Asteroidebeltet

Kartskisse av asteroidebeltet (i hvitt) og dets plassering mellom banene til Mars og Jupiter.

Asteroidebeltet er regionen i solsystemet som ligger mellom banene til planetene Mars og Jupiter. Beltets utallige irregulært formede legemer kalles asteroider eller småplaneter. Det kalles også «hovedbeltet» for å skille det fra nærjordsasteroider og trojanske asteroider. De fire største asteroidene Ceres, 4 Vesta, 2 Pallas og 10 Hygiea, har en gjennomsnittsdiameter på over 400 km, og utgjør omkring halvparten av beltets masse. Ceres, asteroidebeltets eneste identifiserte dvergplanet, har en diameter på 975,6 km.[1][2][3][a]

De gjenværende legemene varierer i størrelse ned til støvpartikler. Materialet i asteroidebeltet er så spredt at sannsynligheten for at en romsonde skal kollidere med en asteroide er mindre enn én til én milliard.[4] Så langt har 12 ubemannede romsonder passert gjennom det uten kollisjoner.

Kollisjoner mellom større asteroider har likevel dannet asteroidefamilier med beslektede baneegenskaper og sammensetning. Omtrent en tredjedel av asteroidene tilhører en asteroidefamilie. Av mellom 20 og 30 kjente familier kan nevnes Flora, Eunomia, Koronis, Eos, Themis, Vesta, Hungaria og Phocaea-familiene. Kollisjonene har frembragt det fine støvet som danner en stor del av zodiakallyset. Enkeltasteroider kategoriseres etter spekteret, og de fleste er karbonholdige (C-type), silikate (S-type) og metallrike (M-type). Et lite fåtall er basalte (V-type), diogenitter (J-type) eller har andre sammensetninger.

Oppdagelsen av asteroidebeltet ble utløst av observasjonen av et tilsynelatende mønster i planetenes avstander fra solen. I 1766 ble Titius–Bodes lov formulert som et matematisk forsøk på å definere en sammenheng mellom avstandene. Formelen viste et «gap» eller en manglende planet mellom Mars og Jupiter, og i 1801 ble deretter Ceres oppdaget. Loven betraktes idag vanligvis som en tilfeldighet, og ingen modell for avstandene er generelt akseptert. I 1802 ble det også formulert en teori om at beltet er restene av en ødelagt planet. Heller ikke denne teorien har allmenn støtte idag.

Den rådende teorien er at asteroidebeltet ble dannet fra den opprinnelige soltåken som en gruppe av planetesimaler, forløperne til protoplanetene og deretter planetene. Mellom Mars og Jupiter ble protoplanetene for mye påvirket av baneenergi fra kjempeplanetens gravitasjonskraft til å samles til en planet. Kollisjonene ble for kraftige, og i stedet for å slå seg sammen ble planetesimalene og de fleste av protoplanetene spredt. Det meste av asteroidebeltets masse er derfor forsvunnet siden dannelsen av solsystemet. Noen fragmenter fant veien inn i det indre solsystemet som meteorittnedslag på de indre planetene. Asteroidebanene påvirkes fremdeles når omløpsperioden rundt solen danner en baneresonans med Jupiter. Ved disse baneavstandene oppstår et kirkwoodgap når de føres inn i andre baner.

De 10 første oppdagede asteroidene
Navn Oppdaget Oppdager
1 Ceres 1. januar 1801 Giuseppe Piazzi
2 Pallas 28. mars 1802 Heinrich Wilhelm Olbers
3 Juno 1. september 1804 Karl Ludwig Harding
4 Vesta 29. mars 1807 Heinrich Wilhelm Olbers
5 Astraea 8. desember 1845 Karl Ludwig Hencke
6 Hebe 1. juli 1847 Karl Ludwig Hencke
7 Iris 13. august 1847 John Russell Hind
8 Flora 18. oktober 1847 John Russell Hind
9 Metis 25. april 1848 Andrew Graham
10 Hygiea 12. april 1849 Annibale de Gasparis

Nomenklatur

Se også: Planetdefinisjon og Dvergplanet

Astronomer observerte de første årene at objektene forble lyspunkter, snarere enn å gli over i skiver, selv under de høyeste teleskopforstørrelsene. Bortsett fra de raske bevegelsene fremstod de som umulige å skille fra stjernene. Følgelig foreslo William Herschel i 1802 kategorien asteroider etter greske asteroeides, som betyr «stjernelignende».[5][6] Etter å ha fullført en serie av observasjoner av Ceres og Pallas konkluderte han med følgende:[7]

Verken benevnelsen på planeter, eller den på kometer, kan med noen anstendighet av språket gis til disse to stjerner ... De ligner små stjerner så mye at de neppe kan skilles fra dem. Fra dette, deres asteroidiske utseende, hvis jeg tar mitt navn, og kaller dem Asteroider; reserverer for meg selv den frihet å endre det navnet, hvis et annet, mer uttrykksfullt for deres natur, skulle forekomme.

Det var likevel vanlig praksis å kalle dem planeter i flere tiår.[8]

I 1860 var det kjent 62 asteroider. Oppdagelsene fortsatte med uforminsket styrke, og å regne alle som planeter ble stadig mer tungvint. Til slutt ble de tatt ut av listen over planeter som først foreslått av Alexander von Humboldt tidlig på 1850-tallet, og William Herschels valg av nomenklatur ble gradvis tatt i vanlig bruk.[8]

Uttrykket «asteroidebeltet» ble tatt i bruk tidlig på 1850-tallet, selv om det er vanskelig å utpeke hvem som innførte begrepet. På engelsk ble det brukt i 1850, i E.C. Ottés oversettelse av Alexander von Humboldts Cosmos:[9] «[...] og det vanlige utseendet, omtrent den 13. november og den 11. august, av stjerneskudd, som trolig utgjør deler av et belte av asteroider som krysser jordens bane og beveger seg med planetarisk hastighet».[b] En annen tidlig opptreden forekommer i Robert James Manns A Guide to the Knowledge of the Heavens (1852):[10] «banene til asteroidene er plassert i et bredt belte av rom, som strekker seg mellom ytterpunktene av [...]»[c] Den amerikanske astronomen Benjamin Peirce synes å ha adoptert denne terminologien og å ha vært en av dens pådrivere.[11][d]

Den 24. august 2006 ble begrepet planet definert for første gang av Den internasjonale astronomiske union. Ceres ble da tildelt statusen dvergplanet.

Opprinnelse

Utdypende artikkel: Phaetonhypotesen

Baneinklinasjoner versus avstander fra solen. Asteroider i kjerneregionen i rødt og andre asteroider i blått.
Størrelsen på de 10 første asteroidene sammenlignet med Månen.

