

Сатурн ҡулсаларындағы буш урындарҙан айырмалы рәүештә астероид билбауындағы бушлыҡтарҙы резонанс өлкәһендә фотоға төшөрөп кенә күреп булмай, сөнки барлыҡ астероидтар ҙа эллиптик орбита буйынса хәрәкәт итә һәм ваҡыты менән резонанс орбиталарын киҫеп үтә. Шуға күрә астероидтарҙың был өлкәләрҙәге тығыҙлығы ғәмәлдә күрше бушлыҡтарҙағынан әллә ни айырылмай[47].

Ҡояш системаһы формалашҡанда Юпитер орбитаһы, башҡа планеталар орбиталары кеүек үк, байтаҡ үҙгәрештәр кисерә, ә планета менән бергә уның орбиталары һәм орбиталь резонанстар өлкәләре лә бер урындан икенсе урынға күсә (Кирквуд ярығы)[26], тап ошо хәл ҡайһы бер эре астероидтарҙың резонанстар өлкәһендә булыуын аңлата ла инде.

Астероидтар ғаиләләре һәм төркөмдәре

үҙгәртергә
 
Был диаграммала орбитаның (ip) ауышлығы эксцентриситетҡа (ep) бәйле булыуы төп билбау астероидтары араһында бер нисә эре астероидтар тупланмаһы яҡшы күренә

1918 йылда япон астрономы Киецуг Хираяма астероидтар ғаиләләрен таба, күп кенә астероидтың орбиталарына сағыштырма анализ үткәрә һәм беренсе булып күреү ярайһы ҙур һан, уларҙың ҡайһы берҙәрендә был параметрҙар бер төрлө булыуын күрә.

Бөгөн һәр өсөнсө астероидтың ниндәй ҙә булһа ғаилә составына инеүе билдәле. Ҙур ярымкүсәр, эксцентриситет һәм орбита ауышлығы, шулай уҡ спектраль үҙенсәлектәре кеүек яҡынса бер төрлө орбиталь параметрҙары — астероидтарҙың бер үк ғаиләгә ҡарауының билдәһе. Бер төрлө орбиталь параметрҙар эрерәк есемдең тарҡалыуы һөҙөмтәһендә хасил булған астероидтар ғаиләһенең килеп сығышының уртаҡ булыуын раҫлай. Астероидтар орбиталарының ауышлығы уларҙың эксцентриситетына бәйле булыуы диаграммаһын төҙөү астероидтар ғаиләләренең барлығына күрһәткән астероидтар төркөмөн бүлеп күрһәтеү мөмкинлеген бирә.

Бер нисә тиҫтә астероидтар ғаиләһе булыуы билдәле, уларҙың күбеһе ҙур булмаған астероидтарҙан тора, әммә астероидтары бик күп булған ғаиләләр ҙә бар. Һуңғы ваҡытта тағы ла бер нисә тиҫтә астероид тупланмалары табыла, әммә әлегә уларҙың статусы аныҡ билдәләнмәгән. Астероидтарҙың спектраль характеристикалары дөйөм булған осраҡта ғына ул тулыһынса раҫланыуы мөмкин. Бәләкәй тупланмалар астероидтар төркөмө йәки кластеры тип атала.

Ярымкүсәрҙәренең ҙурлығына ҡарап, бер нисә эре астероид ғаиләһен атап үтергә була: Флора ғаиләһе, Флора ғаиләһеЭвномия ғаиләһе , Коронид ғаиләһе, Эос ғаиләһе һәм Фемида ғаиләһе. Флора ғаиләһенә иң күп һанда астероидтар тупланған (800-ҙән ашыу), моғайын, ул миллиардлап йыл элек ул ике ҙур астероид бәрелеше һөҙөмтәһендә барлыҡҡа килгәндер. (4) Веста — бик ҙур астероид, һәм ул — шул исемдәге астероидтар ғаиләһе етәксһе. Вестаның көньяҡ полюсы районына эре метеорит төшкән, һәм уластероидтан бик күп фрагментты ситкә һипкән, аҙаҡ шул ҡалдыҡтар ғаилә булып тупланған, тип иҫәпләнелә. Уларҙың бер өлөшө HED-метеориттар булып Ергә төшкән[48].

Бынан тыш, төп билбауҙа өс саң һыҙаты табыла, орбиталь параметрҙары буйынса улар өс астероид ғаиләһенә (Эос, Коронид һәм Фемида) тап килеүе ихтимал[49].

Төп билбау сиктәрендәге ғаиләләр

үҙгәртергә

Төп билбауҙың эске сигенә яҡын урынлашҡан (1,78 һәм 2,0 а. е. араһында, ҙур ярымкүсәрҙәрҙең 1,9 а. е.-ның уртаса билгеһендә) Венгрия ғаиләһе тағы ла бер ҡыҙыҡлы булған астероидтар ғаиләһенә ҡарай. Иң эре вәкиле булған (434) Венгрия астероиды хөрмәтенә аталған был ғаилә 52 астероидтан тора. Венгрия ғаиләһе астероидтары төп билбау астероидтарының төп массаһынан Кирквуд ярығы менән айырылып тора. Өҫтәүенә эксцентриситет сағыштырмаса юғары булыу сәбәпле, Был астероидтар ғаиләһе ағзаларының ҡайһы берҙәре Ҡояш тирәләй әйләнгәндә Марс орбитаһын киҫеп үтә, һәм эҙемтә булараҡ, Марстың көслө гравитацион йоғонтоһон кисерә, бәлки, шуғалыр ҙа был ғаилә ағзалары һанының кәмеүендә лә сағылалыр[50].

Төп билбауҙың эске өлөшөндә үҙ ағзалары араһында орбитаһының юғары ауышлығына эйә булған тағы ла бер астероидтар төркөмө бар, ул — Фокей ғаиләһе. Ундағы астероидтарҙың күбеһе асыҡ төҫтәге S спектраль класҡа ҡарай, ә Венгрия ғаиләһе астероидтарының күбеһе E класына ҡарай[51]. Фокей ғаиләһе астероидтарының орбиталары Ҡояштан 2,25 һәм 2,5 а. е. арауығында.

Төп билбауҙың тышҡы сигенә тағы ла бер нисә астероид ғаиләһе ҡарай. Улар араһында Кибела ғаиләһе айырым урынды биләп тора. Ул Ҡояштан 3,3 һәм 3,5 а. е. арауығында урынлашҡан һәм Юпитер менән көсһөҙ генә 7:4 резонансында, шулай уҡ Хилде ғаиләһе 3,5 һәм 4,2 а. е. араһындағы орбиталарҙа әйләнә, ул да Юпитер менән 3:2 орбиталь резонансында. Ә 4,2 а. е. алыҫлығында һәм Юпитер орбитаһына тиклем астероидтар осрай, әммә билбауҙың үҙендәгенән байтаҡҡа һирәгерәк. Уның ҡарауы, Юпитер орбитаһында троянб атамаһы бирелгән бик ҙур ике төркөм астероидтары әйләнә, улар Лагранждың L4 һәм L5 нөктәләренә тап килә. Хәйер, троян астероидтары Юпитерҙа ғына түгел, ә күп кенә башҡа тышҡы планеталарҙа ла бар.

