Cencha d'asteroïdes

Un article de Wikipèdia, l'enciclopèdia liura.
Anar a : navigacion, Recercar
La cencha d'asteroïdes principala (en blanc) se tròba entre las orbitas de Mart e de Jupitèr.

La cencha d'asteroïdes es la region del Sistèma Solar que se tròba aperaquí entre las orbitas dels planetas Mart e Jupitèr. Es ocupat per nombroses còsses de forma irregulara nomenats asteroïdes o planetas menoras. La region de la cencha d'asteroïdes se ditz tanben cencha principala , amor que i a d'autres asteroïdes dins lo sistèma solar coma los asteroïdes pròche de la Tèrra e los asteroïdes troians.

Mai de la mitat de la massa de la cencha principala ven dels quatre objèctes mai grans: Ceres, 4 Vesta, 2 Pallas e 10 Igea. 4 Vesta, 2 Pallas e 10 Igea an de diamètres mejans de mai de 400 km, mentre que Ceres fa 950 km de diamètre. La rèsta dels còsses pòdon arribar a aver las dimensions d'una particula de polsa. Lo material d'asteroïdes es distribuit tan pauc densament que diverses sondas los an traversats sens problèmas. Pasmens, se pòdon produire de collisions entre asteroïdes grands, e pòdon formar de familhas d'asteroïdes, que sos membres partejan de caracteristicas orbitalas e de composicion. Las collisions crean tanben una polsa fina, que forma principalament la lutz zodiacala. Los asteroïdes individuals de la cencha principala se categorizan pel seu espèctre, se devesent principalament en tres grops: de carbòni (tipe C), silicats (tipe S) e rics en metals (tipe M).

La cencha d'asteroïdes se formèt dins la nebulosa protosolara amb la rèsta del sistèma solar. Los fragments de material contengut dins la region de la cencha aurián pogut formar una planeta, mas las perturbacions gravitacionalas de Jupitèr, la planeta mai massiva, faguèron qu'aquestes fragments se truquèron a de grandas velocitats e poguèron pas s'agropar, ne resultant lo residú rocós que s'obsèrva actualament. Una consequéncia d'aquestas perturbacions son las lacunas de Kirkwood; de zònas ont se tròban pas d'asteroïdes a causa de resonàncias orbitalas amb Jupitèr. Se qualque asteroïde arriba dins aquesta zòna es expulsat dins la majoritat dels cases fòra del sistèma solar, e dins d'unas d'escasenças pòt èsser enviat cap a qualque planeta interiora, coma la Tèrra, e dintrar en collision amb ela.


Vestigis del passat[modificar | modificar la font]

Entre Mart e Jupitèr se tròba çò que los astronòms apèlan la cencha d'asteroïdes. Se tracta d'una espècia d'anèl format d'un grand nombre de pichonas planetas. Lo mai grand, Ceres, es una esfèra inegala de 952,4 quilomètres de diamètre, e los mai pichons son de rèstes de contorns irregulars, de la talha de balas o de còdols.

Lo tèrme anèl, emplegat aicí per descriure la cencha d'asteroïdes, deu pas nos far creire que se tracta d'un mitan fòrça dens ont las ròcas de l'espaci dintran sovent en collision. En mejana, cada asteroïde important es separat de son vesin per una distància de cinc milions de quilomètres. E quitament se produsisson collisions, aquestas se produsisson (per los asteroïdes importants) cada 100 000 ans.

La cencha d'asteroïdes correspond a una zòna del sistèma solar situada entre 2 e 4 UA, ont se poguèt pas formar cap planeta a causa de las perturbacions causadas per Jupitèr. Per aqueste rason, los astronòms pensan que bona part d'aquestes còsses datan dels primièrs tempses del sistèma solar, es a dire, d'una epòca que las planetas existissián pas encara. Fa mai de 4500 milions d'ans sols viravan a l'entorn del Solelh de pichons blòcs. A mai de 3 unitats astronomicas, aquestes còsses èran faches de ròca mas sustot de glaça, que l'existéncia èra possibla mercés a de temperaturas pro bassas. A mens de 3 unitats astronomicas, la glaça podiá pas demorar e unicament los silicats s'amassèron per crear de pichons planetoïdes. Nasquèron aital los asteroïdes. La majoritat, foguèron traches per de còsses de massa màger: las planetas en formacion. Aquestas exerciguèron lo ròtle de gigantesques aspiradors que netejèron l'espaci dels asteroïdes, levat Mart e Jupitèr. Per aquesta rason, una partida d'aquestas ròcas espacialas constituisson de vestigis capables de testimoniar de las condicions regnantas als alentorns del Solelh fa 4500 milions d'ans.

Pr'aquò, totes los asteroïdes son pas de còsses tant primitius. Los astronòms an detectat de diferéncias dins sa composicion. A l'entorn de 6 dels 10 del tipe C, datan probablament de la genèsi del sistèma solar, los autres son rocoses (tipe S) o metallics (tipe M) e son lo resultat de la fragmentacion d'objèctes mai grands, que lo diamètre passariá los 200 quilomètres. Aqueste es la talha minimala per que la calor interiora generada per la gravetat pròpria de l'objècte baste per que se produga una diferenciacion: dins lo magma, los elements pesucs coma los metals limpan cap al centre per constituir lo nuclèu, del temps que los elements leugièrs, coma las pèiras, flotan per formar lo mantèt. Quora, coma consequéncia d'una collision l'astre se fragmenta, los tròces del nuclèu produsisson d'asteroïdes de tipe M e los del mantèl donan d'asteroïdes de tipe S. Qualqu'uns d'aquestas pichonas planetas seguisson son camin pròpri, en s'aluenhant dels autres fora de la cencha d'asteroïdes.

Desviats per las principalas planetas, qualqu'uns crosan de còps que i a la Tèrra, coma (433) Eros, lo mai grand, en forma de balon de rugbi de 14×14×40 quilomètres, o (2101) Adonis, famós per aver fregat —dins la ficcion— la fusada de Tintin. Fobos E Deimos, los dos satellits de Mart, son d'asteroïdes capturats pendent son escapada de la centura principala. Çò mesme per Amaltea, un dels pichons satellits de Jupitèr.

Istòria de son observacion[modificar | modificar la font]

Lei de Titius-Bode[modificar | modificar la font]

En 1766, Johann Daniel Titius descobriguèt un modèl per tal de calcular la distància de las planetas al Solelh. Observèt que si a la sequéncia numerica: 0, 3, 6, 12, 24, 48... (En començant per 0, seguit per 3 e en doblant cada còp la quantitat anteriora) se li apond quatre a cada chifra e se devesís per 10, ne resulta una bona aproximacion de las distàncias de las diferentas planetas al solelh en unitats astronomicas (UA): 0,4, 0,7, 1,0, 1,6, 2,8, 5,2. Mas la lei de Titius-Bode predisiá una planeta desconeguda: a 2.8 unitats astronomicas. Giuseppe Piazzi comencèt la recèrca de la dicha planeta, e la trobèt en l'an nòu de 1801. Mas Ceres, amb solament 950 km de diamètre, èra un pauc pichona. Pejor encara, sa descobèrta foguèt rapidament seguida per la de Palas en 1802; de Juno en 1804; e de Vesta en 1807, e una granda quantitat de planetas mendres o planetoïdes. De l'euforia se passèt a la decepcion. Ceres (planeta nana) foguèt classificada d'en primièr coma asteroïde puèi coma planeta, enfin en planeta nana en 2006.