Dannelse

Like etter oppdagelsen av Pallas i 1802 foreslo Heinrich Olbers ovenfor William Herschel at Ceres og Pallas var fragmenter av en mye større planet mellom Mars og Jupiter som hadde blitt utsatt for en indre eksplosjon eller et kometnedslag flere millioner år tidligere.[12] Over tid falt denne hypotesen i unåde. Det er blitt anført at beltets samlede masse er for lav til å utgjøre en planet – den utgjør bare om lag 4 % av månens masse. Opprinnelig hadde imidlertid asteroidebeltet en masse tilsvarende jordens, og under 0,1 % av den opprinnelige massen er nå igjen.[13] En annen innvending er at den store mengden energi som kreves for å ødelegge en planet, ikke støtter opp under hypotesen. Videre er det vanskelig å forklare asteroidenes betydelige kjemiske forskjeller hvis de kom fra samme planet.[14]

Planetdannelser i solsystemet forklares generelt med en prosess som er sammenlignbar med nebularhypotesen: En sky av interstellar støv og gass kollapset under påvirkning av gravitasjon for å danne en roterende skive som kondenserte for deretter å danne solen og planeter.[15] Etter to millioner år forårsaket en akkresjonsprosess med kollisjoner at de klumpete små partiklene gradvis økte i størrelse. Klumper med tilstrekkelig masse tiltrakk seg andre legemer ved hjelp av gravitasjon og ble planetesimaler. Den gravitasjonelle akkresjonen førte til dannelsen av steinplanetene og gasskjempene.

Planetesimalene innenfor det nåværende asteroidebeltets region ble for sterkt påvirket av Jupiters gravitasjon til å danne en planet. I stedet gikk de i bane rundt solen som tidligere samtidig som de i blant kolliderte.[13] I regioner hvor den gjennomsnittlige hastigheten til kollisjonene var for høye, hadde spredningen av planetesimalene en tendens til å dominere over akkresjonen[16] og forhindre dannelsen av legemer på størrelse med planeter. Baneresonanser fant sted der hvor omløpstiden til et objekt i beltet dannet en heltallsbrøk med Jupiters omløpstid, og påvirket objekt i en annen bane; regionen mellom banene til Mars og Jupiter inneholder mange slike baneresonanser. Etter som Jupiter migrerte innover i etterkant av dannelsen, ville resonansene ha feid over asteroidebeltet og dynamisk ha eksitert regionens populasjon og økt hastighetene relativt til hverandre.[17]

I solsystemets tidlige historie smeltet asteroidene sammen til en viss grad, og noen grunnstoffer ble delvis eller fullstendig differensiert etter masse. Noen moderasteroider (progenitorlegemer) kan endog ha gjennomgått eksplosiv vulkanisme og dannet hav av magma. Siden de var så små, var smeltingen nødvendigvis kortvarig (i forhold til de mye større planetene), og hadde generelt opphørt for ca. 4,5 milliarder år siden – i de første titalls millioner år etter dannelsen.[18] En studie av zirkonkrystaller fra en meteoritt i Antarktis, antatt å stamme fra 4 Vesta, antyder at den, og resten av asteroidebeltet, ble dannet innen ti millioner år etter solsystemets opprinnelse.[19]

Utvikling

Asteroidene har gjennomgått en betydelig utvikling siden solsystemets dannelse, deriblant indre oppvarming (i de første ti millioner av år), overflatesmelting etter nedslag, romvær fra stråling og bombardement fra mikrometeoroider.[20][21][22][23] Noen forskere refererer til asteroidene som gjenværende planetesimaler;[24] andre anser dem som forskjellige.[25]

Datasimuleringer antyder at det opprinnelige asteroidebeltet hadde en masse tilsvarende jordens. Primært på grunn av gravitasjonsforstyrrelser ble det meste av materialet sendt bort fra beltet innen omtrent én million år etter dannelsen, og mindre enn 0,1 % av den opprinnelige massen ble værende igjen.[13] Siden dannelsen har størrelsesfordelingen til asteroidebeltet forblitt relativt stabil: det har ikke vært noen betydelig økning eller nedgang i hovedbelteasteroidenes typiske dimensjoner.[26]

Baneresonansen på 4:1 med Jupiter ved en radius på 2,06 AE kan betraktes som en indre grense for asteroidebeltet. Jupiters påvirkning sender legemer som befinner seg her inn i ustabile baner. De fleste legemene som ble dannet på innsiden av radiusen til dette gapet, ble feid opp av Mars (som har en aphel ved 1,67 AE) eller kastet ut av den gravitasjonelle påvirkningen i solsystemets tidlige historie.[27] Hungaria-asteroidene ligger nærmere solen enn 4:1-resonansen, men er beskyttet mot forstyrrelser av den høye inklinasjonen.[28]

Da asteroidebeltet først ble dannet, gjorde temperaturer i avstander på 2,7 AE fra solen at det ble dannet en «snølinje» under frysepunktet for vann. Planetesimaler dannet utenfor denne radiusen var i stand til å akkumulere is.[29][30] I 2006 ble det annonsert at populasjonen av kometer hadde blitt oppdaget i asteroidebeltet under snølinjen, noe som kunne ha vært en kilde til vann for jordens hav. Ifølge noen modeller var det for lite utgassing av vann under jordens formende periode til å danne havene, noe som krevde en ekstern kilde med vann – slik som for eksempel et kometbombardement.[31]

Egenskaper

951 Gaspra, den første asteroiden fotografert av en romsonde, sett under Galileo's forbiflyvning i 1991; fargene er overdrevet
Foto: NASA
Fragment av Allende-meteoritten, en karbonholdig kondritt som falt til jorden i Mexico i 1969
Foto: H. Raab

I motsetning til på populærbilder er asteroidebeltet nesten tomt. Asteroidene er spredt over et så stort volum at det er usannsynlig å nå en asteroide uten å sikte nøye. Likevel er hundretusenvis av asteroider kjent, og det totale antallet anslås å være millioner eller mer, avhengig av nedre grenseverdi. Over 200 kjente asteroider er større enn 100 km i diameter.[3] Infrarøde målinger viser at 700 000–1,7 millioner asteroider har en diameter på 1 km eller mer.[32] Den tilsynelatende størrelsesklassen til de fleste kjente er 11–19 km, med et gjennomsnitt på ca. 16 km.[33]

Den totale massen er estimert til 2,8–3,2×1021 kg, eller 4 % av massen til månen.[2] De fire største objektene – Ceres, 4 Vesta, 2 Pallas og 10 Hygiea – står for halvparten av massen, og Ceres utgjør en tredjedel av denne igjen.[a][3]

Sammensetning

Asteroidene i asteroidebeltet er primært av C-typen (karbonholdige), S-typen (silikatholdige) og M-typen (metalliske).

C-type-asteroider (karbonrike) dominerer beltets ytre regioner.[34] Samlet står de for over 75 % av de synlige asteroidene. De er rødere i fargen enn andre asteroider og har en svært lav albedo. Overflatesammensetningen er lignende på meteoritter av karbonholdig kondritt. Kjemisk passer denne sammensetningen til det tidlige solsystemet – kun de lette grunnstoffene og volatilene er borte.

