Pásmo planétok

Pásmo planétok (správ. hlavný pás planétok alebo hlavný pás asteroidov) je oblasť v slnečnej sústave, ktorá sa nachádza približne medzi obežnými dráhami planét Mars a Jupiter. Nachádza sa tu množstvo nepravidelných telies nazývaných asteroidy alebo planétky. Tento región je často označovaný aj ako Hlavné pásmo a Pásmo asteroidov pre rozlíšenie od iných oblastí s vyššou koncentráciou planétok vo vnútri slnečnej sústavy, ako sú Kuiperov pás a rozptýlený disk.

Pásmo planétok (biela) sa nachádza medzi obežnými dráhami Marsu a Jupitera

Viac ako polovica hmoty Pásma planétok je obsiahnutá v štyroch najväčších objektoch: 1 Ceres, 4 Vesta, 2 Pallas a 10 Hygiea. Všetky tieto telesá majú stredný priemer viac ako 400 km, okrem 1 Ceres, ktorý je jedinou trpasličou planétou v Pásme planétok, a jeho priemer je približne 950 km.[1][2][3] Veľkosť ostatných telies sa zmenšuje až po častice prachu. Asteroidy v tejto oblasti sú natoľko roztiahnuté, že mnohé nepilotované vesmírne sondy tadiaľ preleteli bez problémov. Napriek tomu občas nastávajú kolízie medzi väčšími asteroidmi, pričom sa môžu vytvoriť rodiny planétok, ktorých členovia majú rovnaké obežné charakteristiky a zloženie. Kolízie sú tiež zdrojom prachu, ktorý spôsobuje vznik zodiakálneho svetla. Jednotlivé asteroidy vo vnútri Pásma planétok sú kategorizované podľa spektra, pričom väčšina z nich spadá do troch základných skupín: uhlíkaté (C-typy), kremičité (S-typy) a bohaté na kovy (M-typy).

Pásmo planétok vzniklo z prvotnej slnečnej hmloviny ako skupina planetezimál, malých predchodcov planét. Gravitačné poruchy, ktoré spôsobovali plynné obry pohltili planetezimály s príliš veľkou obežnou energiou. Kolízie začali byť príliš silné, a namiesto spájania sa začali sa planetezimály trhať. Dôsledkom bola strata väčšiny hmoty Pásma planétok od vzniku slnečnej sústavy. Niektoré úlomky je možné nájsť vo vnútornej časti slnečnej sústavy, pričom často končia ako meteority na niektorej z vnútorných planét. Obežné dráhy asteroidov sú aj naďalej značne rušené vždy, keď sa nachádzajú v dráhovej rezonancii s Jupiterom. V tejto oblasti vzniká Kirkwoodova medzera pri presúvaní asteroidov na iné obežné dráhy.

Pôvod

Formovanie
Pásmo asteroidov (zobrazenie inklinácií) v červenej a modrej (hlavná oblasť modrou)

V roku 1802, krátko po objavení 2 Pallas, Heinrich Wilhelm Olbers navrhol Frederickovi Williamovi Herschelovi hypotézu, že planétky Ceres a Pallas sú úlomkami väčšieho telesa, ktoré sa kedysi nachádzalo v oblasti medzi Marsom a Jupiterom, pričom ho pred mnohými miliónmi rokov zasiahla vnútorná explózia alebo utrpelo povrchový náraz. Po čase sa však od tejto hypotézy upustilo. Na zničenie takejto planéty by bolo potrebné obrovské množstvo energie a celková hmotnosť Pásma planétok je približne iba 4 % hmotnosti zemského Mesiaca. Tieto fakty sú v protiklade s vyslovenou hypotézou. Jednotlivé asteroidy majú tiež výrazné rozdiely v chemickom zložení, čo nepodporuje teóriu, že pochádzajú z jednej veľkej planéty. Dnes sa väčšina vedcov zhoduje v názore, že tieto asteroidy nikdy netvorili jednu väčšiu planétu.

Slnečná sústava sa kedysi pravdepodobne sformovala zo slnečnej hmloviny, mraku medzihviezdneho prachu a plynu stlačeného vplyvom gravitácie. Z neho sa sformoval rotujúci disk materiálu, tzv. protoplanetárny disk, z ktorého neskôr vzniklo Slnko a planéty. Počas prvých niekoľkých miliónov rokov histórie slnečnej sústavy, nastával proces akrécie, zhlukovanie spôsobované kolíziami malých častíc, pričom vznikali väčšie. Keď zhluky získali dostatočnú hmotu, vyformovali sa z nich pôsobením gravitácie telesá planetezimál. Takáto gravitačná akrécia viedla k vytvoreniu kamenných planét a plynných obrov.

Planetezimály vo vnútri oblasti, z ktorej vzniklo Pásmo planétok, boli príliš silne rušené gravitáciou Jupitera, aby sa z nich sformovali planéty. Namiesto toho pokračovali v obehu okolo Slnka s občasnými kolíziami. V oblastiach, kde bola priemerná rýchlosť kolízií príliš vysoká, sa planetezimály viac trhali ako vznikali, čo zamedzovalo vzniku planétam podobných telies. Dráhová rezonancia nastávala tam, kde obežná doba telesa sformovaného v Pásme planétok bola len zlomkom obežnej doby Jupitera, čím sa zmenila obežná dráha takéhoto telesa. Oblasť medzi Marsom a Jupiterom obsahuje množstvo takýchto dráhových rezonancií.

