Der Asteroid-Riemen ist das Gebiet des Sonnensystems gelegen grob zwischen den Bahnen der Planeten Mars und Jupiter. Es wird durch zahlreiche Körper in der unregelmäßigen Form genannt Asteroiden oder geringe Planeten besetzt. Der Asteroid-Riemen wird auch der Hauptasteroid-Riemen oder Hauptriemen genannt, weil es andere Asteroiden im Sonnensystem wie erdnahe Asteroiden und trojanische Asteroiden gibt.

Ungefähr Hälfte der Masse des Riemens wird in den vier größten Asteroiden enthalten: Ceres, 4 Vesta, 2 Pallas und 10 Hygiea. Diese haben Mitteldiameter von mehr als 400 km, während Ceres, der einzige identifizierte Zwergplanet des Riemens des Asteroiden, ungefähr 950 km im Durchmesser ist. Die restlichen Körper erstrecken sich unten zur Größe einer Staub-Partikel. Das Asteroid-Material wird so dünn verteilt, dass zahlreiche unbemannte Raumfahrzeuge es ohne Ereignis überquert haben. Dennoch kommen Kollisionen zwischen großen Asteroiden wirklich vor, und diese können eine Asteroid-Familie bilden, deren Mitglieder ähnliche Augenhöhleneigenschaften und Zusammensetzungen haben. Kollisionen erzeugen auch einen feinen Staub, der einen Hauptbestandteil des Tierkreislichtes bildet. Individuelle Asteroiden innerhalb des Asteroid-Riemens werden durch ihre Spektren mit dem grössten Teil des Fallens in drei grundlegende Gruppen kategorisiert: kohlenstoffhaltig (C-Typ), Silikat (S-Typ), und metallreich (Typ M).

Der Asteroid-Riemen hat sich vom primordialen Sonnennebelfleck als eine Gruppe von planetesimals, die kleineren Vorgänger der Planeten geformt, die der Reihe nach protoplanets gebildet haben. Zwischen Mars und Jupiter, jedoch, haben Gravitationsunruhen vom riesigen Planeten den protoplanets mit zu viel Augenhöhlenenergie für sie erfüllt, sich in einen Planeten zu vereinigen. Kollisionen sind zu gewaltsam geworden, und anstatt zusammen, der planetesimals und die meisten zerschmetterten protoplanets durchzubrennen. Infolgedessen ist der grösste Teil der Asteroid-Riemen-Masse seit der Bildung des Sonnensystems verloren worden. Einige Bruchstücke können schließlich ihren Weg ins innere Sonnensystem finden, zu Meteorstein-Einflüssen mit den inneren Planeten führend. Asteroid-Bahnen setzen fort, merkbar gestört zu werden, wann auch immer ihre Periode der Revolution über die Sonne eine Augenhöhlenklangfülle mit Jupiter bildet. In diesen Augenhöhlenentfernungen kommt eine Lücke von Kirkwood vor, weil sie in andere Bahnen gekehrt werden.

Andere Gebiete von kleinen Sonnensystemkörpern schließen die Kentauren, den Riemen von Kuiper und die gestreute Platte und die Wolke von Oort ein.

Geschichte der Beobachtung

In einem anonymen Kommentar zu seiner 1766-Übersetzung des Contemplation de la Nature von Charles Bonnet hat der Astronom Johann Daniel Titius von Wittenburg ein offenbares Muster im Lay-Out der Planeten bemerkt. Wenn man eine numerische Folge an 0 begonnen hat, dann eingeschlossen 3, 6, 12, 24, 48, usw. sich jedes Mal verdoppelnd, und hat vier zu jeder Zahl beigetragen und hat sich durch 10 geteilt, das hat eine bemerkenswert nahe Annäherung an die Radien der Bahnen der bekannten Planeten, wie gemessen, in astronomischen Einheiten erzeugt. Dieses Muster, jetzt bekannt als das Titius-bedeuten Gesetz, hat vorausgesagt, dass die Halbhauptäxte der sechs Planeten der Zeit (Quecksilber, Venus, Erde, Mars, Jupiter und Saturn) denjenigen zur Verfügung gestellt haben, hat eine "Lücke" zwischen den Bahnen des Mars und Jupiters berücksichtigt. In seinem Kommentar erklärte Titius, "Aber sollte der Herr Architect diesen Raum leer verlassen haben? Überhaupt nicht." 1768 hat der Astronom Johann Elert Bode Zeichen der Beziehung von Titius in seinem Anleitung zur Kenntniss des gestirnten Himmels gemacht (Englisch: Die Instruktion für die Kenntnisse des Sternenhimmels), aber hat Titius bis zu späteren Ausgaben nicht geglaubt. Es ist bekannt als das "Gesetz von Bode" geworden. Als William Herschel Uranus 1781 entdeckt hat, hat die Bahn des Planeten das Gesetz fast vollkommen, Hauptastronomen verglichen, um zu beschließen, dass es einen Planeten zwischen den Bahnen des Mars und Jupiters geben musste.