En 1768, l'astronòm Johann Elert Bode faguèt referéncia a aqueste raconte dins un dels sieus escrits, mas o acreditèt pas a Titius abans 1784, e doncas fòrça autors i faguèron referéncia coma la "lei de Bode" mases es coneguda uèi coma lei de Titius-Bode. Aqueste modèl empiric predisiá lo semiaxe major de las sièis planetas conegudas a aquesta epòca (Mercuri, Vènus, Tèrra, Mart, Jupitèr e Saturn), amb l'excepcion d'una planeta a una distància de 2,8 UA del Solelh, situada dins una zòna entre las orbitas de Mart e de Jupitèr. Titius Declarèt: "Mas auriá daissat lo Creador aqueste espaci vuèg? non pas dins l'absolut".[1]

Quand William Herschel descobriguèt Uranus en 1781, la posicion de la planeta coïncidiguèt gaireben perfièchament amb la predicha per la lei de Titius-Bode (se trobava a 19,2 UA, per 19,6 UA predichas per la lei); aquò menèt los astronòms a conclure que podiá existir una planeta entre las orbitas de Mart e Jupitèr. La taula seguenta mòstra la distància reala de las planetas al Solelh en UA en comparason amb la predicha per la lei de Titius-Bode, per las planetas conegudas a l'epòca.

Planeta Titius-Bode Realitat
Mercuri 0,4 0,39
Venus 0,7 0,72
Tèrra 1 1
Mart 1,6 1,52
Ceres 2,8 2,768
Jupitèr 5,2 5,2
Saturn 10 9,54
Urani 19,6 19,2

Ceres e la polícia celestiala[modificar | modificar la font]

Giuseppe Piazzi, descubridor De Ceres, l'objècte mai grand e massiu de la cencha d'asteroïdes.

L'astronòm Franz Xaver von Zach comencèt en 1787 de cercar la planeta predita per la lei de Titius-Bode. Pr'aquò, s'avisèt que per o aténher auriá de besonh de l'ajuda d'autres astronòms, e en setembre de 1800 von Zach amassèt un grop de 24 observaires, los quals se repartiguèron la banda del zodiaco en 24 parts, çò que correspondiá a 15° cadun. Aqueste grop se fasiá cridar la policia celestiala (Himmels polizei), e entre sos membres se trobavan d'astronòms tan prestigioses coma William Herschel, Charles Messier, Johann Elert Bode, Barnaba Oriani e Heinrich Olbers.

La polícia celestiala mandèt una invitacion a l'italian Giuseppe Piazzi, mas abans de que li arribèsse l'invitacion, Piazzi descobriguèt la "planeta" cercada lo 1 de genièr de 1801, que diguèt Ceres en onor a la divessa romana de l'agricultura e patrona de Sicília. Piazzi, qu'èra pas assabentat dels plans del grop d'astronòms, ensajava de realizar d'observacions per completar son catalòg d'estelas, quand localizèt dins la constellacion de Taur un pichon ponch luminós que figurava pas sul catalòg. L'italian o observèt a la nuèch seguenta e remarquèt que s'èra desplaçat sul fons d'estelas. Los jorns d'après contunhèt d'observar aquel minúscul ponch de lutz, e comprenguuèt lèu qu'aquò èra un nòu objècte del sistèma solar. D'en primièr, Piazzi creguèt que se tractava d'un cometa, mas l'abséncia de cabeladura e son movement lent e uniforme o convenquèron que poiriá se tractar d'una nòva planeta. Ceres Se trobava a 2,77 UA, gaireben exactament la posicion predicha per la lei de Titius-Bode de 2,8 UA.[2]

Palas e lo concèpte d'asteroïde[modificar | modificar la font]

Quinze meses après, lo 28 de març de 1802, Heinrich Olbers descobriguèt un segond objècte dins la meteissa region, que diguèt Palas. Son semiaxe màger coïncidissiá tanben amb la lei de Titius-Bode, a l'ora d'ara estimat a 2,78 UA, mas son excentricitat e inclinason èran fòrça distintas a las de Ceres. Los astronòms demorèron desconcertats; Ceres e Pallas s'ajustavan perfièchament a las prediccions de la lei de Titius-Bode, mas aquesta lei permetiá pas de situar dos objèctes de la meteissa region.

Per pas contradire la lei de Titius-Bode, los astronòms comencèron de creire que los dos de còsses qu'avián descobèrt èran en realitat de fragments d'una planeta mai granda qu'aviá espetat o que s'èra abocinat a causa de dels impactes successius de cometas. Lo 6 de mai de 1802, e après aver estudiar la natura e lo talha d'aquestes dos de nòus objèctes, William Herschel prepausèt de nomenar "asteroïdes" Ceres e Palas, per sa semblança amb las estelas a l'observacion.

Aital, Herschel esperava los englobar dins una nòva classa d'objèctes del sistèma solar, per tal de respectar la lei de Titius-Bode per las planetas. La definicion es ambigüa intencionadament, segon los pròpris mots de Herschel, «pro ampla per permetre de descobèrtas futuras».[3][4]

Malgrat aiçò, e malgrat los esfòrces de Herschel, pendent mantun decennis los astronòms contunhèron d'enclaure aquestes objèctes dins las planetas. Ceres foguèt considerada coma una planeta fins al decenni de 1860, quora se decidiguèt qu'èra un asteroïde, mas aqueste classificacion perdurèt fins a 2006, e actualament fa partit de las planetas nanas amb Pluton e qualques autres.[5]

Cencha d'asteroïdes[modificar | modificar la font]

Rotacion completa de l'asteroïde Vesta vist de la sonda Dawn. Credit: NASA

En de paucs ans, los astronòms descobriguèron dos nòus objèctes mai, que maridavan amb lo concèpte de Herschel. Lo 1 de setembre, Karl Harding trobèt Juno, e lo 29 de març de 1807 Heinrich Olbers descobriguèt Vesta.[12] Malgrat aiçò, se descobriguèt pas un nòu objècte d'aquesta natura fins a 1845, amb la trobalha de Astrea per Karl Hencke lo 8 de decembre de dich an.[13] A comptar d'alavetz, comencèron a se descobrir multitud d'aquestes objèctes a mesura que los telescòpis se fasián mai potentes, fins a tal ponch qu'a de començaments del decènni de 1850 s'èran ja descobèrts mai d'una desena d'eles, per çò que lo concèpte de "asteroïdes" foguèt gradualmente en substituint al de planetas per classificar a aquestes objèctes.[6]

Amb la descobèrta de la planeta Neptun en 1846, la lei de Titus-Bode comencèt a pèrdre fòrça entre la comunitat de astronòms, doncas qu'aquesta planeta la complissiá pas. En fach, a l'ora d'ara dicha lei se pren per un mèr edart sens cap justificacion teorica, e mai se qualques trabalhs mòstran que las leis de Kepler poirián aver cèrta correlación amb la lei de Titus-Bode.[7]