Počas skorej histórie slnečnej sústavy, sa asteroidy roztavili, čím sa umožnilo čiastočné alebo úplné rozlíšenie jednotlivých prvkov v ich hmote. Niektoré z prvotných telies mohli prejsť periódou vulkanizmu, pričom sa vytvorili magmatické oceány. Kvôli relatívne malej veľkosti týchto telies bola doba tavenia nevyhnutne krátka (vzhľadom k väčším planétam) a skončila približne pred 4,5 miliardami rokov, v prvých niekoľkých 10 miliónoch rokov formovania. V auguste 2007, štúdium zirkónových kryštálov v antarktickom meteorite, o ktorom sa predpokladá, že pochádza z asteroidu 4 Vesta, poukázalo na to, že rozšírenie zvyšku Pásma planétok prebehlo celkom rýchlo, už v prvých desiatkach miliónoch rokov slnečnej sústavy.

Vývoj

Asteroidy hlavného pásma nie sú vzorkami prvotnej slnečnej sústavy. Od svojho sformovania prešli značným vývojom, ktorý zahŕňa vnútorné roztavenie (prvých niekoľko desiatok miliónov rokov), povrchové roztavenie kvôli nárazom zvonku, vesmírna erózia z radiácie a bombardovanie mikrometeoritmi.[4] Niektorí vedci pokladajú asteroidy za pozostatky planetezimál[5], iní ich pokladajú za odlišné.[6]

Predpokladá sa, že dnešné Pásmo planétok obsahuje iba zlomok hmoty prvotného pásma. Počítačové simulácie ukazujú, že prvotné Pásmo asteroidov mohlo obsahovať hmotu zodpovedajúcu hmote Zeme. Hlavne kvôli gravitačným poruchám bola väčšina materiálu vyvrhnutá z tejto oblasti počas miliónov rokov formovania, pričom v pásme ostalo menej ako 0,1 % pôvodnej hmoty.

Planétky v dráhovej rezonancii 4:1 s Jupiterom, ktoré majú polomer dráhy 2,06 AU môžu byť považované za vnútornú hranicu Pásma planétok. Poruchy spôsobované Jupiterom posielajú telesá na nestále obežné dráhy. Väčšina telies sformovaných vo vnútri polomeru tejto medzery bola pritiahnutá Marsom, ktorý má veľkú polos 1,5 AU, alebo vyvrhnutá gravitačnými poruchami v skorej histórii slnečnej sústavy.[7] Asteroidy Maďarskej rodiny ležia bližšie k Slnku ako je dráhová rezonancia 4:1, ale pred poruchami sú chránené ich vysokou inklináciou (sklonom dráhy k rovine ekliptiky).[8]

Keď sa Pásmo planétok prvýkrát sformovalo, teplota vo vzdialenosti 2,7 AU od Slnka vytvorila tzv. „snežnú líniu“ pod bodom kondenzácie vody. Planetezimály za týmto bodom boli schopné kumulovať ľad.[9][10] V roku 2006 bolo zverejnený objav populácie komét za „snežnou líniou“, ktoré môžu byť zdrojom vody pozemských oceánov. Podľa niektorých modelov v dobách formovania Zeme nemala Zem dostatočné množstvo vody v plynnom skupenstve na to, aby sa z nej vytvorili oceány. To si vyžadovalo vonkajší zdroj, akým môže byť bombardovanie kométami.[11]

Charakteristika
Planétka 951 Gaspra, úplne prvá planétka vyfotografovaná vesmírnou sondou. Obrázok od sondy Galileo z roku 1991 v nepravých farbách.

Napriek populárnej predstave je Pásmo planétok tvorené väčšinou prázdnym priestorom. Asteroidy sú rozšírené na veľkom priestore, pričom by bolo veľmi ťažké niektorý z nich trafiť alebo zahliadnuť bez poriadneho mierenia. Aj napriek tomu sú dnes známe stotisíce asteroidov a konečné číslo sa pohybuje v miliónoch alebo viac, v závislosti na veľkosti dolnej hranice. Je známych viac ako 200 asteroidov, ktoré majú priemer väčší ako 100 km.[12] Infračervené pozorovanie naznačuje, že Pásmo planétok má od 700 000 do 1,7 milióna asteroidov s priemerom 1 km a viac.[13] Zdanlivá hviezdna veľkosť väčšiny známych asteroidov je 11 – 19 s mediánom okolo 16.[14]

Celková hmota Pásma planétok je vypočítaná na 3,0×1021 až 3.6×1021 kg, čo je približne 4 % hmoty Mesiaca.[15][16] Štyri najväčšie objekty 1 Ceres, 4 Vesta, 2 Pallas a 10 Hygiea tvoria viac ako polovicu celkovej hmotnosti Pásma asteroidov, pričom takmer jednu tretinu tvorí Ceres sám.[17] Obežná vzdialenosť Ceresu 2,8 AU je rovnaká, ako obežná vzdialenosť ťažiska Pásma planétok.[18]

Zloženie

Dnešné Pásmo planétok pozostáva prevažne z troch hlavných skupín asteroidov: uhlíkaté (C-typy), kremičité (S-typy) a bohaté na kovy (M-typy).

Uhlíkaté asteroidy, ako napovedá názov, sú bohaté na uhlík a prevažujú vo vonkajších oblastiach pásma.[19] V tejto skupine sa nachádza približne 75 % viditeľných asteroidov. Sú viac červené ako ostatné asteroidy a majú veľmi nízke albedo. Ich povrchové zloženie je podobné ako pri uhlíkato-chondritových meteoritoch. Chemicky je ich spektrum podobné protoplanetárnemu disku, z ktorého sa formovala slnečná sústava, s absenciou ľahkých a prchavých prvkov.

S-typy alebo kremičité asteroidy sa častejšie nachádzajú smerom k vnútorným oblastiam pásma, vo vnútri hranice 2,5 AU od Slnka.[19][20] Spektrum ich povrchu prezrádza prítomnosť kremičitanov a nejakého kovu, ale bez významného obsahu uhlíka. Toto naznačuje, že ich prvotné zloženie bolo významne zmenené, pravdepodobne cez tavenie. Majú relatívne vysoké albedo a tvoria približne 17 % celkovej populácie asteroidov Pásma planétok.