S-type-asteroider (silikatrike) er vanligere mot den indre regionen av beltet, innenfor 2,5 AE fra solen.[34][35] Spektere av overflatene avslører silikater og noe metall, men ingen betydelig karbonholdig sammensetning. Dette indikerer at materialet har blitt betydelig endret fra den opprinnelige sammensetningen, sannsynligvis gjennom smelting og reformasjon. De har en høy albedo og utgjør omtrent 17 % av den totale asteroidepopulasjonen.

M-type-asteroider (metallrike) utgjør omtrent 10 % av asteroidepopulasjonen; spektrumet ligner på jern-nikkel. Noen antas å ha blitt dannet fra de metalliske kjernene til differensierte forfedre som ble utsatt for kollisjoner. Det finnes imidlertid også silikatforbindelser som kan produsere tilsvarende utseende. Deriblant synes ikke den store M-type-asteroiden 22 Kalliope å primært bestå av metall.[36] Antallsfordelingen av M-type asteroider er på topp ved store halvakse på ca. 2,7 AE.[37] Det er uklart om alle M-typene er like i sammensetning eller om de utgjør flere varianter som ikke passer inn i C- og S-klassene.[38]

Sjeldenheten til V-type-asteroider (basalte asteroider) er et mysterium.[39] Teorier forutsier at gjenstander på størrelse med Vesta eller større skal danne skorper og mantler som er sammensatt primært av basalt stein, slik at mer enn halvparten av asteroidene består enten av basalt eller olivin. Observasjoner antyder imidlertid at 99 % av det forutsagte basaltmaterialet mangler.[40] Frem til 2001 var det antatt at de mest basalte asteroidene stammet fra asteroiden Vesta (derav navnet V-type). Oppdagelsen av 1459 Magnya avslørte en litt annen kjemisk sammensetning enn hos andre kjente basaltasteroider, og antydet et annet opphav.[40] Hypotesen ble forsterket av oppdagelsen av 7472 Kumakiri og (10537) 1991 RY16 i det ytre beltet i 2007, med avvikende basaltsammensetning som ikke stammer fra Vesta. De to sistnevnte er de eneste kjente V-type-asteroidene i det ytre beltet per 2012.[39]

Temperaturen varierer med avstanden fra solen. For støvpartikler går temperaturen typisk fra 200 K (−73 °C) ved 2,2 AE ned til 165 K (−108 °C) ved 3,2 AE.[41] På grunn av rotasjonen varierer temperaturen betraktelig etter som sidene veksler mellom å vende mot solen og mot stjernebakgrunnen.

Asteroidebeltekometer

Utdypende artikkel: Asteroidebeltekomet

Flere legemer i det ytre beltet fremviser kometlignende aktiviteter. Siden banen ikke kan forklares gjennom fangst av klassiske kometer, antas det at mange av de ytre asteroidene kan være isete, og at isen tidvis utsettes for sublimasjon gjennom små nedslag. Asteroidebeltekometer kan ha vært en viktig kilde til jordens hav siden forholdet mellom deuterium og hydrogen er for lavt til at klassiske kometer kan være hovedkilden.[42]

Baner

Eksentrisiteter i asteroidebeltet, med asteroidebeltet i rødt og blått («kjerneregionen» i rødt)

De fleste asteroidene har baneeksentrisiteter under 0,4 og en inklinasjon under 30°. Banefordelingen når et maksimum ved en eksentrisitet rundt 0,07 og en inklinasjon mindre enn 4°.[33] Mens typiske asteroider har en relativt sirkulær bane og ligger nært det ekliptiske planet, er noen baner svært eksentriske eller går godt utenfor det ekliptiske planet.

Den mer kompakte «kjerneregionen» med den største konsentrasjonen av legemer, kalles noen ganger hovedbeltet. Det ligger mellom 4:1- og 2:1-Kirkwoodgapene ved 2,06 og 3,27 AE og ved baneeksentrisiteter mindre enn ca. 0,33, sammen med baneinklinasjoner under ca. 20°. «Kjerneregionen» inneholder omtrent 93,4 % av alle nummererte småplaneter i solsystemet.[e]

Kirkwoodgap

Fordelingen av asteroidenes store halvakse i «kjernen» av asteroidebeltet. De sorte pilene peker mot Kirkwoodgap hvor baneresonansen med Jupiter destabiliserer baner.

Utdypende artikkel: Kirkwoodgap

En asteroides store halvakse brukes for å beskrive dimensjonene på banen rundt solen, og verdien fastsetter omløpstiden. I 1866 annonserte Daniel Kirkwood oppdagelsen av gap i avstanden mellom disse legemenes baner fra solen. Disse lå ved posisjoner hvor omløpsperioden rundt solen var en heltallsbrøk av Jupiters omløpsperiode. Kirkwood foreslo at gravitasjonspåvirkningene fra planeten førte til at asteroidene forsvant fra disse banene.[43]

Når gjennomsnittlig omløpsperiode er en heltallsbrøk av omløpsperioden til Jupiter, oppstår en baneresonans med gasskjempen som perturberer en asteroide til nye baneelementer. Banene til asteroider som havner i gapet blir (enten opprinnelig på grunn av migrasjonen av Jupiters bane,[44] eller på grunn av tidligere perturbasjoner eller kollisjon) gradvis dyttet inn i ulike, tilfeldige baner med en større eller mindre store halvakse.

Gapene kan ikke ses ved et enkelt øyeblikksbilde av stedet til asteroidene ved noen tid fordi asteroidenes bane er elliptiske, og mange asteroider krysser fremdeles radiusene tilsvarende gapene. Den romlige tettheten av asteroidene i disse gapene avviker ikke vesentlig fra de nærliggende regionene.[45]

Hovedgapene oppstår ved 3:1-, 5:2-, 7:3- og 2:1-resonansene med Jupiter. En asteroide i 3:1-Kirkwoodgapet vil gå i bane rundt solen tre ganger for hvert omløp Jupiter har. Svakere resonanser oppstår ved andre verdier for store halvakser med færre asteroider, for eksempel en 8:3-resonans for asteroider med store halvakser på 2,71 AE.[46]

Hoved- eller kjernepopulasjonen av asteroidebeltet deles noen ganger inn i tre soner, basert på de mest fremtredende Kirkwoodgapene. Sone I ligger mellom Kirkwoodgapene med 4:1-resonans (2,06 AE) og 3:1-resonans (2,5 AE). Sone II fortsetter fra enden av sone I og ut til gapet med 5:2-resonans (2,82 AE). Sone III strekker seg fra den ytre kanten av sone to til gapet med 2:1-resonans (3,28 AE).[47]

Asteroidebeltet kan også deles inn i det indre og ytre beltet. Det indre beltet går i bane nærmere Mars enn Kirkwoodgapet med 3:1-resonans (2,5 AE), og det ytre beltet er nærmere Jupiters bane. Noen forfattere deler det indre og ytre beltet ytterligere opp ved gapet med 2:1-resonans (3,3 AE), mens andre foreslår det indre, det midterste og det ytre beltet.

Kollisjoner

Zodiakallys, delvis dannet av støv fra kollisjoner i asteroidebeltet.