Йәш ғаиләләр

үҙгәртергә

Әлеге мәлдә булған күп кенә астероид ғаиләләре астрономик масштабта ҡарағанда күптән түгел генә барлыҡҡа килгән. Сағыштырмаса яңыраҡ, 5,7 млн йыл элек, 30 һәм 5 км диаметрҙарында булған ике есемдең ҡот осҡос бәрелеше һөҙөмтәһендә формалашҡан Карина ғаиләһе был күренештең сағыу миҫалы булып тора. Астероидтарҙың икенсе бер йәш төркөмө — Веритас ғаиләһе, 8,3 млн йыл элек бәрелешеүҙәр һөҙөмтәһендә барлыҡҡа килә; ул 62 астероидты һәм орбитаһында шулай уҡ саң шлейфын үҙ эсенә алған[52][53].

Кластер ағзалары орбиталары мәғлүмәттәренә ярашлы яҡынса 450 мең йыл элек ике ҙур булмаған астероид бәрелешеү һөҙөмтәһендә Датура кластеры барлыҡҡа килә, һәм ул бик йәш кластер тип иҫәпләнә. 1 миллиондан 5 миллион йылға тиклемге ваҡыт арауығында барлыҡҡа килгән (4652) Ианниньи астероидтар кластеры ла йәш кластер тип иҫәпләнелә[52][53].

Бәрелешеүҙәр

үҙгәртергә

Төп билбауҙа сағыштырмаса есемдәрҙең ярайһы уҡ күп булыуы астрономик үлсәмдәр буйынса астероидтар араһында бәрелешеү ихтималлығын тыуҙырған мөхит булдыра. Мәҫәлән, радиустары яҡынса 10 км булған эре астероидтар араһында бәрелешеүҙәр 10 млн йылға бер тапҡыр булыуы ихтимал[54]. Ҙур астероидтар үҙ-ара бәрелешкәндә улар айырым фрагменттарға бүленә, ә был үҙ сиратында яңы астероид ғаиләһен йәки кластерын булдырыуға килтерә. Хәйер, әгәр сағыштырмаса ҙур булмаған астероидтарҙың түбәнерәк тиҙлектә яҡынлашһа, улар тарҡалмай, ә, киреһенсә, бер бөтөн ҙурыраҡ есемгә берләшеүе ихтимал. 4 миллиард йыл элек нәҡ ошо процесс планеталарҙы барлыҡҡа килтерә. Шул ваҡыттан алып ошо ике процестың йоғонтоһо астероид билбауын тамырынан үҙгәртә, хәҙер ул элекке билбауҙан бөтөнләй айырыла.

«Хаббл» телескобы ярҙамында астероид билбауындағы бәрелешеүҙәрҙең мөмкин булған эҙемтәләре табыла: уның мәғлүмәттәре 2010 йылдың 11 ноябренән 3 декабренә тиклемге осорҙа (596) Шейла астероидында комета әүҙемлеге булыуын күрһәтә. Ғалимдар, был астероид диаметры яҡынса 35 м, тиҙлеге яҡынса 5 км/с булған билдәһеҙ объект менән бәрелешкән, тип фаразлай[55].

Саң

үҙгәртергә
 
Астероидтар билбауында астероидтар бәрелешеүе һөҙөмтәһендә тыуған ваҡ саң зодиак яҡтылығы булараҡ билдәле булған күренеште тыуҙыра

Астероид менән бер рәттән билбауҙа шулай уҡ саң шлейфтары ла бар, улар астероидтарҙың үҙ-ара бәрелешеүе һәм уларҙы микрометориттар тарафынан бомбаға торолоуы һөҙөмтәһендә барлыҡҡа килгән һәм бер нисә йөҙ микрометр радиуслы микрокиҫәксәләрҙән тора. Әммә, Пойнтинг — Робертсон эффекты йоғонтоһона бәйле был саң ҡояш радиацияһы тәьҫире аҫтында әкренләп спираль буйынса Ҡояшҡа табан хәрәкәт итә[56].

Астероид саңы һәм кометаларҙан ташланған саңдың бергә ҡушылыуы зодиак яҡтылығын барлыҡҡа килтерә. Эклиптика яҫылығында был көсһөҙ яҡтылыҡ өсмөйөш рәүешендә күренә, уны ҡояш байырынан алдынан йәки Ҡояш сығырҙан алдараҡ экватор райондарында күрергә мөмкин. Киҫәксәләрҙең ҙурлығы уртаса 40 мкм тирәһендә тирбәлә, уларҙың йәшәү ваҡыты 700 мең йылдан артмай. Шулай итеп, бындай киҫәксәләрҙең булыуы уларҙың барлыҡҡа килеү процесының өҙлөкһөҙ булыуы тураһында һөйләй[56].

Метеориттар

үҙгәртергә

Астероидтар үҙ-ара бәрелешкәндән барлыҡҡа килгән ярсыҡтар бөтә Ҡояш системаһы буйынса таралыуы ихтимал, ҡайһы берҙәре беҙҙең планета менән дә осраша һәм уның өҫтөнә метеорит рәүешендә килеп төшә[57]. Ер өҫтөндә табылған метеориттар (99,8 %), ә бөгөн уларҙың һаны яҡынса 30 000, ҡасандыр астероидтар билбауында барлыҡҡа килгән[58]. 2007 йылдың сентябрь айында чех-америка тикшеренеүҙәренең һөҙөмтәләре баҫылып сыға, уларға ярашлы (298) Баптистин астероиды менән икенсе бер унан ҙурыраҡ есемдең бәрелешеүе һөҙөмтәһендә Ҡояш системаһының эске өлөшөнә бик күп һанда эре фрагменттар килеп эләгә, уларҙың бер өлөшө Ер — Ай системаһына етди йоғонто яһауы ихтимал. Атап әйткәндә, нәҡ ошо метеориттар төшөү һөҙөмтәһендә Ай өҫтөндә Тихо кратеры, Мексикала Чиксулуб кратеры барлыҡҡа килгән, тип иҫәпләнелә, ҡайһы бер версия буйынса тап ошо метеориттар 65 миллион йыл элек динозаврҙарҙы һәләк иткән[59]. Хәйер, был мәсьәлә буйынса фәнни мөхиттә берҙәмлек юҡ — Баптистинанан башҡа, Ер өҫтөндәге башҡа астероидтарҙың ҡалдыҡтары ла был һәләкәттең сәбәпсеһе булырға мөмкин.

Физик характеристикалары

үҙгәртергә
 
Айҙың һәм Ергә төшкән тәүге 10 астероидтың сағыштырмаса үлсәмдәре уларҙың асылыу тәртибендә бирелә. 1 — Церера, 2 — Паллада, 3 — Юнона, 4 — Веста, 5 — Астре, 6 — Геба, 7 — Ирис, 8 — Флора, 9 — Метида, 10 — Гигея

Киң таралған фекергә ҡарамаҫтан, астероидтар билбауында объекттар араһы бик ҙур. 2011 йылда асылған астероидтар һаны 300 000-дән ашыуға, ә билбауҙа бөтәһе бер нисә миллиондан ашыу объект иҫәпләнеүенә һәм астероидтар билбауы биләп торған арауыҡтың күләме ғәйәт ҙур булыуына ҡарамаҫтан, эҙемтә булараҡ, билбауҙа объекттар тығыҙлығы бик түбән. Шуға күрә үҙ-ара бәрелешеү ихтималлығы ғына түгел, ә хатта йыһан аппаратының ниндәй ҙә булһа астероид менән осраҡлы ғына осрашыуы ла миллиардҡа бер тапҡыр булыуы мөмкин, тип баһалана[60].