L'afar de la nomenclatura comencèt a èsser un problèma pels astronòms. Cada còp que se descobrissiá òm d'aquestes objèctes, se li donava generalament lo nom de qualque divessa o eroïna de la mitologia e se li designava amb un simbòl per o abracar, coma arriba amb las planetas. Malgrat aiçò, la multitud d'asteroïdes descobèrts provoquèt qu'aquestes simbòls foguèsson de mai en mai complèxes, fins a tal ponch que caliá aver cèrta abiletat artistica per los diboishar. Per aqueste motiu, fin finala en 1867 s'acordèt una nòva nomenclatura per aquestes objèctes, era quau consistissiá en lo nom de l'asteroïde precedit per un nombre entre parentèsi, e en òrdre de descobèrta: (1) Ceres, (2) de Palas, (3) Juno, (4) Vesta, eca. Se sòlen a l'ora d'ara representar de la meteissa manièra, en inclusent o sustrayendo los parentèsis.[6]

Lo tèrme "cencha d'asteroïdes" comencèt a s'utilizar a de començaments del decènni de 1850, e mai se s'ignòra quién foguèt lo primièr en far referéncia al meteis. En l'an 1868 se coneissiá ja un centenat d'asteroïdes e en 1891 l'emplec de la astrofotografía, iniciat per Max Wolf, accelerèt lo ritme de descobèrtas encara mai.[17] En 1923 lo nombre d'asteroïdes depassava los 1000, en 1981 los 10 000, en 2000 los 100 000[8] e en 2012 lo nombre d'asteroïdes ronda los 600 000.[9][10][8]

Origina[modificar | modificar la font]

Formacion[modificar | modificar la font]

Representacion artistica d'un disc protoplanetario a l'entorn d'una estela, similara al que formèt las planetas del sistèma solar.

En 1802, pauc après la descobèrta de (2) de Palas, Heinrich Olbers suggeriguèt a William Herschel que Ceres e (2) de Palas poirián se tractar de fragments d'una planeta fòrça mai granda qu'en lo passat poiriá aver orbitado en aquela region entre Mart e Jupitèr. Segontes aquesta ipotèsi, la planeta se descompuso fa de milions d'ans a causa d'una explosion intèrna o a d'impactes de cometa.[9] Malgrat aiçò, la granda quantitat d'energia que foguèsse estat de besonh per que tal eveniment arribès, en combinason amb l'escassa massa totala de la cencha d'asteroïdes (sonque un 4 % la massa de la Luna), ponon de manifèst qu'aquesta ipotèsi pòt pas èsser valida. En mai, las diferéncias en composicion quimica entre los asteroïdes de la centura son fòrça malaisidas d'explicar en lo cas qu'anèsson originats dins la meteissa planeta.[11] Per tant, actualament la majoritat de scientifics accèpta que los asteroïdes faguèron partida jamai d'una planeta.

En general, se crei que lo sistèma solar se formèt tre una nebulosa primitiva, compausada per gas e povàs, que saturèt jos influéncia gravitatòria en formant un disc de material en rotacion. Del temps qu'en lo centre, a on se formariá lo Solelh, la densitat aumentava amb rapiditat, en las regions extèrnas del disc se formèron granos solids de pichon talha que, amb lo temps, foguèron en s'agropant mejançant de procèsses de acreción e collision per formar las planetas.[21]

Los planetesimals que se trobavan en la region a on se tròba a l'ora d'ara la centura foguèron perturbats gravitacionalmente per Jupitèr. La planeta provoquèt qu'una determinada part dels planetesimals aqueriguèsse excentricitats e inclinasons fòrça anautitas, en s'accelerant a de nautas velocitats, çò que causèt que collisionaran entre eles, e per tant alloc de s'agropar per formar una planeta se disgregaron en multitud de residus rocosos; los asteroïdes.[22] Una granda part foguèron eyectados foguèsse del sistèma solar, en subrevivent sonque mens del 1 % dels asteroïdes iniciales.[12]

Evolucion[modificar | modificar la font]

Dempuèi la siá formacion en la nebulosa primitiva que donèt origina al sistèma solar, los asteroïdes an sofèrt de divèrses cambiaments. Entre aquestes se tròban la calor intèrna pendent los primièrs milions d'ans, lo derretimiento de la siá superfícia a causa de de impactes, la erosión espaciala a causa de la radiación e lo vent solar, e lo bombardament de micrometeoritos.[13][14][15] Qualques scientifics se fan referéncia als asteroïdes coma los planetesimals residuales, del temps qu'unes autres los considèran distintos a causa d'aquestes procèsses.[16]

Se crei que la cencha d'asteroïdes actuala conten pas qu'una fraccion de la massa de la centura primitiva. Las simulacions per ordenador suggerisson que la cencha d'asteroïdes originala poiriá aver contengut una massa equiparable a la de la Tèrra. Degut principalament a de perturbacions gravitatòrias, la majoritat del material foguèt expelido de la centura pendent los primièrs milions d'ans de formacion, en daissant pas qu'un 0,1 % de la massa originala.[12] Se crei que partís del material expulsat poiriá se trobar en lo bromalh de Oort, en los confines del sistèma solar.[28] Dempuèi la siá formacion, lo talha tipic dels asteroïdes es demorat relativament estable; a pas agut d'aumentacions o de disminucions significativas.[17]

La resonancia orbital 4:1 amb Jupitèr, plaçada en torni a 2,06 UA del Solelh, pòt se considerar lo limit interior de la centura principala. Las perturbacions causadas per Jupitèr envièren los asteroïdes que se trobavan ailà cap a d'orbitas inestables, en creant una zòna desèrta a dicha distància. La majoritat dels còsses que se trobavan a mendre distància foguèron lançats cap a Mart (cuyo afelio es de 1,67 UA) o eyectados per de perturbacions gravitacionales en los primièrs episòdis de la formacion del sistèma solar.[18] Los asteroïdes que conforman la familha Hungaria se tròban mai prèps al Solelh que la zòna mencionada anteriorament, mas possedisson d'orbitas establas a causa de la siá anautita inclinason orbital.[19]

Quand la cencha d'asteroïdes èra encara dins formacion, a una distància de 2,7 UA del Solelh se trobava la linha de separacion de temperaturas del ponch de condensación de l'aiga. Als planetesimals que se trobavan a una distància màger lor foguèt possibla acumular gèl.[20] En 2006 se postuló qu'una populacion de cometas plaçats mai ailà del limit de dicha separacion poguèt aver contribuit a la formacion dels oceans de la Tèrra.[21]

Caracteristicas[modificar | modificar la font]

Contràriament a çò que se sòl pensar, la cencha d'asteroïdes es dins la siá màger part vuèg. Los asteroïdes son diseminados dins un volum tan grand que seriá fòrça malaisit traversar la centura e se trobar amb òm d'eles sens o preténer. Pas obstante, e e mai se se coneisson a l'ora d'ara cientos de miles d'aquestes còsses celèstes, se calcula que la centura alberga de divèrses milions d'asteroïdes.

Dimensions[modificar | modificar la font]

Talha dels dètz primièrs asteroïdes, en òrdre de descobèrta, en comparason amb la Luna.