Den høye populasjonen i asteroidebeltet muliggjør et svært aktivt miljø med hyppige kollisjoner i astronomisk tidsskala. Kollisjoner mellom legemer i hovedbeltet med en gjennomsnittlig radius på 10 km anslås å forekomme ca. hver 10 millioner år.[48] En kollisjon kan fragmentere en asteroide i små deler og danne en ny asteroidefamilie. Ved relativt lave hastigheter kan kollisjoner også føre til at to asteroider slår seg sammen. Etter mer enn fire milliarder år med slike prosesser er medlemmene av asteroidebeltet svært ulike den opprinnelige populasjonen.

Zodiakallys

Striper av støv med partikkelradier opp mot et par hundre mikrometer dannes, i det minste delvis, av kollisjoner mellom asteroider og nedslag av mikrometeoritter på asteroidene. Poynting-Robertson-effekten gjør at trykket fra solstrålingen får støvet til å gå i sakte spiral innover mot solen.[49]

Lysets møte med dette fine asteroidestøvet, så vel som det utskutte kometmaterialet, gir zodiakallys. Dette svake polarskinnet kan ses om natten, og strekker seg fra retningen mot solen langs planet til ekliptikken. Partikler som produserer det synlige zodiakallyset er i snitt ca. 40 μm i radius, og har en typisk levetid på om lag 700 000 år. For å opprettholde stripene med støv må likevel nye partikler jevnlig produseres i asteroidebeltet.[49]

Meteoritter

Rester av en kollisjon kan danne meteoroider som går inn i jordens atmosfære.[50] Av de ca. 50 000 meteorittene som er funnet på jorden, antas 99,8 % å komme fra asteroidebeltet.[51] En studie utført av et lag fra USA og Tsjekkia i september 2007 antydet at et større legeme kolliderte med asteroiden 298 Baptistina og sendte fragmenter inn i det indre solsystemet. Nedslagene antas å ha skapt Tycho-krateret på månen og Chicxulubkrateret i Mexico, et nedslag man tror utløste utryddelsen av dinosaurene for 65 millioner år siden.[52]

Familier og grupper

Baneinklinasjonen (ip) versus eksentrisitet (ep) for nummererte hovedbelteasteroider. Tydelige klumper representerer asteroidefamilier.

Utdypende artikkel: Asteroidefamilie

I 1918 observerte den japanske astronomen Kiyotsugu Hirayama at banen til noen av asteroidene hadde lignende parametere og dannet familier eller grupper.[53]

Omtrent en tredjedel av dem tilhører en asteroidefamilie. Disse deler lignende baneelementer som en halvstor akse, eksentrisitet og baneinklinasjon så vel som lignende spektralegenskaper, noe som antyder felles opphav i bruddet av et større legeme. For medlemmer av asteroidebeltet viser grafiske visninger av disse elementene konsentrasjoner som antyder tilstedeværelsen av en asteroidefamilie. Mellom 20 og 30 grupperinger regnes som nesten helt sikre asteroidefamilier. Andre grupperinger er det større usikkerhet omkring. En asteroidefamilie kan bekreftes når medlemmer fremviser felles spektralegenskaper.[54] Mindre forbindelser av asteroider kalles grupper eller hoper.

Noen fremtredende familier (etter økende store halvakse) er Flora, Eunomia, Koronis, Eos og Themis-familiene.[37] Tre striper av støv med tilsvarende baneinklinasjon som Eos, Koronis og Themis-familiene, kan være forbundet med disse grupperingene.[55]

Flora-familien

Flora-familien er en gruppe S-type-asteroider. Den er oppkalt etter 8 Flora, som utgjør ca. 80 % av massen, og kalles noen ganger også Ariadne-familien, etter asteroiden 43 Ariadne, som utgjør 9 % av massen. Den 29. oktober 1991 ble familiemedlemmet 951 Gaspra besøkt av romsonden Galileo på dens vei til Jupiter, og denne asteroiden er fortsatt en av de best studerte. Florafamilien er en av de største familiene med over 800 kjente medlemmer, og kan ha blitt dannet fra en kollisjon for mindre enn en milliard år siden.[56] Dens medlemmer antas å være moderlegemene til meteoritter av ordinær kondritt (også kalt L- og O-kondritter), som utgjør 38 % av meteorittene som har truffet jorden. Familien er også foreslått som kilden til kritt-paleogen-nedslaget og Chicxulubkrateret i og omkring Yucatánhalvøya i Mexico.[52]

Eunomia-familien

Eunomia-familien er oppkalt etter 15 Eunomia og består hovedsakelig av S-type-asteroider med overflater bestående primært av stein (ikke is), deriblant silikater og noe nikkel-jern. Familien har 439 kjernemedlemmer og totalt 4649 medlemmer var registrerte i 2005. Dette er omkring 5 % av alle asteroidene i beltet. Det største objektet 15 Eunomia er rundt 300 km lang og har en aritmetisk middetallradius på 250 km. Det nest største objektet 258 Tyche har en diameter på 65 km. På sin ferd videre mot Saturn, passerte Cassini-Huygens det lille medlemmet 2685 Masursky den 23. januar 2000. Medlemmer som ikke er av S-typen, inkluderer 85 Io, 141 Lumen, 546 Herodias, 657 Gunlöd, 1094 Siberia og 1275 Cimbria.

Koronis-familien

Foto av 243 Ida, tatt av romsonden Galileo den 28. august 1993
Foto: NASA, Jet Propulsion Laboratory

Koronis-familien er oppkalt etter 158 Koronis. Den består av mer enn 300 kjente asteroider, men kun 20 er større enn 20 km i diameter. Det største kjente medlemmet er 208 Lacrimosa, som er ca. 41 km i diameter. Den 28. august 1993 ble 243 Ida besøkt av romsonden Galileo. Andre store medlemmer av familien er 167 Urda, 263 Dresda, 277 Elvira, 311 Claudia, 321 Florentina, 534 Nassovia, 720 Bohlinia, 1223 Neckar og 9908 Aue.

Eos-familien

Eos-familien er oppkalt etter 221 Eos. De ligner S-type asteroider, men forskjeller i det infrarøde spekteret har gitt dem deres egen kategori som K-type-asteroider. De synes å være mer beslektet med meteoritter av typen CO3 og CV3 enn OC-typen. Mer enn 4 400 medlemmer er kjent; kjente medlemmer ved siden av 221 Eos er 339 Dorothea, 450 Brigitta, 513 Centesima, 562 Salome, 633 Zelima, 639 Latona, 651 Antikleia, 653 Berenike, 661 Cloelia, 669 Kypria, 742 Edisona, 807 Ceraskia, 876 Scott og 890 Waltraut.

Themis-familien

Themis-familien er oppkalt etter 24 Themis, og består av C-type-asteroider med en sammensetning som antas å ligne karbonholdig kondritt. Asteroidene preges av stor halvakse mellom 3,08 AE og 3,24 AE, baneeksentrisiteter mellom 0,09 og 0,22 og baneinklinasjoner mindre enn 3°. Familien har 553 kjente medlemmer, hvorav de største er 24 Themis, 62 Erato, 90 Antiope, 104 Klymene, 171 Ophelia, 468 Lina, 526 Jena og 846 Lipperta.