Үлсәмдәре һәм массаһы

үҙгәртергә

Диаметры 30 метрҙан ашҡан есем астероид тип иҫәпләнә, бәләкәйерәк үлсәмдәге есемдәрҙе метеороидтар тип атайҙар[61]. Астероидтар билбауында эре есемдәр бик аҙ, мәҫәлән, диаметры яҡынса 100 километрҙан ашҡан астероидтар 200 тирәһе тип иҫәпләнә, диаметры 15 километрҙан ашҡан 1000 астероид булыуы билдәле, ә инфраҡыҙыл диапазондағы тикшеренеү мәғлүмәттәре уларҙан тыш төп билбауҙа тағы ла диаметрҙары 1 км һәм унан да ашыуыраҡ булған 700 меңдән алып 1,7 млн астероидтың булыуын фаразларға нигеҙ бирә[62]. Астероидтарҙың йондоҙ дәүмәле 11m — 19m араһында тирбәлә һәм күпселеге өсөн 16m тәшкил итә.

Төп билбауҙағы барлыҡ астероидтарҙың дөйөм массаһы яҡынса 3,0·1021 — 3,6·1021 кг араһында, ә был Ай массаһының 4 процентын йәки Ер массаһының 0,06 процентын ғына тәшкил итә[63][64]. Был массаның яртыһынан күбеһе 4 эре астероид массаһына тура килә: Церера, Веста, Паллада һәм Гигея, өҫтәүенә шуларҙың өстән бер өлөшө тиерлек Церераның ауырлығы.

Составы

үҙгәртергә

Төп билбау объекттарының күбеһе өс төп класс астероидтарына ҡарай: ҡара углеродлы C класы астероидтары, асыҡ төҫтәге силикатлы S класы астероидтары һәм металл M класы астероидтары. Башҡа үҙенсәлекле кластарға ҡараған астероидтар ҙа бар, ләкин улар билбауҙа бик аҙ.

 
(253) Матильда, типик углеродлы С класы астероиды

Углеродтан торған С класы астероидтары (составтарында ябай углерод берләшмәләренең ҙур процент тәшкил итеүе сәбәпле шулай атала) төп билбауҙа киң таралған объекттар, астероидтарҙың 75 проценты ошо класҡа ҡарай, улар бигерәк тә билбауҙың тышҡы өлкәләренә тупланған[65]. Был астероидтар ҡыҙғылт төҫтә һәм бик түбән булған альбедоға (0,03 һәм 0,0938 араһында) эйә. Ҡояш нурҙарын бик аҙ миҡдарҙа сағылдырғанға күрә уларҙы табыу ауыр. Моғайын, астероидтар билбауында ошо класҡа ҡараған, сағыштырмаса ҙур, әммә тоноҡ төҫтә булғанлыҡтан күренмәгәнгә күрә ошоға тиклем табылмаған астероидтар барҙыр. Уның ҡарауы был астероидтар, составында һыу булыу сәбәпле, инфраҡыҙыл диапазонда ярайһы уҡ ныҡ асыҡ төҫкә инә. Дөйөм алғанда, уларҙағы матдәләр спектры Ҡояш системаһы формалашҡан матдәләр спектрына тура килә (осоусан элементтанынан башҡа). Составы буйынса улар Ерҙә йыш табылған углеродлы хондрит метеориттарға бик яҡын. (10) Гигея астероиды ошо класҡа ҡарай.

 
(433) Эрос, типик S класына ҡараған астероид

Төп билбауҙың астероидтары араһында S класы — таралыуы буйынса икенсе спектраль класс, ул билбауҙың эске өлөшөндәге, Ҡояштан 2,5а. е. алыҫлығында тупланған силикат астероидтарҙы берләштерә[65][66]. Был астероидтарҙың спектраль анализы уларҙың өҫтөндә төрлө силикаттарҙың һәм ҡайһы бер металдарҙың (тимер, магний) булыуын, тик бөтөнләй тиерлек ниндәй ҙә булһа углерод берләшмәләренең булмауын асыҡлай. Тимәк, астероидтар барлыҡҡа килгәндән алып үткән дәүерҙә тау тоҡомдары байтаҡ үҙгәрештәр кисергән, бәлки, өлөшләтә иреү һәм дифференциация ла күҙәтелгәндер. Уларҙың альбедоһы ярайһы юғары (0,10 һәм 0,2238 араһында) һәм барлыҡ астероидтарҙың 17 процентын тәшкил итә . (3) Юнона астероиды — был кластағы астероидтарҙың иң эре вәкиле.

 
(216) Клеопатра, типик M класындағы астероид (рәссам күҙаллауы буйынса)

Никель һәм тимергә бай металлы М класлы астероидтар барлыҡ астероидтарҙың 10 процентын тәшкил итә һәм ярайһы уҡ ҙур альбедоға эйә (0,1 һәм 0,1838 араһында). Улар башлыса билбауҙың үҙәк өлкәләрендә Ҡояштан 2,7а. е. алыҫлығында урынлашҡан һәм Ҡояш системаһы барлыҡҡа килгән ваҡытта булып, үҙ-ара бәрелешеүҙәр һөҙөмтәһендә тарҡалған ҙур планетезималдең металл ядроһы ярсыҡтары булыуы ихтимал. Әммә металл астероидтарҙағы үҙгәрештәрҙе бер төрлө генә аңлатып булмай. Тикшеренеү барышында (22) Каллиола кеүек бер нисә астероид табыла, уларҙың спектры М класлы астероидтар спектрына яҡын, әммә уларҙа металл астероидтарҙан айырмалы рәүештә тығыҙлыҡ үтә түбән[67]. Бөгөнгө көндә бындай астероидтарҙың химик составы ғәмәлдә билдәһеҙ, бәлки, был астероидтар составтары буйынса С йәки S класлы астероидтарға яҡындыр[68].