1800 hat der Astronom Baron Franz Xaver von Zach 24 seiner Gefährten in einen Klub, Vereinigte Astronomische Gesellschaft rekrutiert ("Vereinigte Astronomische Gesellschaft"), der er informell die Lilienthal "Gesellschaft" für seine Sitzungen in Lilienthal, einer kleinen Stadt in der Nähe von Bremen synchronisiert hat. Beschlossen, dem Sonnensystem dazu zu bringen, zu bestellen, ist die Gruppe bekannt als der "Himmelspolizei" oder Himmlische Polizei geworden. Bemerkenswerte Mitglieder haben Herschel, den britischen Astronomen Royal Nevil Maskelyne, Charles Messier und Heinrich Olbers eingeschlossen. Die Gesellschaft hat jedem Astronomen ein 15 ° Gebiet des Tierkreises damit beauftragt, nach dem fehlenden Planeten zu suchen.

Nur ein paar Monate später hat ein Nichtmitglied der Himmlischen Polizei ihre Erwartungen bestätigt. Am 1. Januar 1801 hat Giuseppe Piazzi, Vorsitzende der Astronomie an der Universität von Palermo, Sizilien, einen winzigen bewegenden Gegenstand in einer Bahn mit genau dem durch das Titius-bedeuten Gesetz vorausgesagten Radius gefunden. Er hat es Ceres, nach der römischen Göttin der Ernte und dem Schutzherrn Siziliens synchronisiert. Piazzi hat es am Anfang ein Komet geglaubt, aber sein Mangel an einem Koma hat darauf hingewiesen, dass es ein Planet war. Fünfzehn Monate später hat Olbers einen zweiten Gegenstand in demselben Gebiet, Pallas entdeckt. Verschieden von den anderen bekannten Planeten sind die Gegenstände Punkte des Lichtes sogar unter der höchsten Fernrohr-Vergrößerung geblieben, anstatt sich in Scheiben aufzulösen. Abgesondert von ihrer schnellen Bewegung sind sie nicht zu unterscheidend von Sternen geschienen. Entsprechend 1802 hat William Herschel vorgeschlagen, dass sie in eine getrennte Kategorie, genannt Asteroiden nach dem griechischen asteroeides gelegt werden, "sternähnlich" vorhabend. Nach der Vollendung einer Reihe von Beobachtungen von Ceres und Pallas hat er, aufgehört

Weder die Bezeichnung von Planeten, noch dieser von Kometen, können mit jedem Anstand der Sprache, diesen zwei Sternen gegeben werden... Sie ähneln kleinen Sternen so viel als kaum, um von ihnen bemerkenswert zu sein. Davon, ihrem asteroidal Äußeren, wenn ich meinen Namen nehme, und sie Asteroiden nenne; das Aufbewahren für mich jedoch die Freiheit des Änderns dieses Namens, wenn ein anderer, der ihrer Natur ausdrucksvoller ist, vorkommen sollte.

Trotz des Prägenes von Herschel seit mehreren Jahrzehnten hat es übliche Praxis gemusst, diese Gegenstände als Planeten zu kennzeichnen. Vor 1807 hat weitere Untersuchung zwei neue Gegenstände im Gebiet offenbart: 3 Juno und 4 Vesta. Das Brennen von Lilienthal in den Napoleonischen Kriegen hat diese erste Periode der Entdeckung zu einem Ende gebracht, und nur 1845 hat Astronomen getan entdecken einen anderen Gegenstand (5 Astraea). Kurz danach neue Gegenstände wurden an einer beschleunigenden Rate gefunden, und das Zählen von ihnen unter den Planeten ist immer beschwerlicher geworden. Schließlich waren sie von der Planet-Liste, wie zuerst angedeutet, von Alexander von Humboldt am Anfang der 1850er Jahre fallen gelassen, und die Wahl von William Herschel der Nomenklatur, "Asteroiden", ist allmählich in übliche Anwendung eingetreten.

Die Entdeckung Neptuns 1846 hat zum Diskreditieren des Titius-bedeuten Gesetzes in den Augen von Wissenschaftlern geführt, weil seine Bahn nirgends in der Nähe von der vorausgesagten Position war. Bis heute gibt es keine wissenschaftliche Erklärung für das Gesetz, und die Einigkeit von Astronomen betrachtet es als ein Zufall.

Der Ausdruck "Asteroid-Riemen" ist in Gebrauch am Anfang der 1850er Jahre eingetreten, obwohl es hart ist genau festzustellen, wer den Begriff ins Leben gerufen hat. Der erste englische Gebrauch scheint, in der 1850-Übersetzung (durch E. C. Otté) des Weltalls von Alexander von Humboldt zu sein: "[...] und das regelmäßige Äußere, ungefähr am 13. November und am 11. August, Sternschnuppen, die wahrscheinlich einen Teil eines Riemens von Asteroiden bilden, die die Bahn der Erde durchschneiden und sich mit der planetarischen Geschwindigkeit bewegen". Anderer früher Anschein kommt in Robert James Mann Ein Handbuch zu den Kenntnissen des Himmels vor, "Die Bahnen der Asteroiden werden in einen breiten Riemen des Raums gelegt, sich zwischen den Extremen ausstreckend [...] ". Der amerikanische Astronom Benjamin Peirce scheint, diese Fachsprache angenommen zu haben und einer seiner Befürworter gewesen zu sein. Hundert Asteroiden waren durch die Mitte 1868 gelegen worden, und 1891 hat die Einführung von astrophotography durch Max Wolf die Rate der Entdeckung noch weiter beschleunigt. Insgesamt 1,000 Asteroiden waren vor 1921, 10,000 vor 1981, und 100,000 vor 2000 gefunden worden. Moderne Asteroid-Überblick-Systeme verwenden jetzt automatisierte Mittel, neue geringe Planeten in ständig steigenden Mengen ausfindig zu machen.