Vesta-familien

Vesta fotografert av romsonden Dawn 9. juli 2011
Foto: NASA/JPL-Caltech/UCLA/MPS/DLR/IDA

Vesta-familien er oppkalt etter 4 Vesta, den største asteroiden som er et ekte medlem av en familie (Ceres er en inntrenger i Gefion-familien). Vesta-familien består primært av V-type-asteroider (vestoider). 4 Vesta har en middeldiameter på 525 km; de øvrige er under 10 km i diameter, hvorav de lyseste er 1929 Kollaa og 2045 Peking. Familien antas å ha blitt dannet av kraterdannende nedslag på Vesta, med et svært krater på sørpolen som et sannsynlig nedslagsfelt. HED-meteorittene kan også ha blitt dannet av denne kollisjonen.[57] Noen få J-type asteroider (beslektet med V-typen) antas å stamme fra dypere lag av Vestas skorpe og ligner diogenitter (en undertype av HED-meteorittene).

Hungaria-familien

Langs den indre kanten av beltet (mellom 1,78 og 2,0 AE, med en gjennomsnittlig store halvakse på 1,9 AE) befinner Hungaria-familien seg. Den er oppkalt etter det største medlemmet, 434 Hungaria, og gruppen består av minst 52 navngitte asteroider. Hungaria-gruppen er delt fra hovedlegemet av 4:1-Kirkwodgapet, og banene har høye inklinasjoner. Noen medlemmer tilhører marskrysser-kategorien av asteroider, og gravitasjonspåvirkninger fra Mars er sannsynligvis en faktor som reduserer den totale populasjonen i denne gruppen.[28]

Phocaea-familien

En annen høyt inklinert gruppe i den indre delen av asteroidebeltet er Phocaea-familien. Den består primært av S-type-asteroider, mens naboen Hungaria-familien inkluderer noen E-type-asteroider.[58] Phocaea-familien går i bane mellom 2,25 og 2,5 AE fra solen.

Periferi

Langs den ytre kanten av asteroidebeltet er Cybele-gruppen, som går i bane mellom 3,3 og 3,5 AE og har en 7:4-baneresonans med Jupiter. Hilda-familien går i bane mellom 3,5 og 4,2 AE, og har relativt sirkulære baner og en stabil 3:2-baneresonans med Jupiter. Det er få asteroider utenfor 4,2 AE før Jupiters bane. Her finnes to familier med trojanske asteroider – Jupitertrojanere og Neptuntrojanere. Objekter som er større enn 1 km, er omtrent like tallrike blant Jupitertrojanerne som i asteroidebeltet.[59]

Unge familier

Asteroidemånen Daktyl, fotografert av Galileo ca. 3 900 km unna månen.

Noen asteroidefamilier er relativt unge. Karin-hopen ble tilsynelatende dannet fra en kollisjon med en stamfar som var 33 km i radius for ca. 5,7 millioner år siden.[60] Veritas-familien ble dannet for ca. 8,3 millioner år siden; blant bevisene for dette er interplanetarisk støv funnet i havsedimenter.[61]

Datura-hopen ble tilsynelatende dannet for ca. 450 000 år siden fra en kollisjon med en hovedbelteasteroide. Aldersestimatet baseres på sannsynligheten for at medlemmer har deres nåværende baner. Denne hopen er kilden til noe av materialet i zodiakallstøv.[62] Andre nylige hopdannelser, som Iannini-hopen (ca. 1–5 millioner år siden), kan ha blitt ytterligere kilder til dette asteroidestøvet.[63]

Asteroidemåner

Utdypende artikkel: Asteroidemåne

Siden 1994 er det blitt oppdaget satellitter rundt flere av asteroidene i hovedbeltet. Under sin nærpassering av 243 Ida, fotograferte romsonden Galileo den første kjente asteroidemånen Daktyl den 28. august 1993. Den ble oppdaget den 14. februar 1994 på forsinkede bilder fra nærpasseringen. Den neste asteroidemånen som ble oppdaget, var Petit-Prince i bane rundt 45 Eugenia den 1. november 1998. Den 18. februar 2001 ble asteroidemånen (87) Sylvia I Romulus oppdaget omkring hovedbelteasteroiden 87 Sylvia. Den 19. august 2004 ble deretter asteroidemånen (87) Sylvia II Remus oppdaget i bane rundt den samme asteroiden, og 87 Sylvia ble dermed den første asteroiden med to kjente måner.

Per 23. mai 2023 er det kjent 239 hovedbelteasteroider med måner. Åtte av disse har to satellitter, mens en har tre.[64]

Observasjonshistorie

Se også: Liste over nummererte småplaneter
Giuseppe Piazzi, oppdageren av Ceres, kjent som en planet i mange år, da som asteroide nummer 1 og senere en dvergplanet

«Titius–Bodes lov»

Utdypende artikkel: Titius–Bodes lov

I verket The Elements of Astronomy, utgitt i 1715, gjorde den skotske astronomen David Gregory (1659–1708) følgende observasjon: «Anta at distansen mellom jorden og solen kan inndeles i ti like store deler. Av disse vil distansen til Merkur være omkring fire, til Venus syv, til Mars 15, til Jupiter 52 og til Saturn 96.»[65] Et lignende utsagn forekommer i verket Vernünfftige Gedanken von den Absichten der natürlichen Dinge, publisert av den tyske filosofen Christian Wolff i 1724.[65]

I en anonym fotnote til oversettelsen av Charles Bonnets Contemplation de la Nature[8] i 1766 noterte astronomen Johann Daniel Titius av Wittenburg[66][67] et tilsynelatende mønster i planetenes posisjoner. Hvis man begynte en numerisk rekkefølge på 0, og adderte 3, 6, 12, 24, 48, osv., hvor man doblet verdien hver gang, la til fire til hvert nummer og delte på 10, fikk man en tilnærming til radien til de kjente planetenes baner målt i astronomiske enheter. Mønsteret er kjent som «Titius–Bodes lov».[67] Den tilsier store halvakser for de seks planetene Merkur, Venus, jorden, Mars, Jupiter og Saturn, gitt et tillatt «gap» mellom Mars og Jupiter.

I fotnoten erklærte Titius: «Men skal den store arkitekt (Lord Architect, dvs. Gud) ha forlatt dette rommet tomt? Ikke i det hele tatt.»[66] I 1772 noterte astronomen Johann Elert Bode dette forholdet i andre utgave av verket Anleitung zur Kenntniss des gestirnten Himmels (Instruksjon for kunnskapen om de stjernete himlene, første gang utgitt i 1768), men han krediterte ikke Titius før i senere utgaver. Da William Herschel oppdaget Uranus i 1781, passet planetens bane nesten perfekt til loven, og astronomer konkluderte med at det var en planet mellom banene til Mars og Jupiter.