 
(4) Веста, типик V класлы астероид

Астероидтар билбауында сағыштырмаса һирәк осраған базальтлы V класлы астероидтар сиселмәгән йомаҡтарҙың береһе булып тора[69]. Астероидтар билбауының формалашыу теорияһы буйынса тәүге стадияла Веста ҙурлығындағы объекттар байтаҡ булып, уларҙың ере дифференциациялана башларға тейеш була. Бындай объектарҙың нигеҙҙә базальт тоҡомонан торған ҡабығы һәм бөркәнсеге булырға тейеш. Был планетезималдәр артабан тарҡалыу барышында астероидтарҙың яртыһынан күбеһе базальт һәм оливиндан торорға тейеш. Ғәмәлдә астероид билбауының 99 проценты базальт материалынан тормай[70]. 2001 йылға тиклем астероидтар билбауындағы базальт объекттар Вестаның ярсыҡтары, тип иҫәпләнә (шуға ла V класы тип атала), әммә (1459) Магний астероидын ентекле өйрәнеү элегерәк асылған базальт астероидтарҙың химик составтарында айырмалыҡтар булыуын асыҡлау мөмкинлеген бирә, тимәк уларҙың килеп сығышы икенсе төрлө, тип фаразлайҙар. 2007 йылда билбауҙың тышҡы өлөшөндәге составындағы базальт төрлөсә булған һәм Вестаға бер ниндәй мөнәсәбәте булмаған ике астероидты: (7472) Кумакири һәм (10537) 1991 RY16 ентеклерәк өйрәнеү был фактты тағы ла бер тапҡыр раҫлай. Был ике есем төп билбауҙың тышҡы өлөшөндә табылған ошондай класлы берҙән-бер астероидтар булып тора.

 
Альенде — углеродлы хондрит метеори, ул 1969 йылда Мексикаға төшә

Астероидтың составы һәм уның Ҡояшҡа ниндәй алыҫлыҡта тороуы араһында ярайһы уҡ аныҡ ҡына бәйлелек күҙәтелә. Ҡағиҙә булараҡ, һыуһыҙ силикаттарҙан торған таш астероидтар, һыу эҙҙәре, йәки хатта һыу боҙо һаҡланған углеродлы балсыҡтан торған астероидтарға ҡарағанда, Ҡояшҡа яҡыныраҡ урынлаша. Шул уҡ ваҡытта Ҡояшҡа яҡын астероидтар, үҙәктәге һәм перифериялағы астероидтарға ҡарағанда, юғарыраҡ альбедоға эйә. Был астероидтар формалашҡан протопланета дискыһының үҙенсәлектәренә бәйле, тип иҫәпләнелә. Билбауҙың эске өлкәләрендә ҡояш радиацияһы йоғонтоһо көслөрәк була, был хәл һыу кеүек еңел элементтарҙы ситкә ҡыуып сығарыуға килтерә. Һөҙөмтәлә һыу билбауҙың тышҡы өлөшөндәге астероидтарҙа туплана, ә яҡшы йылытылған эске өлкәләрҙә, ғәмәлдә һыу ҡалмай.

Астероид өҫтөндәге температура уның Ҡояштан ниндәй алыҫлыҡта булыуына һәм альбедоһының ҙурлығы бәйле. Ә 2,2 а. е. алыҫлығында урынлашҡан саң киҫәксәләре өсөн температура диапазоны 200 (-73 °C) һәм түбәнерәк градуста, 3,2 ә алыҫлығында — 165 (-108 °C) градуста башлана[71]. Әммә астероид өсөн был бик үк тура килмәй, сөнки әйләнеү сәбәпле, уның көндөҙгө һәм төнгө температуралар ныҡ ҡына айырыла.

Төп билбау кометалары

үҙгәртергә

Төп билбауҙың астероидтары араһында Ҡояштан билдәле арауыҡта булғанда бик ҡыҫҡа ғына ваҡытҡа комета әүҙемлеге күҙәтелгәндәре лә бар, улар есем перигелий (Церера, (596) Шейла, (62412) 2000 SY178 һ. б.) янынан үткән саҡта барлыҡҡа килә. Был кометалар хәрәкәт иткән орбиталар уларҙың, классик кометаларҙы баҫып алыу һөҙөмтәһендә, төп билбауҙа пәйҙә булыу мөмкинлегенә юл ҡуймай, улар билбауҙың үҙендә, уның тышҡы өлөшөндә барлыҡҡа килгән, тип иҫәпләнә. Тимәк, тышҡы билбауҙың күп кенә объекттарында боҙ булыуы ихтимал, ул астероид өҫтөн Ҡояш йылытҡанда парға әйләнә. Төп билбауҙың кометалары Ерҙәге океандарҙың сығанағы булыуы ихтимал, сөнки уларҙа дейтерий менән водородтың нисбәте бик түбән[72].

Астероидтар билбауының бик эре объекттары

үҙгәртергә

Церера, (4) Веста, (2) Паллада һәм (10) Гигея астероидтар билбауының бик эре объекттары булып тора. Дөйөм сифаттары бик күп булыуға ҡарамаҫтан, уларҙың береһе генә — Церера — кәрлә планета статусын биреү өсөн етерлек дәрәжәлә түңәрәк булып сыға[73]. Хәйер, бәлки, ҡалған өсөһөнә лә был статус бирелер[74][75].

Объект Фото Уртаса диаметр Уртаса диаметр Күләм Күләм Масса

·1021 кг 		Масса

M 		Плотность

г/см3 		Гравитация

м/с2 		Гравитация

Объект төрө
Церера‡   950,0 0,0746 0,437 0,0004 0,95 0,000159 2,08 0,27 0,0275 Кәрлә планета

Астероид
(4) Веста$

  525,4 0,04175 0,078 0,00007 0,259 0,0000438 3,456[76] 0,251 0,0256 Астероид
(2) Паллада$   512[77] 0,04175 0,078 0,00007 0,211 0,0000353 2,8[78] 0,2 0,02 Астероид
(10) Гигея$   407,12 0,032 0,04 0,00003 0,0885 1,0·10-5 2,5 0,143 0,02 Астероид

Церера

үҙгәртергә
 
Кәрлә планета Церера

Церера сферик формалағы есем, уның диаметры яҡынса 950 км тиерлек, был — Ай диаметрының өстән бер өлөшө, массаһы 9,43·1020 кг, йәғни Ай массаһының 1,3 проценты, әммә төп билбауҙағы бөтә астероидтар массаһының өстән бер өлөшө Церера массаһына тура килә. Ул 2,766 а. е. алыҫлығында урынлашҡан, тимәк ул төп билбау массаһының 2,8 а. е. алыҫлығында урынлашҡан үҙәгенә бик яҡын[47]. Церераның абсолют йондоҙ ҙурлығы 3,32m, был иңә теләһә ниндәй астероидтан байтаҡҡа ҙурыраҡ, тигән һүҙ[79] һәм был хәл уның өҫтөндә боҙ ҡатламы менән аңлатылырға мөмкин[80], әммә шуға ҡарамаҫтан, ул барыбер өҫтөнәтөшкән яҡтылыҡтың ни бары 5 процентын ғына кире сағылдырған бик ҡараңғы есем булып ҡала.

Ер төркөмөндәге планеталар кеүек Церерала матдә боҙло бөркәнсек һәм йоҡа углерод ҡабығы менән уратып алынған силикат ядроға уҡмаша. Өҫтөндәге боҙҙоң бер өлөшө, уның тирәләй һауаһы бик аҙ миҡдарҙа булған атмосфера кеүегерәк япма барлыҡа килтереп, әленән-әле парға әйләнә.