La massa totala de la cencha d'asteroïdes s'aima entre 3,0×1021 e 3,6×1021 kg, çò cual supausa pas qu'un 4 % de la massa de la Luna, o çò qu'es çò de meteis, un 0,06 % de la massa terrèstre. Los objèctes celèstes mai grandes de la centura son, per tant, fòrça mendres e mens massius que la Luna. Los quatre de còsses principales soman la mitat de la massa totala de la centura, e Ceres, lo mai grand d'eles, representa un tèrç de la massa totala. Ceres Possedís una ràdio d'unes 475 km, qu'equival a un tèrç de la ràdio lunar, e una massa de 1021 kg, que representa pas qu'un 1,3 % de la massa de la Luna. Lo segond objècte mai grand de la centura, (4) Vesta, a la mitat del talha de Ceres. Se coneisson en torni a 1000 asteroïdes cuyo ràdio es màger que 15 km, e s'aima que la centura poiriá albergar près de mièg milion d'asteroïdes amb de ràdios màgers que 1,6 km.[34]

Los talhas dels asteroïdes pòdon se determinar de divèrsas manièras, en sabent la siá distància. Òm dels metòdes es en observant lo sieu transit aparent davant una estela, que succedís a causa de la rotacion terrèstre. Quand aquò arriba, l'estela es amagada darrièr de l'asteroïde, e en mesurant lo temps que s'esperlonga dicha ocultación es possibla trobar lo diamètre de l'asteroïde. Amb aqueste metòde s'es determinat amb bona precision los talhas dels asteroïdes mai grandes de la centura, coma Ceres o (2) de Palas.[34]

Autre metòde per aimar los sieus talhas es mesurar la siá ludentor aparenta. Cuanto Mai grand siatz un asteroïde, mai lum solar rebatrà a causa de la siá màger superfícia. Malgrat aiçò, la ludentor aparenta depend tanben del albedo caracteristic de l'asteroïde, e aqueste ven determinat per la composicion del meteis. A manièra d'exemple, (4) Vesta apareis qualquarren mai brilhant en lo cèl que Ceres, doncas lo albedo dels primièrs son quatre còps superiors. Pas obstante, lo albedo dels asteroïdes pòt se determinar, doncas que cuanto mendre albedo possedís un còs, mai radiación absorbe e per tant se calfa mai; aquesta calor emet radiación en lo infrarrojo, e en comparant la radiación infraroja e la visibla qu'arriba a superfícia terrèstre pòt se determinar lo albedo, e per tant calcular lo sieu talha. Amb aqueste metòde se pòt quitament endonviar las irregularitats que presenta un determinat asteroïde en lo cas que se tròbe en rotacion. En aqueste cas, las irregularitats fan que la superfícia que s'obsèrva càmbie, en modificant tanben la siá ludentor aparenta de forma periodica.[35]

Composicion[modificar | modificar la font]

253 Matilde, un asteroïde de tipe-C o carbonáceo.

La majoritat dels asteroïdes de la centura se tròban classificats, segontes la siá composicion, en tres categorias: asteroïdes carbonáceos o tipe-C, asteroïdes de silicatos o tipe-S, e asteroïdes metallics o tipe-M.[36] Existisson d'autres tipes d'asteroïdes, mas la siá populacion es fòrça escassa.

Existís una correlación importanta entre la composicion dels asteroïdes e la siá distància al Solelh. Los asteroïdes mai prèps sòlen èsser rocosos, compausats per silicatos e exentos d'aiga, del temps que los mai aluenhats son en la siá majoritat carbonáceos, compausats per minerales arcillosos e amb preséncia d'aiga. Per tant, los asteroïdes mai aluenhats son tanben los mai escures, e los mai prèps rebaton màger quantitat de radiación. Se crei qu'aqueste fach es consequéncia de las caracteristicas de la nebulosa primitiva que donèt origina al sistèma solar. En las regions mai aluenhadas la temperatura èra fòrça mendre, e per tant l'aiga se podiá condensar en los asteroïdes; tot çò de contrari qu'en las regions interioras, a on a l'aver màger temperatura l'aiga probablament se vaporizaría.[36]

Los asteroïdes tipe-C o carbonáceos son los mai abondius en la centura, doncas que compausan lo 75 % del total. Rebaton fòrça pauc lum (albedo entre 0,03 e 0,09[37]) e per son tant fòrça escures, e sòlen presentar un tono leugièrament azulado. Aquestes asteroïdes absorben pro radiación infraroja a causa de la preséncia d'aiga retenuda en la siá estructura. Per çò de general se tròban en las regions exterioras de la centura. L'asteroïde de màger talha qu'aperten inequívocamente al tipe-C es (10) Higia.[36]

(433) Eros, asteroïde de tipe-S, compausat per silicatos.

Los asteroïdes tipe-S, compausats per silicatos, representan en torni al 15 % del total. Son plaçats en la part de la centura mai prèpa al Solelh. Exibisson una color leugièrament rojizo e an un albedo relativament anautit (entre 0,10 e 0,22[37]). (3) Juno constituís un bon exemple d'aqueste tipe.[36]

Los asteroïdes tipe-M, o metallics, possedisson de quantitats importantas de fèrre e níquel. Conforman aperaquí lo 10 % del total d'asteroïdes, e possedisson un albedo similar als de tipe-S (0,10-0,18[37]). Aquestes objèctes pòdon èsser los nuclèus metallics d'objèctes anteriors de màger talha, es quaus acabèron en se fragmentant a causa de collisiones. Se tròban plaçats a mitat de la cencha d'asteroïdes, en torni a 2,7 UA del Solelh.[36] E mai se es pas comun, s'es enregistrat asteroïdes, coma es lo cas de (22) Kalliope, que presentan de densitats fòrça bassas per èsser de tipe-M, çò cual implica que son pas compausats principalament per de metals e presentan nautas porosidades.[22] Dins aqueste tipe s'engloban asteroïdes que s'ajustan pas als tipes C e S, doncas pas totes los asteroïdes tipe-M son compausats per de materials similars ni an lo meteis albedo.[23]

Òm de las incognitas de la cencha d'asteroïdes es la relativa escasez d'asteroïdes basálticos, o de tipe-V. Las teorias de formacion d'asteroïdes predicen que los objèctes del talha de (4) Vesta o màgers aurián de formar pèl e saile, es quaus serián compausats principalament per ròca basáltica.[24] Las evidéncias mòstran, malgrat aiçò, que lo 99 % del material basáltico predicho s'obsèrva pas. Fins a l'an 2001 se cresiá que la màger part dels objèctes basálticos descobèrts en la centura s'èra originat tre (4) Vesta. Malgrat aiçò, la descobèrta de (1459) Magnya revelèt una composicion quimica desparièra als asteroïdes basálticos coneguts anteriorament, çò cual suggerís que s'originèt de forma distinta.[25] Aquesta ipotèsi se refortilhèt amb la descobèrta en 2007 de dos asteroïdes en la region exteriora de la centura. Se tracta de (7472) Kumakiri e (10537) 1991 RY16, es quaus presentan de composicions basálticas desparièras. Aquestes dos asteroïdes son los unics de tipe-V descobèrts fins a la data en la region exteriora de la centura.[24]

Classament dels asteroïdes per composicion
Tipe Composicion Populacion Sosclassas
C Condrita carbonácea 75 % E Acondrita enstática
O Acondrita basáltica
R Condrita Ordinària
S Silicatos 15 %
M Metallics (Níquel-Fèrre) 10 %

Orbitas[modificar | modificar la font]

Representacion de la excentricitat dels asteroïdes respecto de la siá distància al Solelh. Los ponchs roges e blaus forman la centura principala. Pòt s'observar que la excentricitat mièja se plaça en torni a 0,15.