Oppdagelsen av Neptun i 1846 diskrediterte loven siden banen ikke var i nærheten av den forutsagte posisjonen. Til dags dato har den ingen anerkjent vitenskapelig forklaring. De fleste astronomer behandler den som en tilfeldighet,[68] deriblant den amerikanske astrofysikeren Alan Boss.[69] Det amerikanske tidsskriftet for planetologi Icarus, nektet i 2006 å ta imot flere publikasjoner om loven.[69] Et mindretall har som forklaring foreslått en kombinasjon av baneresonans og mangel på frihetsgrad.[70]

Et matematisk forhold mellom banene til gasskjempenes måner i solsystemet, ble i 1968 formulert av den engelske astronomen Stanley F. Dermott i form av Dermotts lov. Lignende lover er foreslått for planetsystemer rundt andre stjerner.[71][72] De australske astronomene Timothy Bovaird og Charles H. Lineweaver publiserte i 2013 en generalisert Titius–Bode-relasjon på 68 planetsystemer med eksoplaneter. De fant at 96 % av systemene fulgte loven.[73]

De fire første oppdagelsene

I 1800 rekrutterte astronomen Franz Xaver von Zach 24 medarbeidere til Vereinigte Astronomische Gesellschaft («Forente Astronomiske Forening»), som han uformelt kalte «Lilienthal Society»[74] på grunn av møtene i den lille byen Lilienthal nær Bremen. Gruppen var fast bestemt på å sette solsystemet i system, og ble derfor kjent som «himmelpolitiet» (Himmelspolizei). De mest fremtredende medlemmene var Herschel, den britiske Astronomer Royal Nevil Maskelyne, Charles Messier og Heinrich Olbers.[75] Foreningen tildelte hver astronom en 15 graders region av Dyrekretsen for å søke etter den manglende planeten.[76]

Ceres

To måneder senere ble forventningene bekreftet av en astronom utenfor «himmelpolitiet». 1. januar 1801 fant Giuseppe Piazzi, lederen for astronomi ved Universitetet i Palermo på Sicilia, et objekt med baneradiusen som var forutsagt av Titius–Bodes lov. Han kalte det Ceres etter den romerske gudinnen for fruktbarhet og jordbruk og beskytter av Sicilia. Piazzi trodde først det var en komet, men mangelen på koma antydet at det var en planet.[75] Femten måneder senere, den 28. mars 1802, oppdaget Heinrich Olbers et nytt objekt i den samme regionen, som han ga navnet Pallas. I gresk mytologi var Pallas datter av Triton, og ble senere identifisert med Athene.

I 1807 ble 3 Juno and 4 Vesta oppdaget.[77] Vesta ble oppdaget 29. mars av den tyske astronomen Heinrich Wilhelm Olbers fra Bremen, og ble oppkalt etter den romerske gudinnen Vesta. Juno ble oppdaget 1. september av den tyske astronomen Karl Ludwig Harding fra Sternwarte Lilienthal, og oppkalt etter den romerske gudinnen Juno.

Oppdagelser frem til 1860

2 Pallas, sett gjennom Hubble-teleskopet i september 2007
Foto: NASA

Brenningen av Lilienthal under Napoleonskrigene stanset den første perioden med oppdagelser, men den 8. desember 1845 oppdaget den tyske amatørastronomen Karl Ludwig Hencke et nytt objekt. Det fikk navnet 5 Astraea, oppkalt etter den greske mytologiske skikkelsen Astraia – stjernejomfruen. Den 1. juli 1847 oppdaget han 6 Hebe, oppkalt etter den greske gudinnen Hebe. Den 13. august 1847 ble 7 Iris oppdaget av den engelske astronomen John Russell Hind, og 18. oktober 1847 oppdaget han 8 Flora. Den 25. april 1848 ble 9 Metis oppdaget av den irske astronomen Andrew Graham, og den 19. april 1849 ble 10 Hygiea oppdaget av den italienske astronomen Annibale de Gasparis.

Den 11. mai 1850 oppdaget Annibale de Gasparis 11 Parthenope, oppkalt etter sirenen Parthenopē. Den 13. september oppdaget John Russel Hind 12 Victoria, oppkalt etter den romerske seiersgudinnen Victoria, og den 2. november oppdaget Annibale de Gasparis 13 Egeria, oppkalt etter nymfen Egeria. Den 19. mai 1851 oppdaget Hind 14 Irene, oppkalt etter Eirene, personifiseringen av fred i gresk mytologi. Den 29. juli oppdaget de Gasparis 15 Eunomia, oppkalt etter horaegudinnen Eunomia, personifiseringen av lov og orden i gresk mytologi.

Oppdagelsene fortsatte med økende hastighet, og i 1852 kom antall kjente asteroider opp i 23. Den 17. mars oppdaget de Gasparis 16 Psyche, oppkalt etter den greske gudinnen Psyke. Den 17. april ble 17 Thetis oppdaget av den tyske astronomen Karl Theodor Robert Luther, oppkalt etter nymfen Thetis som var mor til helten Akilles i den trojanske krig. Den 24. juni oppdaget Hind 18 Melpomene, oppkalt etter Melpomene som var tragedienes Muse. Den 22. august oppdaget han 19 Fortuna, oppkalt etter den romerske lykkegudinnen Fortuna. Den 19. september oppdaget de Gasparis 20 Massalia, tildelt det greske navnet for byen Marseille. Den 15. november oppdaget den tyske astronomen Hermann Mayer Salomon Goldschmidt asteroiden 21 Lutetia, tildelt det romerske navnet på Paris. Den 16. november ble 22 Kalliope oppdaget av Hind, og oppkalt etter Kalliope, den greske musen for episk poesi. Den 15. desember oppdaget Hind 23 Thalia oppkalt etter Thalia som var musen for idyllisk poesi.

3 Juno fotografert med fire bølgelengder.
Foto: Hookerteleskopet ved Mount Wilson Observatory (30. oktober 2008 – 16. februar 2010)

Ytterligere fire asteroider ble oppdaget i 1853. Den 5. april ble 24 Themis oppdaget av de Gasparis, og oppkalt etter lovgivningens gudinne Themis. Den 6. april oppdaget den franske astronomen Jean Chacornac asteroiden 25 Phocaea, oppkalt etter det greske navnet for byen Foça i det daværende osmanske riket. 26 Proserpina ble oppdaget 5. mai av Luther, og gitt navn etter den romerske gudinnen Proserpina, som var datter av Ceres og dronning av underverdenen. Endelig ble 27 Euterpe oppdaget 8. november av Hind, og gitt navn etter Evterpe, musen for musikk. I 1854 ble det oppdaget seks asteroider: Den 1. mars oppdaget Luther 28 Bellona, oppkalt etter den romerske gudinnen Bellona, og navnet ble valgt for å markere at Krimkrigen hadde begynt. Samme dag oppdaget den tyske astronomen Albert Marth asteroiden 29 Amphitrite, oppkalt etter den greske sjøgudinnen og nereiden Amfitrite. Den 22. juli oppdaget Hind 30 Urania, oppkalt etter Urania som var den greske musen for astronomi. 31 Euphrosyne ble oppdaget 1. september av den amerikanske astronomen James Ferguson, og ble oppkalt etter gratien Evrosyne. Den 26. oktober oppdaget Goldschmidt 32 Pomona, oppkalt etter den romerske gudinnen Pōmōna, som var gudinnen for frukttrær. Den 28. oktober oppdaget Chacornac 33 Polyhymnia, oppkalt etter Polyhymnia som var musen for hymner.