Ursprung

Bildung

1802, kurz nach dem Entdecken von Pallas, hat Heinrich Olbers William Herschel vorgeschlagen, dass Ceres und Pallas Bruchstücke eines viel größeren Planeten waren, der einmal das Gebiet des Mars-Jupiters, dieser Planet besetzt hat, der eine innere Explosion oder einen cometary Einfluss viele Millionen Jahre vorher ertragen hat. Mit der Zeit, jedoch, ist diese Hypothese von Bevorzugung gefallen. Der große Betrag der Energie, die erforderlich gewesen sein würde, einen Planeten zu zerstören, der mit der niedrigen vereinigten Masse des Riemens verbunden ist, die nur ungefähr 4 % der Masse des Monds der Erde ist, unterstützt die Hypothese nicht. Weiter sind die bedeutenden chemischen Unterschiede zwischen den Asteroiden schwierig zu erklären, ob sie aus demselben Planeten kommen. Heute akzeptieren die meisten Wissenschaftler, dass, anstatt von einem Ahn-Planeten zu brechen, die Asteroiden nie einen Planeten überhaupt gebildet haben.

Im Allgemeinen im Sonnensystem, wie man denkt, ist planetarische Bildung über einen mit der langjährigen nebular Hypothese vergleichbaren Prozess vorgekommen: Eine Wolke von interstellarem Staub und Benzin ist unter dem Einfluss des Ernstes zusammengebrochen, um eine rotierende Platte des Materials zu bilden, das sich dann weiter verdichtet hat, um die Sonne und Planeten zu bilden. Während der ersten paar Millionen Jahre der Geschichte des Sonnensystems hat ein Akkretionsprozess von klebrigen Kollisionen das Trampeln von kleinen Partikeln verursacht, die allmählich in der Größe zugenommen haben. Sobald die Klumpen genügend Masse erreicht haben, konnten sie in anderen Körpern durch die Gravitationsanziehungskraft ziehen und planetesimals werden. Diese Gravitationszunahme hat zur Bildung der felsigen Planeten und der Gasriesen geführt.

Planetesimals innerhalb des Gebiets, das der Asteroid-Riemen werden würde, wurden durch den Ernst von Jupiter zu stark gestört, um einen Planeten zu bilden. Stattdessen haben sie fortgesetzt, die Sonne wie zuvor zu umkreisen, während sie gelegentlich kollidiert haben. In Gebieten, wo die durchschnittliche Geschwindigkeit der Kollisionen zu hoch war, hat der vernichtende von planetesimals dazu geneigt, über Zunahme zu herrschen, die Bildung von planet-großen Körpern verhindernd. Augenhöhlenklangfülle ist vorgekommen, wo die Augenhöhlenperiode eines Gegenstands im Riemen einen Bruchteil der ganzen Zahl der Augenhöhlenperiode Jupiters gebildet hat, den Gegenstand in eine verschiedene Bahn störend; das Gebiet, das zwischen den Bahnen des Mars und Jupiters liegt, enthält viele solche Augenhöhlenklangfülle. Da Jupiter nach innen im Anschluss an seine Bildung abgewandert ist, hätte diese Klangfülle über den Asteroid-Riemen, dynamisch aufregend die Bevölkerung und Erhöhung des Gebiets ihrer Geschwindigkeiten hinsichtlich einander gekehrt.

Während der frühen Geschichte des Sonnensystems sind die Asteroiden zu einem gewissen Grad geschmolzen, Elemente innerhalb ihrer erlaubend, durch die Masse teilweise oder völlig unterschieden zu werden. Einige der Ahn-Körper können sogar Perioden von Explosivstoff volcanism erlebt haben und Magma-Ozeane gebildet haben. Jedoch, wegen der relativ kleinen Größe der Körper, war die Periode des Schmelzens (im Vergleich zu den viel größeren Planeten) notwendigerweise kurz, und hatte allgemein vor ungefähr 4.5 Milliarden Jahren in den ersten Dutzenden Millionen von Jahren der Bildung geendet. Im August 2007 hat eine Studie von Zirkon-Kristallen in einem Antarktischen Meteorstein, der geglaubt ist, aus 4 Vesta entstanden zu sein, darauf hingewiesen, dass sie sich und durch die Erweiterung der Rest des Asteroid-Riemens, eher schnell innerhalb von zehn Millionen Jahren des Ursprungs des Sonnensystems geformt hatte.