M-typy (bohaté na kovy) tvoria približne 10 % celkovej populácie asteroidov. Ich spektrum pripomína železo-niklové spektrum. Predpokladá sa, že niektoré vznikli z kovových jadier telies zničených pri kolízii. Nachádza sa tu však aj silikátová zložka, ktorá vytvára podobný vzhľad. Napríklad zloženie veľkého asteroidu typu M 22 Kalliope sa nejaví ako kovové.[21] Nie je úplne jasné, či sú všetky M-typy zložením rovnaké, alebo či je tu niekoľko podskupín, ktoré sa nedajú zaradiť ani do C- a S-typov.[22]

Záhadou Pásma planétok sú relatívne vzácne V-typy alebo bazaltické asteroidy.[23] Teórie formovania asteroidov predpokladajú, že objekty veľkosti 4 Vesta alebo väčšie pozostávajú z kôry a plášťa, ktoré sa skladajú prevažne z bazaltických hornín. Toto vyplýva z faktu, že viac ako polovica asteroidov je zložená z bazaltu (živcov) alebo olivínu. Pozorovania ale zistili, že 99 % predpokladaného bazaltického materiálu chýba.[24] Do roku 2001 sa verilo, že väčšina bazaltických telies objavených vo vnútri Pásma planétok pochádza z Vesty (odtiaľ je odvodené aj písmeno „V“ vo V-typoch). Ale objav asteroidu 1459 Magnya odhalil mierne rozdiely chemického zloženia, čo naznačuje odlišný pôvod.[24] Táto hypotéza bola posilnená ďalším objavom dvoch asteroidov 7472 Kumakiri a (10537) 1991 RY16 v roku 2007 s rozdielnym bazaltickým zložením, ktoré nemôže pochádzať od Vesty. Tieto dva asteroidy sú jediné V-typy objavené vo vnútornom Pásme planétok.[23]

Teplota Pásma asteroidov sa mení v závislosti od vzdialenosti od Slnka. Pre prachové častice vo vnútri pásma je typické teplotné rozhranie od −73 °C (200 K) na 2,2 AU nadol až po −108 °C (165 K) vo vzdialenosti 3,2 AU.[25] Kvôli rotácii sa môže povrchová teplota asteroidov podstatne meniť, čo závisí od toho či je daná oblasť vystavená Slnku alebo hviezdnemu pozadiu.

Kométy Pásma planétok
Znázornenie excentricít Pásma planétok, hlavná oblasť je znázornená červenou

Niekoľko na prvý pohľad obyčajných objektov vo vonkajšej oblasti pásma vykazuje kométarnu aktivitu. Pretože ich obežná dráha sa nepodobá dráham klasických komét, predpokladá sa, že mnohé z asteroidov pásma môžu mať ľadové zloženie s občasným roztápaním sa pri malých zrážkach. Kométy Pásma planétok môžu byť hlavným zdrojom vody pozemských oceánov, pretože deutério-vodíkové percento klasických komét je príliš nízke na to, aby mohli byť ich hlavným zdrojom.[26] Astronómovia túto skupinu telies zatiaľ neoficiálne nazývajú „kométy hlavného pásu“.[27]

Obežná dráha a rotácia

Väčšina asteroidov Pásma planétok má obežnú excentricitu menšiu ako 0,4 a inklináciu menšiu ako 30°. Rozdelenie obežných dráh asteroidov dosahuje maximum s excentricitou približne 0,07 a inklináciou pod 4°.[14] Zatiaľ čo klasické asteroidy majú relatívne kruhovú obežnú dráhu a ležia v blízkosti roviny ekliptiky, niektoré obežné dráhy môžu byť vysoko excentrické alebo sa môžu nachádzať mimo roviny ekliptiky.

Názov hlavný pás sa niekedy používa na ohraničenie hlavnej oblasti s vysokou koncentráciou telies. Táto oblasť sa nachádza medzi Kirkwoodovymi medzerami s rezonanciami 4:1 a 2:1, vo vzdialenosti 2,6 až 3,27 AU od Slnka. Excentricity dráh v hlavnej oblasti majú hodnoty menej ako 0,33 a inklinácie menej ako 20°. Táto „hlavná“ oblasť obsahuje približne 93,4 % všetkých planétok v slnečnej sústave.[28]

Merania doby rotácie veľkých asteroidov v Pásme planétok zistili, že tu existuje dolná hranica. Žiaden asteroid s priemerom väčším ako 100 m nemá periódu otáčania menšiu ako 2,2 hodiny. Pre asteroidy otáčajúce sa rýchlejšie, ako je približné táto hranica platí, že odstredivá sila na povrchu je väčšia ako gravitácia, takže každý voľný materiál bude odhodený do priestoru. Ale pevné objekty môžu byť schopné ešte rýchlejšieho otáčania. Z toho vyplýva, že väčšina asteroidov s priemerom väčším ako 100 m sú hromady suti vytvorené akumuláciou úlomkov a odpadu po zrážkach medzi asteroidmi.[29]

Kirkwoodove medzery
Tento graf znázorňuje rozmiestnenie asteroidov v hlavnej oblasti Pásma planétok. Šípky ukazujú Kirkwoodove medzery, kde dráhové rezonancie s Jupiterom destabilizujú obežné dráhy.