Los asteroïdes orbitan en lo meteis sens que las planetas, amb de periòdes orbitales dempuèi 3,5 fins a 6 ans, generalament. La excentricitat mièja dels asteroïdes se plaça envolopa 0,15, e mai se qualques coma (1862) Apolo e (944) Hidalgo possedisson excentricitats fòrça anautitas (en torni a 0,6). Unes paucs asteroïdes possedisson inclinasons orbitales superiors a 25°, entre eles l'asteroïde (945) Barcelona, descobèrt per José Manges e Solá en 1921, cuya inclinason es de 32,8°. L'asteroïde amb l'orbita mai inclinada es (1580) Betulia, amb 52°.[42]

Voids de Kirkwood[modificar | modificar la font]

Distribucion de las distàncias de las orbitas dels asteroïdes, a on se pòdon observar los desparièrs voids de Kirkwood per las desparièras resonancias.

Al representar en una grafica la distància dels asteroïdes al Solelh, pòdon s'observar de regions vuèjas a on i a pas cap. Aquestes voids coincidisson amb las orbitas a on existís resonancia orbital amb Jupitèr, es dire, a on lo periòde de l'orbita es ligat mejançant una fraccion simpla amb lo periòde de Jupitèr. Per exemple, quinsevolhe asteroïde plaçat a una distància de 3,28 UA, auriá una resonancia 2:1 amb Jupitèr; quand l'asteroïde complèta dos torns a l'entorn del Solelh, Jupitèr complèta òm. Autras resonancias importantas son las correspondentas a 3:1, 5:2 e 7:3, a unas distàncias de 2,5 UA, 2,82 UA e 2,96 UA, respectivament.[28] Existisson tanben d'autras resonancias segondàrias, que se tròban pas vuèjas mas que lo nombre d'asteroïdes es mendre, coma la resonancia 8:3 (semieje màger de 2,71 UA). La centura principala se pòt dividir alavetz dins tres zònas diferenciadas separadas per aquestes voids: Zòna I (2,06-2,5 UA), Zòna II (2,5-2,82 UA) e Zòna III (2,82-3,28 UA).[26]

Aquestes voids recebon lo nom de son descubridor, Daniel Kirkwood, qui los descobriguèt en l'an 1886. Quinsevolhe asteroïde plaçat en aquestas posicions seriá accelerat per Jupitèr e la siá orbita s'alongariá (aumenta la excentricidad), per çò que lo perihelio de la siá orbita poiriá s'apropar a l'orbita de qualque planeta e collisionar amb el o amb lo Solelh, o èsser eyectado foguèsse del sistèma solar. Al contrari que succedís amb los voids en los anèls de Saturn, los voids de Kirkwood pòdon pas èsser observats dirèctament, doncas que los asteroïdes possedisson excentricitats fòrça variadas e per son tant en crosant continualament a travèrs d'eles.[28]

Dempuèi la formacion del sistèma solar, las planetas an sofèrt de variacions en la siá orbita, e en concrèt an modificat lentament la siá distància al Solelh. La modificacion de l'orbita de Jupitèr, e per tant l'alteracion amb lo temps de la posicion dels voids de Kirkwood, poiriá explicar l'escàs nombre d'asteroïdes que albergan de determinadas regions de la centura.[27]

Cambiaments dins las orbitas[modificar | modificar la font]

E mai se las resonancias orbitales de las planetas son la manièra mai efectiva de modificar las orbitas dels asteroïdes, existisson d'autres mejans qu'aquò succedís per el. Qualques evidéncias, coma lo nombre de NEA o meteoritos près de la Tèrra, suggerisson que las resonancias son pas capaças per se solas de las produsir.[45]

En un primièr moment se postuló que las collisiones aleatorias entre asteroïdes poirián provocar que queiguessen dins los voids de Kirkwood, e per tant èsser eyectados per las perturbacions de las planetas. Malgrat aiçò, los modèls computacionales an mostrat que los efèctes qu'aquò produsís se tròban de divèrses òrdres de magnitud per jos çò d'observat. Per tant, an d'èsser mai importants d'autres efèctes.[45]

Esquèma de l'efècte Yarkovsky, en mostrant la asimetría de l'emission de radiación infraroja en un asteroïde.

I. O. Yarkovsky Prepausèt a de fins del sègle XIX que lo lum solar poiriá provocar d'alteracions en las orbitas dels asteroïdes. Aqueste efècte se coneis coma efècte Yarkovsky, e es possible a causa de que lo lum transpòrta moment lineal. Lo lum solar dirècta qu'arriba al asteroïde modifica pas la siá orbita, doncas que lo lum li arriba en la meteissa direccion que la fòrça d'atraccion gravitatòria del Solelh, e a d'efèctes practics es coma se foguèsse atrach per un objècte leugièrament mens massiu que lo Solelh. L'idèa clau de Yarkovsky es qu'un asteroïde possedís de temperaturas desparièras en la siá superfícia segontes la siá orientacion al Solelh. Los còsses emeton radiación infraroja, tant màger cuanto a mai temperatura se tròben, e aquestes fotones emeses li estampan al asteroïde una quantitat de movement en de sens contrari de cap a a on foguèron radiados. D'aquesta manièra, aurà una emission asimetrica de fotones e l'asteroïde se mourà. Aqueste efècte es màger s'existisson de diferéncias de temperatura entre lo afelio e lo perihelio de l'asteroïde.[45] Mejançant l'efècte Yarkovsky se pòdon determinar las siás densitats, e se pòdon explicar determinadas caracteristicas orbitales e morfologicas que possedisson qualques familhas d'asteroïdes.[28][29]

Qualques scientifics desvolopèron una variacion dels trabalhs de Yarkovsky, aperat efècte YORP. Aqueste efècte predice de cambiaments en las rotacions e de velocitats dels asteroïdes a causa de l'efècte Yarkovsky, e fins ara las observacions realizadas concòrdan plenament amb las prediccions.[45]

Objèctes principals[modificar | modificar la font]

Ceres[modificar | modificar la font]

Composicion intèrna de Ceres, de tipe-C (carbonáceo). Pòt s'observar la capa de gèl en lo sieu interior.

Ceres Es lo còs celeste mai grand de la centura e l'unic classificat coma planeta enano, dempuèi la redefinicion de planeta de 2006.[5] Aqueste classament s'a d'a que la siá gravetat o a moldeado amb una forma gaireben esférica (amb un diamètre de 940 km aprox.) E, per tant, se ditz que possedís equilibri hidrostático. Amb anterioritat a 2006 èra considerat l'asteroïde mai grand, mas es actualament la planeta enano mai pichon, doncas que los autres objèctes que partejan aqueste meteis classament, coma Pluton o Eris, son màgers.

La siá magnitud absoluta es de 3,32, màger que la de quin autre còs que siá de la centura.[30] Malgrat aiçò, daissa pas d'èsser un còs fòrça escur, doncas que lo sieu albedo es de tan sol un 5 %. La siá estructura intèrna es formada d'un nuclèu compausat de silicatos e una capa d'aiga en forma de gèl entornejat per òm defunta pèl. Una part fòrça pichona del gèl se convertís en vapor d'aiga a causa de la radiación solara, çò que li conferís una tenue atmosfèra. La siá massa es gaireben un tèrç de la del total de centura.[31] Orbita A una distància d'entre 2,5 e 3 UA, e la siá excentricitat es de sol 0,08, per çò que la siá orbita es pro circulara.