Evolution

Die Asteroiden sind nicht Proben des primordialen Sonnensystems. Sie haben beträchtliche Evolution seit ihrer Bildung, einschließlich der inneren Heizung (in den ersten paar Dutzenden Millionen von Jahren), Oberfläche erlebt, die von Einflüssen, Raum schmilzt, der von der Radiation und Beschießung durch Mikrometeorsteine verwittert. Während einige Wissenschaftler die Asteroiden als restlicher planetesimals kennzeichnen, betrachten andere Wissenschaftler sie als verschieden.

glaubt, enthält der aktuelle Asteroid-Riemen nur einen kleinen Bruchteil der Masse des primordialen Riemens. Computersimulationen weisen darauf hin, dass der ursprüngliche Asteroid-Riemen Massenentsprechung zur Erde enthalten haben kann. In erster Linie wegen Gravitationsunruhen wurde der grösste Teil des Materials aus dem Riemen innerhalb von ungefähr einer Million Jahren der Bildung vertrieben, weniger als 0.1 % der ursprünglichen Masse zurücklassend. Seit ihrer Bildung ist der Größe-Vertrieb des Asteroid-Riemens relativ stabil geblieben: Es hat keine bedeutende Zunahme oder Abnahme in den typischen Dimensionen der Hauptriemen-Asteroiden gegeben.

4:1 kann die Augenhöhlenklangfülle mit Jupiter, an einem Radius 2.06 AU, als die innere Grenze des Asteroid-Riemens betrachtet werden. Unruhen durch Jupiter senden Körper, die dorthin in nicht stabile Bahnen streunen. Die meisten innerhalb des Radius dieser Lücke gebildeten Körper wurden durch Mars aufgekehrt (der ein Aphelium an 1.67 AU hat), oder vertrieben durch seine Gravitationsunruhen in der frühen Geschichte des Sonnensystems. Die Hungaria Asteroiden liegen näher an der Sonne als 4:1 Klangfülle, aber werden vor der Störung durch ihre hohe Neigung geschützt.

Als der Asteroid-Riemen zuerst gebildet wurde, haben die Temperaturen in einer Entfernung von 2.7 AU von der Sonne eine "Schnee-Linie" unter dem Gefrierpunkt von Wasser gebildet. Außer diesem Radius gebildete Planetesimals sind im Stande gewesen, Eis anzusammeln.

2006 wurde es bekannt gegeben, dass eine Bevölkerung von Kometen innerhalb des Asteroid-Riemens außer der Schnee-Linie entdeckt worden war, die eine Quelle von Wasser für die Ozeane der Erde zur Verfügung gestellt haben kann. Gemäß einigen Modellen gab es ungenügenden outgassing von Wasser während der formenden Periode der Erde, um die Ozeane zu bilden, eine Außenquelle wie eine cometary Beschießung verlangend.

Eigenschaften

Gegen populäre Bilder ist der Asteroid-Riemen größtenteils leer. Die Asteroiden werden über solch ein großes Volumen ausgebreitet, das es unwahrscheinlich sein würde, einen Asteroiden zu erreichen, ohne sorgfältig zu richten. Dennoch sind Hunderttausende von Asteroiden zurzeit, und die Gesamtzahl-Reihen in den Millionen oder mehr abhängig von der niedrigeren Größe-Abkürzung bekannt. Wie man bekannt, sind mehr als 200 Asteroiden größer als 100 km, während ein Überblick in den Infrarotwellenlängen zeigt, dass der Asteroid-Riemen 700,000 zu 1.7 Millionen Asteroiden mit einem Diameter 1 km oder mehr hat. Die offenbaren Umfänge der meisten bekannten Asteroiden sind 11-19, mit der Mittellinie an ungefähr 16.

schätzt, ist die Gesamtmasse des Asteroid-Riemens 2.8×10 zu 3.2×10 Kilogramme, der gerade 4 % der Masse des Monds ist. Die vier größten Gegenstände, Ceres, 4 Vesta, 2 Pallas, und 10 Hygiea, sind für Hälfte der Gesamtmasse des Riemens mit fast einem Drittel verantwortlich, das von Ceres verantwortlich gewesen ist, allein.

Zusammensetzung

Der aktuelle Riemen besteht in erster Linie aus drei Kategorien von Asteroiden: C-Typ oder kohlenstoffhaltige Asteroiden, S-Typ oder Silikat-Asteroiden, und Typ M oder metallische Asteroiden.

Kohlenstoffhaltige Asteroiden, wie ihr Name darauf hinweist, sind an dem Kohlenstoff reich und beherrschen die Außengebiete des Riemens. Zusammen umfassen sie mehr als 75 % der sichtbaren Asteroiden. Sie sind im Farbton röter als die anderen Asteroiden und haben einen sehr niedrigen Rückstrahlvermögen. Ihre Oberflächenzusammensetzung ist kohlenstoffhaltigen chondrite Meteorsteinen ähnlich. Chemisch vergleichen ihre Spektren die primordiale Zusammensetzung des frühen Sonnensystems, mit nur den leichteren Elementen und entferntem volatiles.