Veľká polos asteroidov slúži na popísanie rozmerov obežnej dráhy okolo Slnka a jej hodnoty určujú dobu obehu. V roku 1866 Daniel Kirkwood zverejnil objav medzier v určitých vzdialenostiach obežných dráh asteoridov od Slnka. Nachádzajú sa v miestach, kde doba obehu asteroidov okolo Slnka je celočíselným zlomkom obežnej doby Jupitera. Podľa Kirkwooda gravitačné poruchy planét viedli k vyčisteniu týchto regiónov od asteroidov.[30]

Ak stredná doba obehu asteroidu je celočíselným zlomkom obežnej doby Jupitera, vzniká dráhová rezonancia s plynovým obrom, ktorá je schopná zmeniť elementy dráhy asteroidu. Asteroidy, ktoré sa dostanú na obežnú dráhu v medzere,[31] sú postupne vtláčané do iných obežných dráh s väčšou alebo menšou polosou obehu.

Hlavné medzery sa nachádzajú na 3:1, 5:2, 7:3 a 2:1 rezonancii s Jupiterom. Napríklad asteroid v 3:1 Kirkwoodovej medzere by počas jedného obehu Jupitera okolo Slnka obehol okolo Slnka presne trikrát. Slabšie rezonancie nastávajú na polosiach s menším počtom asteroidov v okolí, ako je 8:3 rezonancia pre asteroidy s polosou 2,71 AU.[32]

Hlavná populácia asteroidov Pásma planétok je niekedy rozdelená do troch zón, čoho základom sú hlavné Kirkwoodove medzery. Zóna I leží medzi rezonanciou 4:1 (2,06 AU) a rezonanciou 3:1 (2,5 AU) Kirkwoodovych medzier. Zóna II pokračuje od konca zóny I až po medzeru spôsobenú rezonanciou 5:2 (2,82 AU). Zóna III sa ďalej tiahne od konca vonkajšej hrany zóny II až po medzeru spôsobenú rezonanciou 2:1 (3,28 AU).[33]

Pásmo planétok môže byť rozdelené aj na vnútorný a vonkajší pás, pričom vnútorný pás sa sformoval z asteroidov obiehajúcich bližšie k Marsu na Kirkwoodovej medzere 3:1 (2,5 AU) a vonkajší pás sa sformoval z asteroidov bližšie k obežnej dráhe Jupitera.

Kolízie
Zodiakálne svetlo, ktoré vzniká aj z častíc prachu vytvorených pri kolíziách asteroidov

V Pásme planétok kvôli väčšej hustote telies dochádza častejšie ku kolíziám asteroidov, ako v iných oblastiach slnečnej sústavy. Napriek tomu sú veľmi zriedkavé. Zrážky medzi telesami pásma so stredným polomerom 10 km sa vyskytujú približne raz za 10 miliónov rokov.[34] Kolízia môže roztrhať asteroid na viac menších kusov (čo môže viesť k vytvoreniu novej rodiny planétok). Pri relatívne malých rýchlostiach môže kolízia naopak spojiť dve telesá, z ktorých sa vytvorí jeden väčší asteroid. Po viac ako 4 miliardách rokov takýchto procesov sa členovia Pásma asteroidov len veľmi málo podobajú pôvodným telesám.

Pásmo planétok tiež obsahuje veľké množstvo častíc veľkosti prachu. Tento materiál z časti vzniká pri kolíziách medzi asteroidmi a pri dopade miktometeoritov na asteroidy. Vzhľadom na Poyntingov-Robertsonov efekt, tlak slnečnej radiácie spôsobuje špirálové stáčanie tohto prachu smerom k Slnku.[35]

Kombinácia prachu asteroidov, podobne ako aj vyvrhnutý materiál komét, je zdrojom zodiakálneho svetla. Toto ružovkasté svetlo sa dá pozorovať v noci zo smeru Slnka v rovine ekliptiky. Častice, ktoré vytvárajú viditeľné zodiakálne svetlo, majú veľkosť v priemere približne 40 μm. Životnosť týchto častíc je približne 700 000 rokov. Pre zachovanie množstva častíc musia vznikať nové vo vnútri Pásma planétok.[35]

Meteority
Trpasličia planéta 1 Ceres

Z niektorých častí odpadu z kolízií môžu vzniknúť meteority, ktoré vstúpia do atmosféry Zeme.[36] Predpokladá sa, že viac ako 99,8 % z 30 000 meteoritov nájdených na Zemi pochádza z Pásma planétok.[37] Výskumom spojeného americko-českého tímu zo septembra 2007 sa zistilo, že kolízia veľkého telesa s asteroidom 298 Baptistina poslala do vnútornej slnečnej sústavy množstvo malých úlomkov. Predpokladá sa, že dopadmi týchto úlomkov vznikli krátery Tycho na Mesiaci a Chicxulub v Mexiku, ktorý je pozostatkom obrovskej zrážky, o ktorej sa predpokladá, že spôsobila vyhynutie dinosaurov pred 65 miliónmi rokov.[38]

Najväčšie asteroidy

Aj napriek tomu, že ich poloha v Pásme asteroidov ich vylučuje zo skupiny planét, štyri najväčšie objekty 1 Ceres, 4 Vesta, 2 Pallas a 10 Hygiea sa nachádzajú na okraji hydrostatickej rovnováhy, ktorá je hranicou medzi telesami a planétami. Ich charakteristiky sú veľmi podobné terestrickým planétam, ale aj kamenným asteroidom.