Vesta[modificar | modificar la font]

(4) Vesta, descobèrt per Olbers en 1807, es lo segond asteroïde de màger massa, lo tresen en talha, e lo mai brilhant de totes. Aquò es a causa de que possedís un albedo del 42 %, màger quitament que lo albedo de la Tèrra (37 %). Constituís lo 9 % de la massa totala de la centura, e la siá diamètre mièg es de 530 km. Orbita A una distància del Solelh fòrça similar a la de Ceres. Vesta Possedís un nuclèu metallic pro dens (de fèrre e níquel), un saile compausat de olivino, e una pèl defunta fòrça d'a pena unes quilomètres de grosor.

Image de l'elevacion en la superfícia de (4) Vesta, a on pòt s'observar l'enòrme cráter de la collision que formèt los fragments de la familha Vesta.

Vesta Recebèt l'impacte de de autre asteroïde, en daissant un enòrme cráter sobratz la siá superfícia e en enviant a la centura multitud de fragments correspondents al 1 % de la massa de l'asteroïde. D'aquesta manièra se formèt la familha Vesta, de tipe-V (basálticos), mas a l'ora d'ara sonque una pichona part d'aquestes fragments contunha orbitando la centura, doncas se crei que lo rèste foguèt disipado a l'aténher la resonancia 3:1 amb Jupitèr, en òm dels voids de Kirkwood. Qualques meteoritos queigudi sobre la Tèrra an la siá origina en aquesta collision.

Palas[modificar | modificar la font]

(2) de Palas son lo segond objècte de màger talha de la centura, e mai se (4) Vesta es mai massiu. Representa un 7 % de la massa de la centura e la siá albedo es del 12 %, doncas qu'es de tipe-C. Possedís l'orbita mai excéntrica dels quatre, amb una valor de 0,23, çò cual fa que la siá distància mai prèpa al Solelh (2,1 UA) donères fòrça de la mai aluenhada (3,4 UA). Tanben lo sieu inclinason orbital es superior, amb 34° (las dels autres tres son mendres que 10°). Se crei qu'un impacte sobratz la siá superfícia formèt la familha de Palas, e mai se lo nombre de membres es escàs.

En 1803, un an après la siá descobèrta e a causa de la siá repercussion, William Hyde Wollaston cristianèt a un nòu element amb lo nom de paladio.

Higia[modificar | modificar la font]

(10) Higia es la cambra màger objècte de la cencha d'asteroïdes, amb un diamètre mièg de 431 km, e mai se presenta una forma pro alongada, e constituís un 3 % de la massa totala de la centura. Foguèt descobèrt per Annibale de Gasparis en 1849. En çò que tanh a la siá composicion, es un asteroïde carbonáceo (tipe-C) amb un albedo del 7 %. Es lo membre principal de la familha omonima que li dona a el nom. Se tracta, dels quatre, de l'asteroïde mai extèrne, cuyo afelio atenh las 3,5 UA, e triga 5,5 ans en completar la siá orbita.

Juno[modificar | modificar la font]

(3) Juno foguèt lo tresen asteroïde en èsser descobèrt e es òm dels mai grandes de la centura principala d'asteroïdes, en essent lo segond mai pesat dins los de tipe S. Foguèt descobèrt lo 1 de setembre de 1804 pel astronòm alemand Karl Ludwig Harding e cristianat amb aqueste nom en aunor a la divessa Juno. Foguèt a la debuta considerat una planeta, coma Ceres, de Palas, e Vesta. Foguèt classificat de nòu coma asteroïde, amassa amb los autres tres, quand fòrça asteroïdes foguèron mai descobèrts. Lo pichon talha de Juno e la siá forma irregulara o excluguèron d'èsser estat considerada planeta enano conforme al classament de l'Union Astronómica Internacionala.

Localizacion[modificar | modificar la font]

E mai se la màger part dels asteroïdes se tròban en la centura principala, existisson tanben d'autres grops d'asteroïdes. Se pòdon diferenciar tres regions d'asteroïdes, segontes la siá distància al Solelh:[50]

  • Centura principala: se tròba plaçat entre 2,06 e 3,65[51] UA, en una region entre Mart e Jupitèr. A lo sieu còp pòdon se classificar de familhas d'asteroïdes, coma Hungaria, Hilda, Eos, Themis, Cibeles, Koronis, entre d'autras.[32]
  • Asteroïdes Prèps dins la Tèrra (o NEA, de l'anglés Near-Earth Asteroïd): son asteroïdes fòrça prèps a l'orbita terrèstre, plaçats a mens de 1,3 UA del Solelh. Se pòdon subdividir en tres grops:
    • Asteroïdes Atón: Possedisson semiejes màgers mendres que 1 UA, e afelios màgers que 0,983 UA.
    • Asteroïdes Apolo: Possedisson semiejes màgers mai distantes que 1 UA, e perihelios mendres que 1,017 UA.
    • Asteroïdes Amor: possedisson perihelios entre 1,017 UA e 1,3 UA. L'asteroïde (1036) Ganymed es lo NEA descobèrt de màger talha.
  • Troyanos: Se tròban plaçats près dels ponchs de Lagrange de Jupitèr (plaçats a 60° de la linha que jonh lo Solelh e Jupitèr). Se coneisson a l'entorn de 4000.[33] En d'escasenças se classifican tanben dins aqueste grop qualques asteroïdes plaçats en los ponchs de Lagrange de Neptun o Mart, coma es lo cas de (5261) Eureka. Recebon aqueste nom a causa del primièr asteroïde d'aqueste grop descobèrt, (588) Aquiles, eròi de la guèrra de Troya.[54]

Familhas d'asteroïdes[modificar | modificar la font]

Grafic que representa la inclinason orbital respecto de la excentricidad. Pòdon s'observar de regions a on existís una màger acumulacion d'asteroïdes; se tracta de las cridadas familhas.

Quand lo nombre d'asteroïdes descobèrts comencèt a èsser anautit, los astronòms observèron que qualqu'uns d'eles partejavan cèrtas caracteristicas, coma la excentricitat o la inclinason orbital. Foguèt aital coma lo japonés Kiyotsugu Hirayama prepausèt en 1918 l'existéncia de cinc familhas d'asteroïdes, lista qu'amb lo pas del temps s'es anat dilatando.[45]

Aperaquí un tèrç dels asteroïdes de la centura fa partida d'una familha. Las familhas possedisson d'elements orbitales e d'espèctres similars, çò cual indica qu'an la siá origina en la fragmentacion d'un objècte mai grand. Existisson 20-30 associacions qu'amb certitud pòdon se considerar de familhas d'asteroïdes, e mai se i a fòrça autras cuya denominacion de familha es pas tan clara. Las associacions amb mens membras que las familhas s'apèran cúmulos d'asteroïdes.[34]

Qualques unas de las familhas mai importantas son (en òrdre de distància): Flòra, Eunoma, Koronis, Eos e Themis.[35] La familha Flòra, una de las mai nombrosas, poiriá aver la siá origina en una collision venuda fa mens de mil milions d'ans.[36] L'asteroïde mai grand que fa partida d'una familha es (4) Vesta. Se crei que la familha Vesta s'originèt a causa d'una collision sofèrta sobratz la siá superfícia. Coma resultat de la meteissa collision se formèron tanben los cridats meteoritos HED.[37]

S'es trobat tres bandas de povàs dins la centura principala. Es possible que sián associadas a las familhas Eos, Koronis e Themis, a causa de que las siás orbitas son similaras a las d'aquestas bandas.[38]