S-Typ (am Silikat reiche) Asteroiden ist zum inneren Gebiet des Riemens innerhalb von 2.5 AU der Sonne üblicher. Die Spektren ihrer Oberflächen offenbaren die Anwesenheit des Silikats und etwas Metalls, aber keiner bedeutenden kohlenstoffhaltigen Zusammensetzungen. Das zeigt an, dass ihre Materialien von ihrer primordialen Zusammensetzung, wahrscheinlich durch das Schmelzen und die Wandlung bedeutsam modifiziert worden sind. Sie haben einen relativ hohen Rückstrahlvermögen, und bilden ungefähr 17 % der Gesamtasteroid-Bevölkerung.

Typ M (metallreiche) Asteroiden bildet ungefähr 10 % der Gesamtbevölkerung; ihre Spektren ähneln den von Eisennickel. Wie man glaubt, haben sich einige von den metallischen Kernen von unterschiedenen Ahn-Körpern geformt, die durch die Kollision gestört wurden. Jedoch gibt es auch einige Silikat-Zusammensetzungen, die ein ähnliches Äußeres erzeugen können. Zum Beispiel scheint der große Typ-Asteroid M 22 Kalliope nicht, in erster Linie aus Metall zusammengesetzt zu werden. Innerhalb des Asteroid-Riemens kulminiert der Zahl-Vertrieb von Typ-Asteroiden M an einer Halbhauptachse von ungefähr 2.7 AU. Es ist noch nicht klar, ob alle Typen M compositionally ähnlich sind, oder ob es ein Etikett für mehrere Varianten ist, die ordentlich in den wichtigen C und die S Klassen nicht passen.

Ein Mysterium des Asteroid-Riemens ist die Verhältnisseltenheit des V-Typs oder basaltische Asteroiden. Theorien der Asteroid-Bildung sagen voraus, dass einwendet, dass die Größe von Vesta oder größer Krusten und Mäntel bilden sollte, die hauptsächlich des basaltischen Felsens zusammengesetzt würden, auf mehr als Hälfte aller Asteroiden hinauslaufend, die entweder Basalts oder olivine zusammensetzen werden. Beobachtungen weisen jedoch darauf hin, dass 99 Prozent des vorausgesagten basaltischen Materials vermisst werden. Bis 2001, wie man glaubte, haben die meisten basaltischen im Asteroid-Riemen entdeckten Körper vom Asteroiden Vesta (folglich ihr Name V-Typ) hervorgebracht. Jedoch hat die Entdeckung des Asteroiden 1459 Magnya eine ein bisschen verschiedene chemische Zusammensetzung von den anderen basaltischen Asteroiden entdeckt bis dahin offenbart, einen verschiedenen Ursprung andeutend. Diese Hypothese wurde durch die weitere Entdeckung 2007 zwei Asteroiden im Außenriemen, 7472 Kumakiri und mit der sich unterscheidenden basaltischen Zusammensetzung verstärkt, die aus Vesta nicht entstanden sein könnte. Diese letzten zwei sind die einzigen V-Typ-Asteroiden, die im Außenriemen bis heute entdeckt sind.

Die Temperatur des Asteroid-Riemens ändert sich mit der Entfernung von der Sonne. Für Staub-Partikeln innerhalb des Riemens, der typischen Temperaturreihe von 200 K (73 °C) an 2.2 AU unten zu 165 K (108 °C) an 3.2 AU HOWEVER, wegen der Folge, kann sich die Oberflächentemperatur eines Asteroiden beträchtlich ändern, weil die Seiten zur Sonnenstrahlung und dann zum Sternhintergrund abwechselnd ausgestellt werden.

Hauptriemen-Kometen

Mehrere sonst unbeachtliche Körper im Außenriemen zeigen cometary Tätigkeit. Da ihre Bahnen durch die Festnahme von klassischen Kometen nicht erklärt werden können, wird es gedacht, dass viele der Außenasteroiden mit dem Eis eisig sein können, das gelegentlich zur Sublimierung durch kleine Einflüsse ausgestellt ist. Hauptriemen-Kometen können eine Hauptquelle der Ozeane der Erde gewesen sein, da das mit dem schwerem Wasserstoffwasserstoffverhältnis für klassische Kometen zu niedrig ist, um die Hauptquelle gewesen zu sein.

Bahnen

Die meisten Asteroiden innerhalb des Asteroid-Riemens haben Augenhöhlenseltsamkeit von weniger als 0.4 und eine Neigung von weniger als 30 °. Der Augenhöhlenvertrieb der Asteroiden erreicht ein Maximum an einer Seltsamkeit von ungefähr 0.07 und einer Neigung unter 4 °. So, während ein typischer Asteroid eine relativ kreisförmige Bahn hat und in der Nähe vom Flugzeug des ekliptischen liegt, können einige Asteroid-Bahnen hoch exzentrisch sein oder gut außerhalb des ekliptischen Flugzeugs reisen.