1 Ceres je jediný objekt v Pásme planétok s dostatočne veľkou gravitáciou na to, aby ho vymodelovala do guľatého tvaru. Preto je podľa rozhodnutia IAU z roku 2006 o definícii planéty dnes zaraďovaný medzi trpasličie planéty.[39] Tri ďalšie veľké objekty budú v budúcnosti možno tiež preklasifikované.[40][41] Podobne ako planéty je Ceres rozdelený, obsahuje kôru, plášť a jadro. Vesta je podobne rozdelená, ale vznikla vo vnútri „snežnej línie“, čo znamená, že neobsahuje žiadnu vodu.[42] Skladá sa hlavne z čadičových minerálov ako je olivín. Pallas je nezvyčajný, pretože podobne ako planéta Urán, rotuje na strane, jedným pólom otočeným k Slnku a druhým smerom von zo slnečnej sústavy.[43] Zložený je prevažne z uhlíka a kremíka (podobne ako Ceres).[44] Hygiea je uhlíkatý asteroid, ale na rozdiel od ostatných veľkých asteroidov leží relatívne blízko k rovine ekliptiky.[45]

Rodiny a skupiny
Tento graf obežných inklinácií (Ip) a excentricít (Ep) pre viaceré asteroidy Pásma planétok jasne ukazuje niekoľko rodín planétok

V roku 1918 japonský astronóm Kiyotsugu Hirayama zistil, že obežné dráhy niektorých asteroidov majú podobné vlastnosti, čo z nich vytvára rodiny a skupiny.[46]

Približne jedna tretina všetkých asteroidov Pásma planétok je členom niektorej rodiny planétok. Tieto podobné obežné vlastnosti, ako sú stredná polos, excentricita, obežná inklinácia ako aj spektrálne vlastnosti, naznačujú, že vznikli z pôvodne jedného telesa, ktoré sa rozpadlo pri zrážke. Existuje 20 – 30 zoskupení, kde takmer určite ide o rodiny. Rodiny planétok môžu byť potvrdené až vtedy, keď sú určené ich rovnaké črty.[47] Menšie zoskupenia asteroidov sa nazývajú skupiny alebo kopy.

Niektoré z najväčších rodín v Pásme planétok (postupne podľa zväčšujúcej sa hlavnej polosi) sú rodina Flora, rodina Eunoma, rodina Koronis, rodina Eos a rodina Themis. Rodina Flora, jedna z najväčších, s viac ako 800 známymi členmi sa mohla sformovať pri zrážke menej ako pred 1 miliardou rokov.[48] Najväčším asteroidom, ktorý je skutočným členom rodiny je 4 Vesta. 1 Ceres je iba votrelcom v rodine Gefion. Rodina Vesta vznikla pri zrážke, po ktorej ostal na 4 Veste veľký kráter. HED meteority môžu mať tiež pôvod v tejto kolízii.[49]

V Pásme planétok boli objavené tri hlavné skupiny prachu. Majú podobné sklony dráh ako rodiny Eos, Koronis a Themis a pravdepodobne sú spojené s týmito rodinami.[50]

Okraj

Okraj vnútornej hrany Pásma asteroidov (medzi 1,78 a 2,0 AU, so strednou polosou 1,9 AU) tvorí Maďarská rodina planétok. Sú pomenované po hlavnom členovi 434 Hungaria a táto rodina obsahuje najmenej 52 pomenovaných členov. Maďarská rodina je od zvyšku Pásma asteroidov oddelená Kirkwoodovou medzerou s rezonanciou 4:1 a obežné dráhy týchto asteroidov majú vysokú inklináciu. Niektorí členovia patria medzi Mars križujúce asteroidy a gravitačné poruchy vytvárané Marsom sú pravdepodobne dôvodom zmenšovania tejto rodiny.[51]

Ďalšou skupinou Pásma planétok s vysokou inklináciou je rodina Phocaea, ktorá sa skladá prevažne z S-typov asteroidov, zatiaľ čo susediaca Maďarská rodina obsahuje aj nejaké E-typy.[52] Rodina Phocaea obieha medzi 2,25 a 2,5 AU od Slnka.

Okraj vonkajšej hrany Pásma asteroidov tvorí skupina Cybele obiehajúca medzi 3,3 a 3,5 AU, ktorá má rezonanciu 7:4 s Jupiterom. Skupina Hilda sa nachádza medzi 3,5 a 4,2 AU, má relatívne kruhovú obežnú dráhu a stabilnú dráhovú rezonanciu 3:2 s Jupiterom. Nachádza sa tu niekoľko asteroidov aj za vzdialenosťou 4,2 AU až po Jupiterovu obežnú dráhu. Na samotnej Jupiterovej dráhe sa nachádzajú dve rodiny zvláštnym spôsobom stabilných planétok, tzv. Trójanov, ktoré sa počtom približujú množstvu asteroidov Pásma planétok.[53]

Nové rodiny

Niektoré rodiny planétok sa sformovali v astronomickej mierke len nedávno. Kopa Karin vznikla približne pred 5,7 miliónmi rokov pri kolízii asteroidu s polomerom 16 km.[54] Rodina Veritas vznikla pred 8,3 miliónmi rokov, čoho dôkazom sú sedimenty získané z usadenín na dne oceánov.[55]

Vo vzdialenejšej minulosti, pred 450 miliónmi rokov, sa pravdepodobne sformovala kopa Datura pri kolízii s asteroidom Pásma planétok. Tento vek sa viac odhaduje na základe ich dnešných obežných dráh ako z ich zloženia. Táto kopa bola zdrojom zodiakálneho prachového materiálu.[56] Ďalšie nedávno sformované kopy, ako je kopa Iannini (približne pred 1-5 miliónmi rokov), mohli byť tiež zdrojom prachového materiálu.[57]

Prieskum
Umelcov koncept sondy Dawn s asteroidmi 4 Vesta (vľavo) a 1 Ceres (vpravo)

Prvou vesmírnou sondou, ktorá križovala Pásmo planétok bol Pioneer 10, ktorý do tejto oblasti vstúpil 16. júla 1972. V tej dobe prevládala obava, že úlomky v pásme môžu predstavovať veľké nebezpečenstvo pre sondu, ale odvtedy tadiaľ preletelo 9 sond bez nehody. Pioneer 11, Voyager 1, Voyager 2 a Ulysses preleteli cez pásmo bez fotografovania asteroidov. Galileo v roku 1991 vyfotografoval asteroid 951 Gaspra a v roku 1993 asteroid 243 Ida, NEAR Shoemaker v roku 1997 vyfotografoval 253 Mathilde, Cassini-Huygens v roku 2000 vyfotografoval 2685 Masursky, Stardust v roku 2002 vyfotografoval 5535 Annefrank, New Horizons v roku 2006 vyfotografoval 132524 APL a sonda Rosetta v roku 2008 vyfotografovala asteroid 2867 Šteins[58]. Vďaka malej hustote materiálu vo vnútri pásma šanca, že sa sonda s niektorým asteroidom zrazí, je menšia ako jedna k miliarde.[59]