Periferia[modificar | modificar la font]

Bordeando Lo limit interior de la cencha d'asteroïdes se tròba la familha d'asteroïdes Hungaria, entre 1,78 e 2,0 UA, e amb semiejes màgers en torni a 1,9 UA. L'asteroïde que dona nom a aquesta familha compausada per 52 asteroïdes coneguts es (434) Hungaria. Aquesta agropacion d'asteroïdes se tròba separada de la centura principala pel void de Kirkwood correspondent a la resonancia 4:1, e las siás membras possedisson inclinasons fòrça anautitas. Qualqu'uns crosan l'orbita de Mart, cuyas de perturbacions gravitacionales son probablament la causa mai notabla en la reduccion de la populacion d'aqueste grop.[19]

Autre grop d'asteroïdes amb d'orbitas inclinadas en la part interiora de la centura es la familha Focea. La granda majoritat de las siás membras son de tipe-S, a diferéncia de la familha Hungaria possedís qualqu'uns de tipe-E (amb de superfícias de enstatita). La familha Focea orbita entre 2,25 UA e 2,5 UA del Solelh.[39]

En lo limit exterior de la centura se tròba la familha Cibeles, orbitando entre 3,3 e 3,5 UA, en la resonancia 7:4 amb Jupitèr. La familha Hilda orbita entre 3,5 e 4,2 UA, amb d'orbitas pro de circularas e establas en la resonancia 3:2 de Jupitèr. Mai ailà de 4,2 UA se tròban fòrça paucs asteroïdes, fins a l'orbita de Jupitèr (5,2 UA), a on se tròban los asteroïdes troyanos. Los troyanos pòdon se dividir en dos grops, segontes lo ponch de Lagrange de Jupitèr qu'ocupen: es quaus se tròban en lo ponch L4 e es quaus se plaçan en lo costat contrari L5.[40] Se desconeis la rason que lo ponch L4 se tròbe fòrça mai poblat.[54]

Nòvas familhas[modificar | modificar la font]

Qualques familhas se son formadas recentament, en de tempses astronomics. Lo cúmulo Karin se formèt fa 5,8 milions d'ans coma consequéncia d'una collision sofèrta per un asteroïde de 16 km de ràdio.[41] La familha Veritas se formèt fa 8,7 milions d'ans; entre las evidéncias s'inclutz povàs interplanetario apletat dels sedimentos océanicos.[42][43]

Fòrça mai recenta es lo cúmulo Datura que se formèt fa 450 000 ans tre un asteroïde de la centura principala. L'estimacion de la siá antiquitat es basada en la probabilitat estatistica que las siás membras ajan las orbitas actualas, e pas en evidéncias fisicas solidas. Se crei que lo cúmulo Datura poiriá èsser estat una font de povàs e material zodiacal.[44] Autras formacions recentas, coma lo cúmulo Iannini (fa circa 5 milions d'ans) o lo cúmulo Seinäjoki, poirián tanben aver contribuit a la formacion d'aqueste povàs.[45]

Colisions[modificar | modificar la font]

Luz zodiacal, creada en partida per povàs originat en collisiones entre asteroïdes.

A causa de l'anautita populacion de la centura principala las collisiones entre asteroïdes succedisson de manièra frequenta, en d'escalas de temps astronomicas. S'aima que cada 10 de milions d'ans se produsís una collision entre asteroïdes cuyos de ràdios excedisson dels 10 km.[46] Las collisiones en d'escasenças provòcan la fragmentacion de l'asteroïde en d'objèctes mai pichones, en formant una nòva familha d'asteroïdes. Pòt tanben arribar que dos asteroïdes collisionen a de velocitats fòrça bassas, en cuyo cas demòran jonhuts. A causa d'aquestes procèsses de collision, los objèctes que formèron la cencha d'asteroïdes primitiu gardan a pena relacion amb los actuales.

Tycho, Un cráter lunar originat per un meteorito de la cencha d'asteroïdes.

En mai d'asteroïdes, la centura conten tanben de bandas de povàs format de partículas amb de ràdios d'unes paucs cientos de micrómetros. Aqueste material se produsís, almens en partida, per collisiones entre asteroïdes, e per l'impacte de micrometeoritos en los asteroïdes. En mai, l'efècte Poynting-Robertson provòca qu'a causa de la radiación solara aqueste povàs viratz lentament en espirala cap a del Solelh.[47]

La combinason d'aqueste povàs amb lo material eyectado de los cometas produsís lo lum zodiacal. La ludentor que produsís, e mai se flaca, pòt s'observar per la nuèch en direccion cap al Solelh al cors de la eclíptica. Las partículas que produsisson lo lum zodiacal visible presentan, en promiei, de ràdios de 40 micrómetros. Lo temps de vida caracteristica d'aquestas partículas es de l'òrdre de 700 000 ans. Doncas, per manténer las bandas de povàs an de se crear nòvas partículas a un ritme constant en la cencha d'asteroïdes.[47]

Meteorits[modificar | modificar la font]

Los escombros que s'originan en las collisiones pòdon formar meteoroides qu'atengan fin finala l'atmosfèra terrèstre. Un percentatge màger que lo 99,8 % dels 30 000 meteoritos trobats fins a la data dins la Tèrra se crei que s'es originat en la cencha d'asteroïdes. En setembre de 2007 se publiquèt un estudi que suggerissiá que l'asteroïde (298) Baptistina sofriguèt una collision que provoquèt l'enviament d'una quantitat considerabla de fragments a l'interior del sistèma solar. Se crei que los impactes d'aquestes fragments creèren los cráteres Tycho e Chicxulub, plaçats en la Luna e en Mexic respectivament, e aqueste darrièr poguèt provocar l'escandilhament dels dinosaurios fa 65 milions d'ans.[48]

Exploracion[modificar | modificar la font]

Representacion artistica de la nau espaciala de la mission Dawn, amb Vesta a la quèrra e Ceres a la drecha.

La primièra nau espaciala que traversèt la cencha d'asteroïdes foguèt la Pioneer 10, lo 16 de julhet de 1972. Per aquel existissiá alavetz cèrta preocupacion sobratz se los escombros qu'aviá ailà supausarián un perilh per la nau, mas an traversat fins ara la centura sens d'incidents una desena de naus distintas. Las sondas Pioneer 11, Voyager 1 e 2 e Ulysses, passèron per la centura sens prene d'images. La mission Galileu prenguèt d'images de (951) Gaspra en 1991 e de (243) Anada (e lo sieu satellit Dactyl) en 1993, NEAR Shoemaker de (253) Matilde en 1997 e (433) Eros en 2000, Cassini-Huygens de (2685) Masursky en 2000, Stardust de (5535) Annefrank en 2002 e New Horizons de (132524) APL en 2006.[49]

La mission Hayabusa, que retornèt dins la Tèrra en junh de 2010, fotografièc e aterrèt sobre la superfícia de (25143) Itokawa en 2005, pendent dos meses.[50] La mission Dawn foguèt lançada en 2007, lo jorn 18 de julhet de 2011 se confirmèt que la sonda entrèt dins l'orbita de Vesta, e lo 6 de març de 2015 entrèt dins orbita a l'entorn de Ceres. La mission WISE foguèt lançada lo 14 de decembre de 2009 e cercarà mejançant deteccion de radiación infraroja totes los asteroïdes cuyo diamètre siá màger a 3 km. Lo lançament d'autra mission, OSIRIS-REx, es previst qu'aja luòc en 2016, e portarà dins la Tèrra mòstras de material de la superfícia d'un asteroide.[49]