Веста

үҙгәртергә
 
Веста әйләнеүе анимацияһы. Астероидтың көньяҡ полюсы янында ҙур кратер күренә

1807 йылда Ольберс асҡан (4) Веста астероиды төп билбау астероидтары араһында сағыу яҡтылығы буйынса беренсе, массаһы буйынса икенсе, ҙурлығы буйынса өсөнсө урынды биләй. Шулай уҡ ул — яһалма юлдашы булған берҙән-бер астероид. Уның өҫтө уға төшкән яҡтылыҡтың 42 процентын кире сағылдыра, был хатта Ерҙекенән (37 %) күберәк. Уртаса диаметры 530 км тәшкил итә, һәм ул астероидтар билбауы массаһының 9 процентын тәшкил итә һәм Ҡояш тирәләй Церера менән бер алыҫлыҡта тиерлек әйләнә. «Ҡар һыҙатынан» ситтә барлыҡҡа килгәнгә күрә Вестала һыу бөтөнләй юҡ һәм уның тимер һәм никель ҡушылмаһынан торған тығыҙ мателл ядроһы, базальт (башлыса оливиндан) мантияһы[70] һәм бик нәҙек, ҡалынлығы бер нисә саҡрым булған ҡабығы бар.

Вестаның көньяҡ полюсына яҡын ғына ҙур астероид төшкәндән һуң хасил буған ғәйәт ҙур кратер бар. Ошо бәрелеш һөҙөмтәһендә Вестанан ғәйәт күп фрагменттар ситкә ташлана, һуңынан улар Веста тирәләй әйләнгән астероид ғаиләһен барлыҡҡа килтерә, уларҙың дөйөм массаһы (Вестаның массаһын һанамағанда) төп билбауҙағы барлыҡ астероидтарҙың 1 процентын тәшкил итә; шулай уҡ астероид өҫтөнән алып ташланған фрагменттарҙан спектраль V класын һәм астероид үҙәгенә яҡыныраҡ урынлашҡан фрагменттарҙан J класын барлыҡҡа килтерә. Был ғаилә ағзаларының күпселек өлөшө, Юпитер менән 3:1 резонансында булыу сәбәпле, бик киң арауыҡта таралған, әйткәндәй, уларҙың бер өлөшө ергә метеориттар булып төшкән.

Паллада

үҙгәртергә

(2) Паллада астероиды — астероидтар билбауындағы ҙурлығы буйынса икенсе объект, әгәр Церераны кәрлә планета, тип иҫәпләһәк, Паллада иң ҙур астероид булып сыға. Ул Вестаға ҡарағанда еңелерәк, әммә төп билбау массаһының 7 процентын тәшкил итә. Паллада шуныһы менән ҡыҙыҡлы: уның әйләнеү күсәре Урандыҡы кеүек 34 градусҡа ауыш[81], ә бына ҡалған өс ҙур астероидтың ауышлығы ни бары 10°. Шулай уҡ ул, Црера кеүек, углерод һәм кремнийға бай C класына ҡарай, шуға ла уның альбедоһы түбән булып, ни бары 12 %[82]. Астероид орбитаһы буйлап 0,32-гә тигеҙ эксцентриситет менән хәрәкәт итә, шуға уның Ҡояшҡа тиклемге алыҫлығы 2,1 а. е. — 3,4 а. е. араһында тирбәлә.

Гигея

үҙгәртергә

Эре углеродлы астероидр (бөтә астероидтарҙың 75 проценты углеродлы), формаһы дөрөҫ булмаған типта, уртаса диаметры 431 км. Төп билбауҙа (10) Гигея ҙурлығы буйынса дүртенсе урында һәм билбау массаһының 3 процентын тәшкил итә. Ул, үлсәмдәре ҙур булыуға ҡарамаҫтан, 7 процентлы альбедо менән углеродлы астероидтарға ҡарай ерҙән ул бик насар күренә. Шул исемдәге ғаилә башында тороп, ул, башҡа өс астероидтан айырмалы рәүештә, эклиптика яҫылығы эргәһендә урынлашҡан[83][84] һәм ҡояш тирәләй 5,5 йылда әйләнеп сыға.

Ресурстар сығанағы булараҡ астероидтар

үҙгәртергә

Сәнәғәт тарафынан ресурстарҙы ҡулланыуҙың даими рәүештә арта барыуы Ерҙә уларҙың запастарының бик аҙайыуына килтерә, ҡайһы бер мәғлүмәттәр буйынса, сурьма, цинк, аҡ ҡурғаш, көмөш, ҡурғаш, индий, алтын һәм баҡыр кеүек сәнәғәт өсөн үтә кәрәкле тау тоҡомдары запастары 50-60 йылдан һуң бөтөүе ихтимал[85], шуға ла яңы сеймал сығанағы эҙләү көн кеүек асыҡ.

Ҡояш системаһында астероидтар — сәнәғәт үҙләштереүе мөмкин булған иң яҡын есем. Уларҙа гравитация көсө бик түбән булғанға күрә, уларҙың өҫтөнән осоп китеү өсөн яғыулыҡ бик аҙ талап ителәсәк, әгәр эшкәреү өсөн ер тирәләй әйләнгән астероидтар файҙаланылһа, ресурстарҙы Ергә ташыу бик арзанға төшәсәк. Астероидтар һыу (боҙ рәүешендә, унан һулыш алыу өсөн кислород һәм йыһан яғыулығы өсөн водород алырға була) шулай уҡ тимер, никель, титан, кобальт һәм платина кеүек һирәк осрай торған металл һәм марганец, молибден, родий һәм башҡа төрлө минералдарҙы алырға мөмкин булған ҡиммәтле ресурстарҙың сығанаҡтары була ала. Асылда, планетабыҙ өҫтөнән сығарылған тимерҙән ауыр элементтарҙың күбеһе ергә төшкән астероидтар ҡалдыҡтары булып тора[86][87]. Ғәмәлдә астероидтар — ҡоромаҫ ресурстар сығанағы, сөнки диаметры 1 км булған бер ҙур булмаған M класлы астероид составында 2 миллиард тоннаға тиклем тимер-никель мәғдәне бар, был 2004 йылда сығарылған мәғдәндән 2-3 тапҡырға артығыраҡ[88]. Астероидтарҙы сәнәғәт үҙләштереүе был ресурстарға хаҡтарҙың кәмеүенә килтерә, йыһанды артабан тикшереү өсөн талап ителгән йыһан инфраструктураһын әүҙем үҫтерергә мөмкинлек бирәсәк, шулай уҡ Ер ресурстарының бөтә барыуын туҡтатыр ине.