Manchmal, der Begriff, den Hauptriemen verwendet wird, um nur auf das kompaktere "Kern"-Gebiet zu verweisen, wo die größte Konzentration von Körpern gefunden wird. Das liegt zwischen dem starken 4:1 und 2:1 Lücken von Kirkwood an 2.06 und 3.27 AU, und an der Augenhöhlenseltsamkeit weniger als ungefähr 0.33 zusammen mit Augenhöhlenneigungen unter ungefähr 20 °. Dieses "Kern"-Gebiet enthält etwa 93.4 % aller numerierten geringen Planeten innerhalb des Sonnensystems.

Lücken von Kirkwood

Die Halbhauptachse eines Asteroiden wird verwendet, um die Dimensionen seiner Bahn um die Sonne zu beschreiben, und sein Wert bestimmt die Augenhöhlenperiode des geringen Planeten. 1866 hat Daniel Kirkwood die Entdeckung von Lücken in den Entfernungen der Bahnen dieser Körper von der Sonne bekannt gegeben. Sie wurden an Positionen gelegen, wo ihre Periode der Revolution über die Sonne ein Bruchteil der ganzen Zahl von Augenhöhlenperiode von Jupiter war. Kirkwood hat vorgeschlagen, dass die Gravitationsunruhen des Planeten zur Eliminierung von Asteroiden aus diesen Bahnen geführt haben.

Wenn die Mittelaugenhöhlenperiode eines Asteroiden ein Bruchteil der ganzen Zahl der Augenhöhlenperiode Jupiters ist, wird eine Mittelbewegungsklangfülle mit dem Gasriesen geschaffen, der genügend ist, um einen Asteroiden zu neuen Augenhöhlenelementen zu stören. Asteroiden, die gelegen in den Lücke-Bahnen werden (entweder primordial wegen der Wanderung von Bahn von Jupiter, oder wegen vorheriger Unruhen oder Kollisionen) werden in verschiedene, zufällige Bahnen mit einer größeren oder kleineren Halbhauptachse allmählich angestoßen.

Die Lücken werden in einem einfachen Schnellschuss der Positionen der Asteroiden zu irgendeiner Zeit nicht gesehen, weil Asteroid-Bahnen elliptisch sind, und sich viele Asteroiden noch durch die Radien entsprechend den Lücken treffen. Die wirkliche Raumdichte von Asteroiden in diesen Lücken unterscheidet sich bedeutsam von den benachbarten Gebieten nicht.

Die Hauptlücken kommen an 3:1, 5:2, 7:3, und 2:1 Mittelbewegungsklangfülle mit Jupiter vor. Ein Asteroid in 3:1 Lücke von Kirkwood würde die Sonne dreimal für jede Bahn von Jovian zum Beispiel umkreisen. Schwächere Klangfülle kommt an anderen Halbhauptachse-Werten mit weniger Asteroiden vor, die gefunden sind als in der Nähe. (Zum Beispiel, 8:3 Klangfülle für Asteroiden mit einer Halbhauptachse von 2.71 AU.)

Die Haupt- oder Kernbevölkerung des Asteroid-Riemens wird manchmal in drei Zonen geteilt, die auf den prominentesten Lücken von Kirkwood gestützt sind. Zone I liegt zwischen 4:1 Klangfülle (2.06 AU) und 3:1 Klangfülle (2.5 AU) Lücken von Kirkwood. Zone II geht vom Ende der Zone I zu 5:2 Klangfülle-Lücke (2.82 AU) weiter. Zone III streckt sich vom Außenrand der Zone II zu 2:1 Klangfülle-Lücke (3.28 AU) aus.

Der Asteroid-Riemen kann auch in die inneren und Außenriemen mit dem inneren Riemen geteilt werden, der durch Asteroiden gebildet ist, die näher zu Mars umkreisen als 3:1 Lücke von Kirkwood (2.5 AU) und dem Außenriemen, der durch jene an der Bahn von Jupiter näheren Asteroiden gebildet ist. (Einige Autoren unterteilen die inneren und Außenriemen an 2:1 Klangfülle-Lücke (3.3 AU), während andere innere, mittlere und Außenriemen andeuten.)

Kollisionen

Die hohe Bevölkerung des Asteroid-Riemens macht für eine sehr aktive Umgebung, wo Kollisionen zwischen Asteroiden oft (auf astronomischen zeitlichen Rahmen) vorkommen. Wie man erwartet, kommen Kollisionen zwischen Hauptriemen-Körpern mit einem Mittelradius 10 km über so alle 10 Millionen Jahre vor. Eine Kollision kann einen Asteroiden in zahlreiche kleinere Stücke brechen (zur Bildung einer neuen Asteroid-Familie führend). Umgekehrt können sich Kollisionen, die mit niedrigen Verhältnisgeschwindigkeiten vorkommen, auch zwei Asteroiden anschließen. Nach mehr als 4 Milliarden Jahren solcher Prozesse haben die Mitglieder des Asteroid-Riemens jetzt wenig Ähnlichkeit mit der ursprünglichen Bevölkerung.