Všetky fotografie asteroidov urobené vesmírnymi sondami boli urobené podľa letových možností sond a vzdialeností daných asteroidov. Viaceré sondy mali výskum planétok pri prelete okolo nich len ako vedľajší cieľ misie. Iba sondy NEAR Shoemaker a Hayabusa mali prieskum asteoridov ako hlavnú náplň. Tieto preskúmané asteroidy patria medzi objekty, ktoré sa v určitej fáze obehu okolo Slnka nachádzajú blízko Zeme. V najbližšej budúcnosti sa plánuje prieskum planétok 4 Vesta a 1 Ceres prostredníctvom sondy Dawn. Sonda odštartovala v roku 2007 a jej prílet k prvému cieľu, planétke 4 Vesta, sa plánuje na rok 2011.[60] Ak bude táto sonda stále funkčná, tak po preskúmaní týchto dvoch veľkých telies, bude možné rozšíriť jej misiu o dodatočný prieskum.[61]

Pásmo planétok v literatúre
  • Pásmo planétok sa objavuje v Clarkovom románe 2001: Vesmírna odysea. Vesmírna loď Discovery pri svojom lete k Saturnu sa počas preletu týmto pásmom priblíži k fiktívnemu asteoridu 7794. Je opisovaný ako päťdesiatmetrový balvan veľmi nepravidelného tvaru, zvoľna sa prevaľujúci, s rôznofarebnými svetlejšími a tmavšími škvrnami na povrchu. Posádka Discovery naň vyslala projektil (podobný postup bol použitý o 37 rokov neskôr sondou Deep Impact) a po náraze merala spektrum vyvrhnutého materiálu. Po tomto románe bol po Arthurovi C. Clarkovi pomenovaný asteroid 4923 Clarke.
  • V postskripte 3001: Posledná vesmírna odysea Clarke vtipne vyjadril svoje sklamanie nad tým, že asteroid 2001 nedostal názov podľa neho, ale namiesto toho bol pomenovaný podľa Alberta Einsteina. Asteroid 3001 bol pomenovaný 3001 Michelangelo.

Pozri aj
Portál Slnečná sústava

Zdroj

Tento článok je čiastočný alebo úplný preklad článku Asteroid belt na anglickej Wikipédii.