Иҫкәрмәләр

үҙгәртергә
  1. ↑ Жанлука Ранцини. Космос. Сверхновый атлас Вселенной / Перевод с итал. Г. И. Семенова. — М.: Эксмо, 2007. — ISBN 978-5-699-11424-5.
  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.
  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.
  4. ↑ Mann, Robert James. A Guide to the Knowledge of the Heavens. — Jarrold, 1852. — С. 171, 216.
  5. ↑ Further Investigation relative to the form, the magnitude, the mass, and the orbit of the Asteroid Planets (инг.) // The Edinburgh New Philosophical Journal : Journal. — Edinburgh, 1857. — Т. V. — С. 191.
  6. ↑ von Humboldt, Alexander. Cosmos: A Sketch of a Physical Description of the Universe. — Harper & Brothers, New York (NY), 1850. — Т. 1. — С. 44. — ISBN 0-8018-5503-9.
  7. ↑ 7,0 7,1 Hilton, J. When Did the Asteroids Become Minor Planets? US Naval Observatory (USNO) (2001). Дата обращения: 1 октябрь 2007. Архивировано 22 август 2011 года. 2012 йыл 6 апрель архивланған.
  8. ↑ Dawn: A Journey to the Beginning of the Solar System. Space Physics Center: UCLA (2005). Дата обращения: 3 ноябрь 2007. Архивировано 22 август 2011 года. 2012 йыл 24 май архивланған.
  9. ↑ Hoskin, Michael. Bode's Law and the Discovery of Ceres. Churchill College, Cambridge. Дата обращения: 12 июль 2010. Архивировано 24 ғинуар 2012 года.
  10. ↑ 10,0 10,1 Call the police! The story behind the discovery of the asteroids (инг.) // Astronomy Now : journal. — № June 2007. — С. 60—61.
  11. ↑ etymonline: asteroid. Дата обращения: 5 ноябрь 2007. Архивировано 24 ғинуар 2012 года.
  12. ↑ Greek and Latin Roots. Дата обращения: 25 июль 2007. Архивировано 24 ғинуар 2012 года.
  13. ↑ William Hershel and the First Two Asteroids. Дата обращения: 5 ноябрь 2007. Архивировано 24 ғинуар 2012 года.
  14. ↑ Карпенко Ю. А. Глава VII Астероиды // Названия звёздного неба / А. В. Суперанская. — М.: Наука, 1981. — С. 97. — 184 с.
  15. ↑ Staff. Astronomical Serendipity. NASA JPL (2002). Дата обращения: 20 апрель 2007. Архивировано 24 ғинуар 2012 года.
  16. ↑ Is it a coincidence that most of the planets fall within the Titius-Bode law's boundaries? astronomy.com. Дата обращения: 16 октябрь 2007. Архивировано 24 ғинуар 2012 года.
  17. ↑ 17,0 17,1 Hughes, David W. A Brief History of Asteroid Spotting. BBC. Дата обращения: 20 апрель 2007. Архивировано 24 ғинуар 2012 года. 2011 йыл 7 август архивланған.
  18. ↑ MPC Archive Statistics. IAU Minor Planet Center. Дата обращения: 29 декабрь 2010.
  19. ↑ Barucci, M. A.; Fulchignoni, M.; and Rossi, A. Rosetta Asteroid Targets: 2867 Steins and 21 Lutetia (инг.) // Space Science Reviews : journal. — Springer, 2007. — Т. 128. — № 1—4. — С. 67—78. — DOI:10.1007/s11214-006-9029-6
  20. ↑ Dawn mission (ингл.). jpl.nasa.gov. Дата обращения: 20 октябрь 2007. Архивировано 24 ғинуар 2012 года.
  21. ↑ Masetti, M.; and Mukai, K. Origin of the Asteroid Belt. NASA Goddard Spaceflight Center (1 декабрь 2005). Дата обращения: 25 апрель 2007. Архивировано 24 ғинуар 2012 года.
  22. ↑ Watanabe, Susan Mysteries of the Solar Nebula. NASA (20 июль 2001). Дата обращения: 2 апрель 2007. Архивировано 24 ғинуар 2012 года. 2012 йыл 17 ғинуар архивланған.
  23. ↑ Лин, Дуглас Происхождение планет. «В мире науки» № 8, 2008. Дата обращения: 2 апрель 2007. Архивировано 24 ғинуар 2012 года.
  24. ↑ Edgar, R.; and Artymowicz, P. Pumping of a Planetesimal Disc by a Rapidly Migrating Planet (инг.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society : journal. — Oxford University Press, 2004. — Т. 354. — № 3. — С. 769—772. — DOI:10.1111/j.1365-2966.2004.08238.x — Bibcode: 2004MNRAS.354..769E — Ҡалып:Arxiv Архивировано из первоисточника 21 июнь 2007.
  25. ↑ 25,0 25,1 Petit, J.-M.; Morbidelli, A.; and Chambers, J. The Primordial Excitation and Clearing of the Asteroid Belt (инг.) // Icarus : journal. — Elsevier, 2001. — Т. 153. — № 2. — С. 338—347. — DOI:10.1006/icar.2001.6702 — Bibcode: 2001Icar..153..338P
  26. ↑ 26,0 26,1 Сатурн и Юпитер проделали «дыры» в поясе астероидов — исследование
  27. ↑ В.В.Бусарев. Астероиды (SolarSystem/asteroids) (23 март 2010). Дата обращения: 25 октябрь 2011. 2012 йыл 12 ғинуар архивланған.
  28. ↑ Clark, B. E.; Hapke, B.; Pieters, C.; and Britt, D. Asteroid Space Weathering and Regolith Evolution. University of Arizona (2002). Дата обращения: 8 ноябрь 2007. Архивировано 24 ғинуар 2012 года.
  29. ↑ Gaffey, Michael J. The Spectral and Physical Properties of Metal in Meteorite Assemblages: Implications for Asteroid Surface Materials (1996). Дата обращения: 8 ноябрь 2007. Архивировано 24 ғинуар 2012 года.
  30. ↑ Keil, K. Thermal alteration of asteroids: evidence from meteorites. Planetary and Space Science (2000). Дата обращения: 8 ноябрь 2007. Архивировано 24 ғинуар 2012 года.
  31. ↑ Baragiola, R. A.; Duke, C. A.; Loeffler, M.; McFadden, L. A.; and Sheffield, J. Impact of ions and micrometeorites on mineral surfaces: Reflectance changes and production of atmospheric species in airless solar system bodies (2003). Дата обращения: 8 ноябрь 2007. Архивировано 24 ғинуар 2012 года.
  32. ↑ From Dust to Planetesimals: Workshop at Ringberg Castle Germany (2006). Дата обращения: 8 ноябрь 2007. Архивировано 24 ғинуар 2012 года. 2012 йыл 26 апрель архивланған.
  33. ↑ Kracher, A. Asteroid 433 Eros and partially differentiated planetesimals: bulk depletion versus surface depletion of sulfur. Ames Laboratory (2005). Дата обращения: 8 ноябрь 2007. Архивировано 24 ғинуар 2012 года.
  34. ↑ Taylor, G. J.; Keil, K.; McCoy, T.; Haack, H.; and Scott, E. R. D. Asteroid differentiation — Pyroclastic volcanism to magma oceans // Meteoritics. — 1993. — Т. 28. — № 1. — С. 34—52. — Bibcode: 1993Metic..28...34T
  35. ↑ Alfvén, H.; and Arrhenius, G. The Small Bodies. SP-345 Evolution of the Solar System. NASA (1976). Дата обращения: 12 апрель 2007. Архивировано 24 ғинуар 2012 года. 2007 йыл 13 май архивланған.
  36. ↑ The Hungaria group of minor planets
  37. ↑ Lecar, M.; Podolak, M.; Sasselov, D.; and Chiang, E. Infrared cirrus — New components of the extended infrared emission (инг.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 2006. — Т. 640. — № 2. — С. 1115—1118. — DOI:10.1086/500287 — Bibcode: 1984ApJ...278L..19L
  38. ↑ Berardelli, Phil. Main-Belt Comets May Have Been Source Of Earths Water. Space Daily (23 март 2006). Дата обращения: 27 октябрь 2007. Архивировано 24 ғинуар 2012 года.
  39. ↑ Williams, Gareth Distribution of the Minor Planets. Minor Planets Center. Дата обращения: 27 октябрь 2010. Архивировано 24 ғинуар 2012 года.
  40. ↑ 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. Дата обращения: 27 октябрь 2010. Архивировано 24 ғинуар 2012 года.
  41. ↑ Rossi, Alessandro The mysteries of the asteroid rotation day. The Spaceguard Foundation (20 май 2004). Дата обращения: 9 апрель 2007. Архивировано 24 ғинуар 2012 года. 2006 йыл 12 май архивланған.
  42. ↑ Сурдин В.Г. Эффект инженера Ярковского. StarContact (20 май 2004). Дата обращения: 9 апрель 2007. Архивировано 24 ғинуар 2012 года. 2012 йыл 24 ғинуар архивланған.
  43. ↑ Сурдин В. Г. Природа: Эффект инженера Ярковского. Природа. Дата обращения: 9 апрель 2007.
  44. ↑ YORP-раскрутка: солнечные лучи вертят реактивные астероиды. Мембрана. Дата обращения: 29 октябрь 2011. Архивировано 8 сентябрь 2011 года. 2011 йыл 8 сентябрь архивланған.
  45. ↑ Fernie, J. Donald The American Kepler // The Americal Scientist. — 1999. — Т. 87. — № 5. — С. 398.
  46. ↑ Liou, Jer-Chyi; and Malhotra, Renu Depletion of the Outer Asteroid Belt (инг.) // Science. — 1997. — Т. 275. — № 5298. — С. 375—377. — DOI:10.1126/science.275.5298.375 — PMID 8994031.
  47. ↑ 47,0 47,1 McBride, N.; and Hughes, D. W. The spatial density of asteroids and its variation with asteroidal mass (инг.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society : journal. — Oxford University Press, 1990. — Т. 244. — С. 513—520. — Bibcode: 1990MNRAS.244..513M