Zusammen mit den Asteroid-Körpern enthält der Asteroid-Riemen auch Bänder von Staub mit Partikel-Radien von bis zu einigen hundert Mikrometern. Dieses feine Material, wird mindestens teilweise, von Kollisionen zwischen Asteroiden, und durch den Einfluss von Mikrometeorsteinen auf die Asteroiden erzeugt. Wegen der Wirkung von Poynting-Robertson verursacht der Druck der Sonnenstrahlung diesen Staub zu langsam spiralförmigem nach innen zur Sonne.

Die Kombination dieses feinen Asteroid-Staubs, sowie das vertriebene cometary Material, erzeugt das Tierkreislicht. Das wird schwach Auroral-Glühen kann bei der Nacht angesehen werden, sich von der Richtung der Sonne entlang dem Flugzeug des ekliptischen ausstreckend. Partikeln, die den sichtbaren leichten Tierkreisdurchschnitt ungefähr 40 μm im Radius erzeugen. Die typischen Lebenszeiten solcher Partikeln sind ungefähr 700,000 Jahre. So, um die Bänder von Staub zu unterstützen, müssen neue Partikeln innerhalb des Asteroid-Riemens fest erzeugt werden.

Meteorsteine

Etwas vom Schutt von Kollisionen kann Sternschnuppen bilden, die in die Atmosphäre der Erde eingehen. Der 50,000 Meteorsteine, die auf der Erde bis heute gefunden sind, wie man glaubt, sind 99.8 Prozent im Asteroid-Riemen entstanden. Eine Studie im September 2007 durch eine gemeinsame US-tschechische Mannschaft hat darauf hingewiesen, dass eine Kollision des großen Körpers, die durch den Asteroiden 298 Baptistina erlebt ist, mehrere Bruchstücke ins innere Sonnensystem gesandt hat. Wie man glaubt, haben die Einflüsse dieser Bruchstücke sowohl den Krater Tycho auf dem Mond als auch den Krater Chicxulub in Mexiko, dem relict des massiven Einflusses geschaffen, der, wie man glaubt, das Erlöschen der Dinosaurier vor 65 Millionen Jahren ausgelöst hat.

Familien und Gruppen

1918 hat der japanische Astronom Kiyotsugu Hirayama bemerkt, dass die Bahnen von einigen der Asteroiden ähnliche Rahmen hatten, Familien oder Gruppen bildend.

Etwa ein Drittel der Asteroiden im Asteroid-Riemen ist Mitglieder einer Asteroid-Familie. Diese teilen ähnliche Augenhöhlenelemente, wie Halbhauptachse, Seltsamkeit, und Augenhöhlenneigung sowie ähnliche geisterhafte Eigenschaften, von denen alle einen allgemeinen Ursprung im Bruch eines größeren Körpers anzeigen. Grafische Anzeigen dieser Elemente, für Mitglieder des Asteroid-Riemens, zeigen Konzentrationen, die die Anwesenheit einer Asteroid-Familie anzeigen. Es gibt ungefähr 20-30 Vereinigungen, die fast sicher Asteroid-Familien sind. Zusätzliche Gruppierungen sind gefunden worden, dass weniger sicher sind. Asteroid-Familien können bestätigt werden, wenn die Mitglieder allgemeine geisterhafte Eigenschaften zeigen. Kleinere Vereinigungen von Asteroiden werden Gruppen oder Trauben genannt.

Einige der prominentesten Familien im Asteroid-Riemen (in der Größenordnung von der Erhöhung von Halbhauptäxten) sind die Flora, Eunoma, Koronis, Eos und Familien von Themis. Die Flora-Familie, einer der größten mit mehr als 800 bekannten Mitgliedern, kann sich von einer Kollision vor weniger als einer Milliarde Jahren geformt haben.

Der größte Asteroid, um ein wahres Mitglied einer Familie (im Vergleich mit einem Eindringling im Fall von Ceres mit der Familie von Gefion) zu sein, ist 4 Vesta. Wie man glaubt, hat sich die Familie von Vesta als das Ergebnis eines Krater bildenden Einflusses auf Vesta geformt. Ebenfalls können die HED Meteorsteine auch aus Vesta infolge dieser Kollision entstanden sein.

Drei prominente Bänder von Staub sind innerhalb des Asteroid-Riemens gefunden worden. Diese haben ähnliche Augenhöhlenneigungen als Eos, Koronis und Asteroid-Familien von Themis, und werden vielleicht so mit jenen Gruppierungen vereinigt.

Peripherie

Der Rand des inneren Randes des Riemens (sich zwischen 1.78 und 2.0 AU, mit einer Mittelhalbhauptachse von 1.9 AU erstreckend), ist die Familie von Hungaria von geringen Planeten. Sie werden nach dem Hauptmitglied, 434 Hungaria genannt; die Gruppe enthält mindestens 52 genannte Asteroiden. Die Hungaria Gruppe wird vom Hauptkörper durch 4:1 getrennt Lücke von Kirkwood und ihre Bahnen haben eine hohe Neigung. Einige Mitglieder gehören der Mars durchquerenden Kategorie von Asteroiden, und Gravitationsunruhen durch Mars sind ein Faktor im Reduzieren der Gesamtbevölkerung dieser Gruppe wahrscheinlich.