Referencie
  1. Krasinsky, G. A.; Pitjeva, E. V.; Vasilyev, M. V.; Yagudina, E. I.. Skrytá hmota v Pásme asteroidov [online]. www.sciencedirect.com. Dostupné online. (po anglicky)
  2. PITJEVA, E. V.. High-Precision Ephemerides of Planets—EPM and Determination of Some Astronomical Constants [online]. nasa.com, 2005, [cit. 2010-01-10]. Dostupné online. (po anglicky)
  3. YEOMANS, Donald K.. Databáza malyćh telies [online]. nasa.com, 13. júl 2006, [cit. 2010-01-10]. Dostupné online. (po anglicky)
  4. Clark, B. E.; Hapke, B.; Pieters, C.; Britt, D.. Asteroid Space Weathering and Regolith Evolution [online]. University of Arizona, júl 2002, [cit. 2007-11-08]. Dostupné online. (po anglicky)GAFFEY, Michael J.. The Spectral and Physical Properties of Metal in Meteorite Assemblages: Implications for Asteroid Surface Materials [online]. 1996, [cit. 2007-11-08]. Dostupné online. (po anglicky)KEIL, K.. Thermal alteration of asteroids: evidence from meteorites [online]. Planetary and Space Science, 2000, [cit. 2007-11-08]. Dostupné online. (po anglicky)Baragiola, R. A.; Duke, C. A.; Loeffler, M.; McFadden, L. A.; Sheffield, J.. Impact of ions and micrometeorites on mineral surfaces: Reflectance changes and production of atmospheric species in airless solar system bodies [online]. 2003, [cit. 2007-11-08]. Dostupné online. (po anglicky)
  5. From Dust to Planetesimals: Workshop at Ringberg Castle Germany [online]. 2006, [cit. 2007-11-08]. Dostupné online. (po anglicky)
  6. KRACHER, A.. Asteroid 433 Eros and partially differentiated planetesimals: bulk depletion versus surface depletion of sulfur [online]. Ames Laboratory, 2005, [cit. 2007-11-08]. Dostupné online. (po anglicky)
  7. ALFVÉN, H.; ARRHENIUS, G.. The Small Bodies [online]. SP-345 Evolution of the Solar System; NASA, 1976, [cit. 2007-04-12]. Dostupné online. (po anglicky)
  8. SPRATT, Christopher E.. The Hungaria group of minor planets [online]. Royal Astronomical Society of Canada, Journal (ISSN 0035-872X), apríl 1990. S. 123-131. The Hungaria group of minor planets Dostupné online.
  9. Lecar, M.; Podolak, M.; Sasselov, D.; Chiang, E.. Infrared cirrus - New components of the extended infrared emission. The Astrophysical Journal, 2006, roč. 640, s. 1115–1118. Dostupné online [cit. 2007-04-11]. DOI: 10.1086/500287.
  10. BERARDELLI, Phil. Main-Belt Comets May Have Been Source Of Earths Water. Space Daily, 23. marec 2006. Dostupné online [cit. 2007-10-27].
  11. LAKDAWALLA, Emily. Discovery of a Whole New Type of Comet [online]. The Planetary Society, 28. apríl 2006, [cit. 2007-04-20]. Dostupné online. (po anglicky)
  12. YEOMANS, Donald K.. NASA JPL, 26. apríl 2007, [cit. 2007-04-26]. Dostupné online. (po anglicky) — search for asteroids in the main belt regions with a diameter >100.
  13. TEDESCO, E. F.; DESERT, F.-X.. The Infrared Space Observatory Deep Asteroid Search. The Astronomical Journal, 2002, roč. 123, čís. 4, s. 2070–2082. Dostupné online [cit. 2008-09-14]. DOI: 10.1086/339482.
  14. WILLIAMS, Gareth. Distribution of the Minor Planets [online]. Minor Planets Center, 3. apríl 2007, [cit. 2007-04-15]. Dostupné online. (po anglicky)
  15. KRASINSKY, Georgij A. Krasinsky, Elena V. Pitjeva; Vasilyev, M. V.; Yagudina, E. I. Hidden Mass in the Asteroid Belt. Icarus, júl 2002, roč. 158, čís. 1, s. 98–105. Dostupné online. DOI: 10.1006/icar.2002.6837.
  16. PITJEVA, E. V.. High-Precision Ephemerides of Planets—EPM and Determination of Some Astronomical Constants. Solar System Research, 2005, roč. 39, čís. 3, s. 176. Dostupné online. DOI: 10.1007/s11208-005-0033-2.
  17. For recent estimates of the masses of Ceres, 4 Vesta, 2 Pallas and 10 Hygiea, see the references in the infoboxes of their respective articles.
  18. MCBRIDE, N.; HUGHES, D. W.. The spatial density of asteroids and its variation with asteroidal mass. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 1990, roč. 244, s. 513–520. Dostupné online [cit. 2007-04-19].
  19. Wiegert, P.; Balam, D.; Moss, A.; Veillet, C.; Connors, M.; Shelton, I.. Evidence for a Color Dependence in the Size Distribution of Main-Belt Asteroids. The Astronomical Journal, 2007, roč. 133, čís. 4, s. 1609–1614. Dostupné online [cit. 2008-09-06].
  20. CLARK, B. E.. New News and the Competing Views of Asteroid Belt Geology. Lunar and Planetary Science, 1996, roč. 27, s. 225–226. Dostupné online [cit. 2007-03-27].
  21. MARGOT, J. L.; BROWN, M. E.. A Low-Density M-type Asteroid in the Main Belt. Science, 2003, roč. 300, čís. 5627, s. 1939–1942. Dostupné online [cit. 2007-04-10]. DOI: 10.1126/science.1085844. PMID 12817147.
  22. Mueller, M.; Harris, A. W.; Delbo, M.; MIRSI Team. 21 Lutetia and other M-types: Their sizes, albedos, and thermal properties from new IRTF measurements. Bulletin of the American Astronomical Society, 2005, roč. 37, s. 627. Dostupné online [cit. 2007-07-23].
  23. DUFFARD, R.; ROIG, F.. Two new basaltic asteroids in the Outer Main Belt [online]. 2007, [cit. 2007-10-14]. Dostupné online. (po anglicky)
  24. KER THAN. Strange Asteroids Baffle Scientists [online]. space.com, 2007, [cit. 2007-10-14]. Dostupné online. (po anglicky)
  25. Low, F. J. et al.. Infrared cirrus - New components of the extended infrared emission. Astrophysical Journal, Part 2 – Letters to the Editor, 1984, roč. 278, s. L19–L22. Dostupné online [cit. 2007-04-11]. DOI: 10.1086/184213.
  26. Interview s profesorom Davido Jewittom [online]. . Dostupné online. (po anglicky)
  27. PITTICHOVÁ, Jana. Pozorovanie komét z Mauna Kea. KOZMOS, 2008, roč. XXXIX, čís. 5, s. 30.
  28. 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, dated February 8, 2006.
  29. ROSSI, Alessandro. The mysteries of the asteroid rotation day [online]. The Spaceguard Foundation, 20. máj 2004, [cit. 2007-04-09]. Dostupné online. (po anglicky)