  48. ↑ Drake, Michael J. The eucrite/Vesta story (инг.) // Meteoritics & Planetary Science (инг.)баш. : journal. — 2001. — Т. 36. — № 4. — С. 501—513. — DOI:10.1111/j.1945-5100.2001.tb01892.x — Bibcode: 2001M&PS...36..501D
  49. ↑ Love, S. G.; and Brownlee, D. E. The IRAS dust band contribution to the interplanetary dust complex — Evidence seen at 60 and 100 microns (инг.) // Astronomical Journal : journal. — 1992. — Т. 104. — № 6. — С. 2236—2242. — DOI:10.1086/116399 — Bibcode: 1992AJ....104.2236L
  50. ↑ Spratt, Christopher E. The Hungaria group of minor planets // Journal of the Royal Astronomical Society of Canada (инг.)баш.. — 1990. — Т. 84. — № 2. — С. 123—131. — Bibcode: 1990JRASC..84..123S
  51. ↑ Carvano, J. M.; Lazzaro, D.; Mothé-Diniz, T.; Angeli, C. A.; and Florczak, M. Spectroscopic Survey of the Hungaria and Phocaea Dynamical Groups (инг.) // Icarus : journal. — Elsevier, 2001. — Т. 149. — № 1. — С. 173—189. — DOI:10.1006/icar.2000.6512 — Bibcode: 2001Icar..149..173C
  52. ↑ 52,0 52,1 Nesvorný, D.; Vokrouhlick, D.; and Bottke, W. F. The Breakup of a Main-Belt Asteroid 450 Thousand Years Ago (инг.) // Science : journal. — 2006. — Т. 312. — № 5779. — С. 1490. — DOI:10.1126/science.1126175 — Bibcode: 2006Sci...312.1490N — PMID 16763141.
  53. ↑ 53,0 53,1 Nesvorný, D.; Bottke, W. F.; Levison, H. F.; and Dones, L. Recent Origin of the Solar System Dust Bands (инг.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 2003. — Т. 591. — № 1. — С. 486—497. — DOI:10.1086/374807 — Bibcode: 2003ApJ...591..486N
  54. ↑ Backman, D. E. Fluctuations in the General Zodiacal Cloud Density. Backman Report. NASA Ames Research Center (6 март 1998). Дата обращения: 4 апрель 2007. Архивировано 24 ғинуар 2012 года. 2013 йыл 29 апрель архивланған.
  55. ↑ Jewitt, David; Weaver, H.; Mutcher, M.; Larson, S.; Agarwal, J. Hubble Space Telescope Observations of Main Belt Comet (596) Scheila (инг.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 2011. — Т. 733. — С. L4. — DOI:10.1088/2041-8205/733/1/L4 — Bibcode: 2011arXiv1103.5456J — Ҡалып:Arxiv
  56. ↑ 56,0 56,1 Reach, William T. Zodiacal emission. III — Dust near the asteroid belt (инг.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 1992. — Т. 392. — № 1. — С. 289—299. — DOI:10.1086/171428 — Bibcode: 1992ApJ...392..289R
  57. ↑ Kingsley, Danny Mysterious meteorite dust mismatch solved. ABC Science (1 май 2003). Дата обращения: 4 апрель 2007. Архивировано 9 июль 2013 года.
  58. ↑ Meteors and Meteorites. NASA. Дата обращения: 12 июль 2010. Архивировано 24 ғинуар 2012 года. 2012 йыл 10 апрель архивланған.
  59. ↑ Breakup event in the main asteroid belt likely caused dinosaur extinction 65 million years ago. Дата обращения: 14 октябрь 2007. Архивировано 24 ғинуар 2012 года.
  60. ↑ Stern, Alan. New Horizons Crosses The Asteroid Belt. Space Daily (2 июнь 2006). Дата обращения: 14 апрель 2007. Архивировано 24 ғинуар 2012 года.
  61. ↑ 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.
  62. ↑ Tedesco, E. F.; and Desert, F.-X. The Infrared Space Observatory Deep Asteroid Search (инг.) // The Astronomical Journal : journal. — IOP Publishing, 2002. — Т. 123. — № 4. — С. 2070—2082. — DOI:10.1086/339482 — Bibcode: 2002AJ....123.2070T
  63. ↑ Krasinsky, G. A.; Pitjeva, E. V.; Vasilyev, M. V.; and Yagudina, E. I. Hidden Mass in the Asteroid Belt (инг.) // Icarus. — Elsevier, 2002. — Т. 158. — № 1. — С. 98—105. — DOI:10.1006/icar.2002.6837 — Bibcode: 2002Icar..158...98K
  64. ↑ Pitjeva, E. V. High-Precision Ephemerides of Planets—EPM and Determination of Some Astronomical Constants (инг.) // Solar System Research (инг.)баш. : journal. — 2005. — Т. 39. — № 3. — С. 176. — DOI:10.1007/s11208-005-0033-2
  65. ↑ 65,0 65,1 Wiegert, P.; Balam, D.; Moss, A.; Veillet, C.; Connors, M.; and Shelton, I. Evidence for a Color Dependence in the Size Distribution of Main-Belt Asteroids (инг.) // The Astronomical Journal : journal. — IOP Publishing, 2007. — Т. 133. — № 4. — С. 1609—1614. — DOI:10.1086/512128
  66. ↑ Clark, B. E. New News and the Competing Views of Asteroid Belt Geology (инг.) // Lunar and Planetary Science : journal. — 1996. — Т. 27. — С. 225—226. — Bibcode: 1996LPI....27..225C
  67. ↑ Margot, J. L.; and Brown, M. E. A Low-Density M-type Asteroid in the Main Belt (инг.) // Science. — 2003. — Т. 300. — № 5627. — С. 1939—1942. — DOI:10.1126/science.1085844 — Bibcode: 2003Sci...300.1939M — PMID 12817147.
  68. ↑ Mueller, M.; Harris, A. W.; Delbo, M.; and the MIRSI Team. 21 Lutetia and other M-types: Their sizes, albedos, and thermal properties from new IRTF measurements (инг.) // Bulletin of the American Astronomical Society (инг.)баш. : journal. — 2005. — Т. 37. — С. 627. — Bibcode: 2005DPS....37.0702M
  69. ↑ Duffard, R.; and Roig, F. Two new basaltic asteroids in the Outer Main Belt (2007). Дата обращения: 14 октябрь 2007. Архивировано 24 ғинуар 2012 года.
  70. ↑ 70,0 70,1 Than, Ker. Strange Asteroids Baffle Scientists (2007). Дата обращения: 14 октябрь 2007. Архивировано 24 ғинуар 2012 года.
  71. ↑ Low, F. J.; et al. Infrared cirrus — New components of the extended infrared emission (инг.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 1984. — Т. 278. — С. L19—L22. — DOI:10.1086/184213 — Bibcode: 1984ApJ...278L..19L
  72. ↑ David Jewitt. Interview with David Jewitt. YouTube. Дата обращения: 14 октябрь 2007.
  73. ↑ The Final IAU Resolution on the Definition of «Planet» Ready for Voting. IAU (24 август 2006). Дата обращения: 2 март 2007. Архивировано 24 ғинуар 2012 года.
  74. ↑ IAU draft resolution. Дата обращения: 20 октябрь 2007. Архивировано 24 ғинуар 2012 года. 2008 йыл 27 август архивланған.
  75. ↑ IAU 2006 General Assembly: Result of the IAU Resolution votes. Дата обращения: 29 март 2007. Архивировано 24 ғинуар 2012 года.
  76. ↑ Russell, C. T. et al. Dawn at Vesta: Testing the Protoplanetary Paradigm (инг.) // Science. — 2012. — Т. 336. — № 6082. — С. 684—686. — DOI:10.1126/science.1219381 — Bibcode: 2012Sci...336..684R
  77. ↑ Carry, B. et al. Physical properties of (2) Pallas (инг.) // Icarus. — Elsevier, 2009. — Т. 205. — С. 460—472. — DOI:10.1016/j.icarus.2009.08.007 — Bibcode: 2010Icar..205..460C — Ҡалып:Arxiv
  78. ↑ Schmidt, B. E., et al. Hubble takes a look at Pallas: Shape, size, and surface (инг.) // 39th Lunar and Planetary Science Conference (Lunar and Planetary Science XXXIX). Held March 10–14, 2008, in League City, Texas. : journal. — 2008. — Т. 1391. — С. 2502.
  79. ↑ 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. Analysis of the First Disk-resolved Images of Ceres from Ultraviolet Observations with the Hubble Space Telescope (инг.) // The Astronomical Journal : journal. — IOP Publishing, 2002. — Т. 123. — № 1. — С. 549—557. — DOI:10.1086/338093 — Bibcode: 2002AJ....123..549P
  80. ↑ Asteroid 1 Ceres. Дата обращения: 20 октябрь 2007. Архивировано 24 ғинуар 2012 года.
  81. ↑ Torppa, J.; et al. Shapes and rotational properties of thirty asteroids from photometric data (инг.) // Icarus : journal. — Elsevier, 1996. — Т. 164. — № 2. — С. 346—383. — DOI:10.1016/S0019-1035(03)00146-5 — Bibcode: 2003Icar..164..346T
  82. ↑ The composition of asteroid 2 Pallas and its relation to primitive meteorites. Дата обращения: 20 октябрь 2007.
  83. ↑ Barucci, M. A.; et al. 10 Hygiea: ISO Infrared Observations (PDF) (2002). Дата обращения: 21 октябрь 2007. Архивировано 24 ғинуар 2012 года. 2007 йыл 28 ноябрь архивланған.
  84. ↑ Ceres the Planet. Дата обращения: 20 октябрь 2007. Архивировано 24 ғинуар 2012 года.
  85. ↑ D. Cohen. Earth’s natural wealth: an audit 2011 йыл 7 июнь архивланған., NewScientist, 23 May 2007
  86. ↑ University of Toronto (2009, October 19). Geologists Point To Outer Space As Source Of The Earth’s Mineral Riches. ScienceDaily
  87. ↑ James M. Brenan and William F. McDonough. Core formation and metal-silicate fractionation of osmium and iridium from gold 2011 йыл 6 июль архивланған.. — Nature Geoscience (18 October 2009)
  88. ↑ Mining the Sky: Untold Riches from the Asteroids, Comets, and Planets / John S. Lewis (1998) ISBN 0-201-47959-1