Eine andere Gruppe der hohen Neigung im inneren Teil des Asteroid-Riemens ist die Familie von Phocaea. Diese werden in erster Linie S-Typ-Asteroiden zusammengesetzt, wohingegen die benachbarte Familie von Hungaria einige E-Typen einschließt. Die Phocaea Familienbahn zwischen 2.25 und 2.5 AU von der Sonne.

Der Rand des Außenrandes des Asteroid-Riemens ist die Gruppe von Cybele, zwischen 3.3 und 3.5 AU umkreisend. Diese haben 7:4 Augenhöhlenklangfülle mit Jupiter. Die Familienbahn von Hilda zwischen 3.5 und 4.2 AU, und hat relativ kreisförmige Bahnen und einen Stall 3:2 Augenhöhlenklangfülle mit Jupiter. Es gibt wenige Asteroiden außer 4.2 AU bis zur Bahn von Jupiter. Hier können die zwei Familien von trojanischen Asteroiden gefunden werden, die, mindestens für Gegenstände, die größer sind als 1 km, ungefähr so zahlreich sind wie die Asteroiden des Asteroid-Riemens.

Neue Familien

Einige Asteroid-Familien haben sich kürzlich in astronomischen Begriffen geformt. Die Traube von Karin hat anscheinend vor ungefähr 5.7 Millionen Jahren von einer Kollision mit 33 km Radius-Ahn-Asteroiden gebildet. Die Veritas Familie hat sich vor ungefähr 8.3 Millionen Jahren geformt; Beweise schließen interplanetarischen Staub ein hat sich von Ozeanbodensatz erholt.

Mehr kürzlich scheint die Traube von Datura, sich vor ungefähr vierhundertfünfzigtausend Jahren von einer Kollision mit einem Hauptriemen-Asteroiden geformt zu haben. Die Altersschätzung basiert auf der Wahrscheinlichkeit der Mitglieder, die ihre aktuellen Bahnen, aber nicht von irgendwelchen physischen Beweisen haben. Jedoch kann diese Traube eine Quelle für ein Tierkreisstaub-Material gewesen sein. Andere neue Traube-Bildungen, wie die Traube von Iannini

(um vor 1-5 Millionen Jahren), kann zusätzliche Quellen dieses Asteroid-Staubs zur Verfügung gestellt haben.

Erforschung

Das erste Raumfahrzeug, um den Asteroid-Riemen zu überqueren, war Pionier 10, der ins Gebiet am 16. Juli 1972 eingegangen ist. Zurzeit gab es eine Sorge, dass der Schutt im Riemen eine Gefahr für das Raumfahrzeug aufstellen würde, aber es ist durch 11 Erdhandwerk ohne Ereignis seitdem sicher überquert worden. Pionier 11, Reisende 1 und 2 und Ulysses hat den Riemen durchgeführt, ohne irgendwelche Asteroiden darzustellen. Galileo hat den Asteroiden 951 Gaspra 1991 und 243 Ida 1993 IN DER NÄHE VON dargestellter 253 Mathilde 1997 dargestellt, Cassini hat 2685 Masursky 2000 dargestellt, Stardust hat 5535 Annefrank 2002 dargestellt, Neue Horizonte haben 132524 APL 2006 dargestellt, Rosetta hat 2867 Šteins 2008 dargestellt, und Dawn hat Vesta seit dem Juli 2011 umkreist. Wegen der niedrigen Dichte von Materialien innerhalb des Riemens wird die Verschiedenheit einer Untersuchung, die in einen Asteroiden gerät, jetzt auf weniger als einen in einer Milliarde geschätzt.

Alle Raumfahrzeugimages von Riemen-Asteroiden sind bis heute aus kurzen Luftparade-Gelegenheiten durch Untersuchungen gekommen ist auf andere Ziele zugegangen. Nur die NÄHE und Missionen von Hayabusa haben Asteroiden seit einer in die Länge gezogenen Periode in der Bahn und an der Oberfläche studiert, und das waren erdnahe Asteroiden. Jedoch ist die Morgendämmerungsmission entsandt worden, um Vesta und Ceres im Asteroid-Riemen zu erforschen. Wenn die Untersuchung noch nach dem Überprüfen dieser zwei großen Körper betrieblich ist, ist eine verlängerte Mission möglich, der zusätzliche Erforschung vielleicht Pallass erlauben konnte.

Siehe auch

• Asteroid, der abbaut
• Asteroiden in der Astrologie
• Asteroiden in der Fiktion
• Kolonisation der Asteroiden
• Schutt-Platte
• Riemen von Kuiper

Weiterführende Literatur

Links

• Asteroid-Entdeckung von 1980 bis 2010
• Asteroid-Seite bei der Sonnensystemerforschung der NASA
• Anschläge der Seltsamkeit gegen die Halbhauptachse und Neigung gegen die Halbhauptachse am Asteroiden Dynamische Seite