I 1855 kom antallet opp i 37. Chacornac oppdaget asteroiden 34 Circe den 6. april, og den ble oppkalt etter trollkvinnen Kirke i gresk mytologi. Den 19. april ble 35 Leukothea oppdaget av Luther, og oppkalt etter havgudinnen Leukothea. Den 5. oktober ble det oppdaget to asteroider. Goldschmidt oppdaget 36 Atalante, oppkalt etter jaktens gudinne Atalanta, mens Luther oppdaget 37 Fides, oppkalt etter Fides, en romersk gudinne for lojalitet. I 1856 ble det oppdaget seks nye asteroider. Chacornac oppdaget 38 Leda den 12. januar, oppkalt etter Leda, som i mytologien var mor til Helena av Troja og også til dioskurene Kastor og Pollux som har gitt navn til de to mest lyssterke stjernene i stjernebildet Tvillingene. Den 8. februar oppdaget han også 39 Laetitia, oppkalt etter Laetitia, en romersk gudinne for lykke. 40 Harmonia ble oppdaget av Goldschmidt den 31. mars, oppkalt etter gudinnen Harmonia, for å markere slutten på Krimkrigen. Goldschmidt oppdaget deretter 41 Daphne den 22. mai, oppkalt etter den greske nymfen Dafne. Den 22. mai oppdaget den engelske astronomen Norman Robert Pogson asteroiden 42 Isis. Isis er en egyptisk gudinne, men han valgte navnet som en hyllest til sin datter Isis Pogson.

253 Mathilde
Foto: NEAR Shoemaker (27. juni 1997)
Nærjordsasteroiden (433) Eros
Foto: NEAR Shoemaker (29. februar 2000)

I 1857 kom antallet kjente asteroider opp i 51. Den 15. april oppdaget Pogson 43 Ariadne, oppkalt etter sagnet om Ariadne og labyrinten på Kreta. Den 27. mai oppdaget Goldschmidt 44 Nysa, oppkalt etter det mytiske landet Nysa i gresk mytologi. Den 27. juni oppdaget han 45 Eugenia, oppkalt etter Eugénie de Montijo og den første asteroiden til å få navn fra et levende menneske. Pogson oppdaget 46 Hestia den 16. august. Den er oppkalt etter hjertets gudinne Hestia. Den 15. september oppdaget Luther asteroiden 47 Aglaja, oppkalt etter gratien Aglaia. 56 Melete ble oppdaget av Goldschmidt 9. september og oppkalt etter Melete, musen for ettertanke og meditasjon. Den 19. september oppdaget Goldschmidt to asteroider. 48 Doris ble oppkalt etter okeaniden Doris, mens 49 Pales er oppkalt etter hyrdenes gudinne Pales. 50 Virginia ble oppdaget 4. oktober av Ferguson og er oppkalt etter den romerske plebeierpiken Verginia.

Ytterligere fem asteroider ble oppdaget i 1858. Den 22. januar ble 51 Nemausa oppdaget av den franske astronomen Joseph Jean Pierre Laurent og oppkalt etter den keltiske guden Deus Nemausus, som var skytsgud av Nîmes i den romerske perioden. 52 Europa ble oppdaget av Goldschmidt 4. februar. Den er oppkalt etter gudinnen Europa og deler navn med Jupiters måne Europa. Den 4. april oppdaget Luther 53 Kalypso, oppkalt etter havnymfen Kalypso. Den deler navn med Saturns måne Calypso. Den 10. september ble det oppdaget to asteroider. Goldschmidt oppdaget 54 Alexandra, oppkalt etter den tyske oppdageren Alexander von Humboldt, mens 55 Pandora ble oppdaget av den amerikanske astronomen George Mary Searle, og gitt navn etter Pandora i gresk mytologi. Den 22. september 1859 ble 57 Mnemosyne oppdaget av Luther. Den er oppkalt etter titankvinnen Mnemosyne. I 1860 kom antallet kjente asteroider opp i 62. Den 24. mars oppdaget Luther 58 Concordia, oppkalt etter Concordia, den romerske gudinnen for harmoni. 59 Elpis ble oppdaget 12. september av Chacornac, og er oppkalt etter Elpis, personifiseringen av håp. Den 9. september ble 61 Danaë oppdaget av Goldschmidt og oppkalt etter Danaë, som var mor til Zevs. Den 14. september ble det oppdaget to asteroider. 60 Echo ble oppdaget av Ferguson og gitt navn etter nymfen Ekho, mens 62 Erato ble oppdaget av de to tyske astronomene Otto Lesser og Wilhelm Julius Foerster, og gitt navn etter Erato som var musen for lyrikk.

Videre oppdagelser

Den 11. juli 1868 var hundre asteroider oppdaget, den 27. juli 1879 var tallet kommet opp i 200, og den 3. oktober 1890 var det kjent 300 asteroider. Innføringen av astrofotografiet av Max Wolf i 1891 akselererte oppdagelsesfrekvensen ytterligere.[12] 400 asteroider var kjent 15. mars 1891, 500 den 16. januar 1903 og 600 den 14. januar 1906. Totalt var 1 000 asteroider oppdaget innen 1921,[78] 10 000 innen 1981,[79] 100 000 innen 2000[80] og 200 000 innen 2007.[80] Den 20. mars 2013 var det kjent 589 441 asteroider i hovedbeltet[81] og 604 940 i hele solsystemet.[81] Moderne systemer for undersøkelser av asteroider bruker automatiske metoder for å lokalisere nye småplaneter.

Romsonder

En kunstners fremstilling av romsonden Dawn med Vesta (venstre) og Ceres (høyre)

Den første romsonden som krysset asteroidebeltet var Pioneer 10, som gikk inn i regionen 16. juli 1972. På denne tiden var det bekymring for at bitene i beltet skulle skade sonden, men siden den gang har elleve jordbaserte sonder passert uten ulykker. Pioneer 11, Voyager 1 og 2 og Ulysses passerte gjennom beltet uten å fotografere noen asteroider. Galileo fotograferte asteroiden 951 Gaspra i 1991 og 243 Ida i 1993, NEAR fotograferte 253 Mathilde i 1997, Cassini fotograferte 2685 Masursky i 2000, Stardust fotograferte 5535 Annefrank i 2002, New Horizons fotograferte 132524 APL i 2006 og Rosetta fotograferte 2867 Šteins i 2008. Dawn gikk i bane rundt Vesta fra 2011 til 2012, og gikk i bane rundt Ceres fra 2015 til 2018.[82] På grunn av den lave materialtettheten i beltet er sannsynligheten for at en sonde skal kollidere med en asteroide nå anslått til mindre enn én til én milliard.[4]

De fleste romfartøyene beskrevet ovenfor har fotografert asteroider etter kortvarige forbiflyvninger.