Әҙәбиәт

үҙгәртергә

Һылтанмалар

үҙгәртергә
  • Asteroids, comets, 1993 meteors (инг.)
  • Arnett, William A. Asteroids (неопра.). Nine The Planets (26 февраль 2006). 20 апрель 2007 Дата мөрәжәғәте. Көндө 24 ғинуар 2012 йыл.
  • Cain, Fraser. The Belt Asteroid (неопра.). Today Universe. 1 апрелдән әйләнешкә Дата 2008. Көндө 24 ғинуар 2012 йыл.
  • Main Asteroid Belt (неопра.). Sol Company. 20 апрель 2007 Дата мөрәжәғәте. Көндө 24 ғинуар 2012 йыл.
  • Munsell, Kirk Asteroids: Overview (неопра.) (недоступная ссылка). NASA’Solar ' s System Exploration (16 сентябрь 2005). 26 майында әйләнешкә Дата 2007. Көндө 24 ғинуар 2012 йыл.
  • Of Plots европейская vs. ориентальная eccentricity. semi-axis major and европейская vs. ориентальная inclination. semi-axis major at Asteroid Dynamic Site
  • Staff. Asteroids (неопра.). NASA (31 октябрь 2006). 20 апрель 2007 Дата мөрәжәғәте. Көндө 24 ғинуар 2012 йыл.
  • Staff. Topics Space: and Asteroids Comets (неопра.). The Society Planetary (2007). 20 апрель 2007 Дата мөрәжәғәте. Көндө 24 ғинуар 2012 йыл.


«https://ba.wikipedia.org/w/index.php?title=Астероидтар_билбауы&oldid=1220026» битенән алынған