  30. FERNIE, J. Donald. The American Kepler. The Americal Scientist, 1999, roč. 87, čís. 5, s. 398. Dostupné online [cit. 2007-02-04].
  31. Liou, Jer-Chyi; Malhotra, Renu. Depletion of the Outer Asteroid Belt. Science, 1997, roč. 275, čís. 5298, s. 375–377. Dostupné online [cit. 2007-08-01]. DOI: 10.1126/science.275.5298.375. PMID 8994031.
  32. FERRAZ-MELLO, S.. Kirkwood Gaps and Resonant Groups [online]. Kluwer Academic Publishers, 14.-18. jún 1993, [cit. 2007-03-28]. S. 175–188, Belgirate, Taliansko. Dostupné online.
  33. KLACKA, Jozef. Mass distribution in the asteroid belt. Earth, Moon, and Planets, 1992, roč. 56, čís. 1, s. 47–52. Dostupné online [cit. 2007-04-12]. DOI: 10.1007/BF00054599.
  34. BACKMAN, D. E.. Fluctuations in the General Zodiacal Cloud Density [online]. NASA Ames Research Center, 6. marec 1998, [cit. 2007-04-04]. Dostupné online. (po anglicky)
  35. REACH, William T.. Zodiacal emission. III - Dust near the asteroid belt. Astrophysical Journal, 1992, roč. 392, čís. 1, s. 289–299. Dostupné online [cit. 2007-04-04]. DOI: 10.1086/171428.
  36. KINGSLEY, Danny. Mysterious meteorite dust mismatch solved [online]. ABC Science, 1. máj 2003, [cit. 2007-04-04]. Dostupné online. (po anglicky)
  37. Meteors and Meteorites [online]. NASA, [cit. 2007-10-17]. Dostupné online. (po anglicky)
  38. Breakup event in the main asteroid belt likely caused dinosaur extinction 65 million years ago [online]. Southwest Research Institute, 2007, [cit. 2007-10-14]. Dostupné online. (po anglicky)
  39. The Final IAU Resolution on the Definition of "Planet" Ready for Voting [online]. IAU, 24. august 2006, [cit. 2007-03-02]. Dostupné online. (po anglicky)
  40. IAU draft resolution [online]. 2006, [cit. 2007-10-20]. Dostupné online. (po anglicky)
  41. IAU 2006 General Assembly: Result of the IAU Resolution votes [online]. [Cit. 2007-03-29]. Dostupné online. (po anglicky)
  42. Key Stages in the Evolution of the Asteroid Vesta [online]. Hubble Space Telescope news release, 1995, [cit. 2007-10-20]. Dostupné online. (po anglicky)CT RUSSEL ET AL.. Dawn mission and operations [online]. NASA/JPL, 2007, [cit. 2007-10-20]. Dostupné online. (po anglicky)
  43. J. Torppa et al.. Shapes and rotational properties of thirty asteroids from photometric data. Icarus, 1996, roč. 164, čís. 2, s. 346–383. Dostupné online [cit. 2007-03-15]. DOI: 10.1016/S0019-1035(03)00146-5.
  44. LARSON, H. P.; FEIERBERG, M. A.; LEBOFSKY, L. A.. The composition of asteroid 2 Pallas and its relation to primitive meteorites [online]. 1983, [cit. 2007-10-20]. Dostupné online. (po anglicky)
  45. M. A. BARUCCI ET AL.. 10 Hygiea: ISO Infrared Observations [online]. 2002, [cit. 2007-10-21]. Dostupné online. (po anglicky) Ceres the Planet [online]. orbitsimulator.com, [cit. 2007-10-20]. Dostupné online. (po anglicky)
  46. HUGHES, David W.. Finding Asteroids In Space [online]. BBC, 2007, [cit. 2007-04-20]. Dostupné online. (po anglicky)
  47. LEMAITRE, Anne. Proceedings Dynamics of Populations of Planetary Systems. Belehrad, Srbsko a Čierna Hora : Cambridge University Press, 31. august - 4. september 2004. Dostupné online. Kapitola Asteroid family classification from very large catalogues, s. 135–144.
  48. MARTEL, Linda M. V.. Tiny Traces of a Big Asteroid Breakup [online]. Planetary Science Research Discoveries, 9. marec 2004, [cit. 2007-04-02]. Dostupné online. (po anglicky)
  49. DRAKE, Michael J.. The eucrite/Vesta story. Meteoritics & Planetary Science, 2001, roč. 36, čís. 4, s. 501–513. Dostupné online [cit. 2007-02-04].
  50. Love, S. G.; Brownlee, D. E.. The IRAS dust band contribution to the interplanetary dust complex - Evidence seen at 60 and 100 microns. Astronomical Journal, 1992, roč. 104, čís. 6, s. 2236–2242. Dostupné online [cit. 2007-04-11]. DOI: 10.1086/116399.
  51. SPRATT, Christopher E.. The Hungaria group of minor planets. Journal of the Royal Astronomical Society of Canada, 1990, roč. 84, čís. 2, s. 123–131. Dostupné online [cit. 2007-02-04].
  52. Carvano, J. M.; Lazzaro, D.; Mothé-Diniz, T.; Angeli, C. A.; Florczak, M.. Spectroscopic Survey of the Hungaria and Phocaea Dynamical Groups. Icarus, 2001, roč. 149, čís. 1, s. 173–189. Dostupné online [cit. 2007-02-04]. DOI: 10.1006/icar.2000.6512.
  53. SHEPPARD, Scott. The Trojan Page [online]. . Dostupné online. (po anglicky)
  54. SwRI researchers identify asteroid breakup event in the main asteroid belt. SpaceRef.com, 12. jún 2002. Dostupné online [cit. 2007-04-15].
  55. MCKEE, Maggie. Eon of dust storms traced to asteroid smash. New Scientist Space, 18. január 2006. Dostupné online [cit. 2007-04-15].
  56. Nesvorný, D.; Vokrouhlick, D.; Bottke, W. F.. The Breakup of a Main-Belt Asteroid 450 Thousand Years Ago. Science, 2006, roč. 312, čís. 5779, s. 1490. Dostupné online [cit. 2007-04-15]. DOI: 10.1126/science.1126175. PMID 16763141.
  57. Nesvorný, D.; Bottke, W. F.; Levison, H. F.; Dones, L.. Recent Origin of the Solar System Dust Bands. The Astrophysical Journal, 2003, roč. 591, s. 486–497. Dostupné online [cit. 2007-04-15]. DOI: 10.1086/374807.
  58. M. A. Barucci, M. Fulchignoni and A. Rossi. Rosetta Asteroid Targets: 2867 Steins and 21 Lutetia. Space Science Reviews, 2007, roč. 128, čís. 1–4, s. 67–78. DOI: 10.1007/s11214-006-9029-6.
  59. STERN, Alan. New Horizons Crosses The Asteroid Belt. Space Daily, 2. jún 2006. Dostupné online [cit. 2007-04-14].
  60. Sonda Dawn [online]. [Cit. 2009-05-15]. Dostupné online.
  61. STAFF. Dawn Mission Home Page [online]. NASA JPL, 10. apríl 2007, [cit. 2007-04-14]. Dostupné online.

Externé odkazy
This article is issued from Wikipedia. The text is licensed under Creative Commons - Attribution - Sharealike. Additional terms may apply for the media files.