Den første asteroiden som ble besøkt og utforsket på nært hold av en romsonde, var 951 Gaspra i 1991. På sin vei mot Jupiter foretok sonden Galileo en nærpassering den 29. oktober 1991. Sonden fortsatte til 243 Ida, som ble besøkt den 28. august 1993. De er begge S-type asteroider, og nærpasseringene ga ny innsikt i S-type asteroidenes sammensetning. Galileo oppdaget også den lille satellitten Daktyl rundt 243 Ida. Dette var den første kjente asteroidemånen. Den neste var Petit-Prince, som ble oppdaget i bane rundt 45 Eugenia den 1. november 1998.

To nærjordsasteroider utenfor asteroidebeltet har også blitt besøkt av romsonder. NASA skjøt opp sonden NEAR Shoemaker den 17. februar 1996. Etter å ha fotografert hovedbelteasteroiden 253 Mathilde i 1997, fortsatte den videre til nærjordsasteroiden (433) Eros og gikk inn i en bane rundt denne den 14. februar 2000. Den 12. februar 2001 foretok sonden en kontrollert landing på (433) Eros. NASA hadde kontakt med sonden frem til 28. februar 2001.

Hayabusa (japansk: はやぶさ, «vandrefalken») ble skutt opp 9. mai 2003 og var fremme ved nærjordsasteroiden 25143 Itokawa 12. september 2005. Hayabusa studerte asteroidens form, kretsløp, topografi, farge, sammensetning, tetthet og historie. Sonden tok prøver av asteroiden ved å skyte ut en liten kule som virvlet opp støv og partikler, samle materialet i et rør og returnere til jorden, hvor den landet i Australia 13. juni 2010.

Romsonden Dawn ble skutt opp 27. september 2007 og ankom 4 Vesta 16. juli 2011. 5. september 2012 forlot den banen rundt 4 Vesta, og fortsatte mot Ceres, hvor den ankom 6. mars 2015. Sonden var aktiv frem til 1. november 2018.[83]

Noter

  1. ^ a b For nye estimater for massene til Ceres, 4 Vesta, 2 Pallas og 10 Hygiea, se referansene i infoboksene i de respektive artiklene.
  2. ^ Originalsitat: «[...] and the regular appearance, about the 13th of November and the 11th of August, of shooting stars, which probably form part of a belt of asteroids intersecting the Earth's orbit and moving with planetary velocity»
  3. ^ Originalsitat: «The orbits of the asteroids are placed in a wide belt of space, extending between the extremes of [...]»
  4. ^ «Professor Peirce observerte så at analogien mellom Saturns ringer og belte med asteroider var verdt et varsel»
  5. ^ Denne verdien er funnet ved enkel telling av alle legemene i den regionen ved å bruke data for 120 437 nummererte småplaneter fra Minor Planet Center orbit database, datert 8. februar 2006.

Referanser

  1. ^ Krasinskij, s. 98–195.
  2. ^ a b Pitjeva, s. 176.
  3. ^ a b c Yeomans.
  4. ^ a b Stern2006.
  5. ^ Harper2010.
  6. ^ DeForest.
  7. ^ Cunningham, s. 3.
  8. ^ a b c Hilton.
  9. ^ Humboldt, s. 44.
  10. ^ Mann, s. s176.
  11. ^ Alexander, s. 191.
  12. ^ a b Hughes, A Brief History of Asteroid Spotting.
  13. ^ a b c Petit, s. 338–347.
  14. ^ Masetti.
  15. ^ Watanabe.
  16. ^ Edgar, s. 769–772.
  17. ^ Scott.
  18. ^ Taylor, s. 34–52.
  19. ^ Kelly.
  20. ^ Clark, s. 585.
  21. ^ Gaffey, s. 468.
  22. ^ Keil, s. 887–903.
  23. ^ Baragiola, s. 7709.
  24. ^ Chapman, s. 33–75.
  25. ^ Kracher.
  26. ^ Stiles.
  27. ^ Alfvén.
  28. ^ a b Spratt, s. 123–31.
  29. ^ Lecar, s. 1115–18.
  30. ^ Berardelli.
  31. ^ Lakdawalla.
  32. ^ Tedesco, s. 2070–82.
  33. ^ a b Williams.
  34. ^ a b Wiegert, s. 1609–14.
  35. ^ Clark, s. 225–226.
  36. ^ Margot, s. 1939–42.
  37. ^ a b Lang.
  38. ^ Mueller, s. 627.
  39. ^ a b Duffard, s. 1–13.
  40. ^ a b Than.
  41. ^ Low, s. L19–L22.
  42. ^ Jewitt.
  43. ^ Fernie, s. 398.
  44. ^ Liou, s. 375–77.
  45. ^ McBride, s. 513–20.
  46. ^ Ferras-Mello, s. 175–188.
  47. ^ Klacka, s. 47–52.
  48. ^ Backman.
  49. ^ a b Reach, s. 289–99.
  50. ^ Kingsley2003.
  51. ^ NASA.
  52. ^ a b Breakup.
  53. ^ Hughes, Finding Asteroids In Space.
  54. ^ Lemaitre, s. 135–44.
  55. ^ Love, s. 2236–42.
  56. ^ Martel.
  57. ^ Drake, s. 501–513.
  58. ^ Carvano, s. 173–189.
  59. ^ Dymock, s. 24.
  60. ^ Nesvorný, Icarus, s. 296–311.
  61. ^ McKee2006.
  62. ^ Nesvorný, Science, s. 1490.
  63. ^ Nesvorný, s. 486–97.
  64. ^ Wm. Robert Johnston (7. september 2015). «Asteroids with Satellites». Johnston's Archive. Besøkt 9. september 2015. 
  65. ^ a b Space Physics Center: A Journey to the Beginning of the Solar System, 2005, oppdatert 17. mars 2008 (arkivert utgave, 21. april 2010), besøkt 2. juli 2014
  66. ^ a b Dawn.
  67. ^ a b Hoskin.
  68. ^ Titius–Bodes lov.
  69. ^ a b Alan Boss (2006). «Ask Astro». Astronomy. 30 (10): 70. 
  70. ^ Carroll 2006.
  71. ^ «The HARPS search for southern extra-solar planets» (PDF). 23. august 2010. Besøkt 24. august 2010.  Section 8.2: "Extrasolar Titius-Bode-like laws?"
  72. ^ Lara.
  73. ^ Boivard.
  74. ^ Elkins-Tanton 2006, 2010:10.
  75. ^ a b Cooper, s. 60–61.
  76. ^ Pogge.
  77. ^ Staff, Astronomical Serendipity.
  78. ^ Moore, s. 156.
  79. ^ Manley.
  80. ^ a b Minor Planet Center.
  81. ^ a b Johnstonsarchive.
  82. ^ Barucci, s. 67–78.
  83. ^ Staff, Dawn Mission Home Page.

Litteratur

Trykt litteratur

Nettutgivelser

Eksterne lenker