La majoritat de las fotografias presas dels asteroïdes foguèron realizadas pendent lo breve pas per la centura de las sondas espacialas que se dirigissián cap a d'autres objectius, a excepcion del NEAR e de la sonda Hayabusa, qu'explorèron determinats asteroïdes prèps (NEA). Sonque la mission Dawn a coma objectiu primari l'estudi d'objèctes de la centura principala d'asteroïdes, e s'aquestes se complisson amb capitada es possibla que se desvolòpe una extension de la mission que permeta exploraciones addicionalas.[51]

Font futura de ressorças[modificar | modificar la font]

Los asteroïdes son los còsses mai accessibles del sistèma solar. S'es suggerit qu'en un futur lo material dels asteroïdes prèps dins la Tèrra (NEA) poiriá èsser aprovechable. Los materials mai importants son economicament l'aiga (la possedisson los asteroïdes tipe-C, generalament en forma de gèl) e de divèrses metals, coma fèrre, níquel, cobalto o platino (asteroïdes de tipes S e M). S'a ja especulado amb los metòdes possibles per o far e los còstes economics implicats, e se crei que per cada tona de material terrèstre utilizat pel bastiment de naus poiràn s'obténer fins a mil tonas de material en los asteroïdes. Aquò desencaririá lo còst dels materials en afar, e poirián s'utilizar pel bastiment d'estructuras de besonh en futuras exploraciones espacialas.[73][74]

Vejatz tanben[modificar | modificar la font]

Referéncias[modificar | modificar la font]

Nòtas[modificar | modificar la font]

  1. http://www-ssc.igpp.ucla.edu/dawn/background.html modèl {{Ligam web}} : paramètre « titre » mancant, Space Physics Center: UCLA.
  2. Foderà Serio, G.; Manara, A.; Sicoli, P. (2002).
  3. Herschel, William (1802).
  4. Gropp, Harald.
  5. 5,0 et 5,1 IAU, http://www.iau.org/public_press/news/release/iau0603/questions_answers/ modèl {{Ligam web}} : paramètre « titre » mancant
  6. 6,0 et 6,1 Hilton, James L., http://aa.usno.navy.mil/faq/docs/minorplanets.php modèl {{Ligam web}} : paramètre « titre » mancant
  7. Pankovic, V. y Radakovic, A. M. (2009).
  8. 8,0 et 8,1 MPC Archive Statistics
  9. 9,0 et 9,1 Hughes, David W., http://www.open.edu/openlearn/history-the-arts/history/history-science-technology-and-medicine/history-science/brief-history-asteroid-spotting modèl {{Ligam web}} : paramètre « titre » mancant, BBC
  10. Asteroid Discovery From 1980 - 2010
  11. Chaisson, E.; McMillan, S. (1997).
  12. 12,0 et 12,1 Petit, Jean-Marc; Morbidelli, A.; Chambers, J. (2001).
  13. Keil, K. (2000).
  14. Clark, B. E.; Hapke, B.; Pieters, C.; Britt, D. (2002).
  15. Baragiola, R. A.; Duke, C. A.; Loeffler, M.; McFadden, L. A.; Sheffield, J. (2003).
  16. Kracher, A. (2005).
  17. Stiles, Lori, http://uanews.org/node/11641 modèl {{Ligam web}} : paramètre « titre » mancant, University of Arizona
  18. Alfvén, H.; Arrhenius, G., http://history.nasa.gov/SP-345/ch4.htm modèl {{Ligam web}} : paramètre « titre » mancant, NASA
  19. 19,0 et 19,1 Spratt, Christopher E. (1990).
  20. Lecar, M.; Podolak, M.; Sasselov, D.; Chiang, E. (2006).
  21. Lakdawalla, Emily, http://www.planetary.org/blog/article/00000551/ modèl {{Ligam web}} : paramètre « titre » mancant
  22. Margot, J. L.; Brown, M. E. (2003).
  23. Mueller, M.; Harris, A. W.; Delbo, M.; MIRSI Team (2005). «21 Lutetia and other M-types: Their sizes, albedos, and thermal properties from new IRTF measurements».
  24. 24,0 et 24,1 Duffard, R. D.; Roig, F. (2008).
  25. Than, Ker, http://www.space.com/scienceastronomy/070821_basalt_asteroid.html modèl {{Ligam web}} : paramètre « titre » mancant, Space.com
  26. Klacka, Jozef (1992).
  27. Liou, Jer-Chyi; Malhotra, Renu (1997).
  28. Chesley, Steven R. (2003).
  29. Bottke, William T. et al. (2001).
  30. Parker, J. W. et al. (2002).
  31. Norton, O. Richard; Chitwood, Lawrence A. (2008).
  32. Di Sisto, Romina Paula (2004).
  33. International Astronomical Union (IAU), http://www.cfa.harvard.edu/iau/lists/Trojans.html modèl {{Ligam web}} : paramètre « titre » mancant
  34. Lemaitre, Anne (2004).
  35. Lang, Kenneth R., http://ase.tufts.edu/cosmos/print_images.asp?id=15 modèl {{Ligam web}} : paramètre « titre » mancant, NASA's Cosmos
  36. Martel, Linda M.V., http://www.psrd.hawaii.edu/Mar04/fossilMeteorites.html modèl {{Ligam web}} : paramètre « titre » mancant, Planetary Science Research Discoveries
  37. Drake, Michael J. (2001).
  38. Love, Stanley G.; Brownlee, Donald E. (1992).
  39. Carvano, J. M. et al. (2001).
  40. Sheppard, Scott, http://www.dtm.ciw.edu/users/sheppard/satellites/trojan.html modèl {{Ligam web}} : paramètre « titre » mancant, Carniege Institution (Department of Terrestrial Magnetism)
  41. Nesvorny, David et al. (2006).
  42. Tsiganis, K.; Knežević, Z.; Varvoglis, H. (2007).
  43. Farley, K. A. (2009).
  44. Nesvorný, D.; Vokrouhlický, D.; Bottke, W.F. (2006).
  45. Nesvorný, D.; Bottke, W.F.; Levison, H.F.; Dones, L. (2003).
  46. Backman, D. E., http://astrobiology.arc.nasa.gov/workshops/zodiac/backman/IIIb.html modèl {{Ligam web}} : paramètre « titre » mancant, NASA
  47. 47,0 et 47,1 Reach, William T. (1992).
  48. Southwest Research Institute, http://www.physorg.com/news108218928.html modèl {{Ligam web}} : paramètre « titre » mancant, Physorg.com
  49. 49,0 et 49,1 NASA, http://solarsystem.nasa.gov/missions/profile.cfm?Sort=Target&Target=Asteroids&Era=Past modèl {{Ligam web}} : paramètre « titre » mancant
  50. JAXA, http://www.isas.jaxa.jp/e/enterp/missions/hayabusa/today.shtml modèl {{Ligam web}} : paramètre « titre » mancant
  51. JPL-NASA, http://dawn.jpl.nasa.gov/ modèl {{Ligam web}} : paramètre « titre » mancant

Bibliografia utilizada[modificar | modificar la font]

  • Blair, Edward C. (2002). Asteroïds: overview, abstracts, and bibliography (En anglés).[1] Nova Publishers. ISBN 978-1590334829.
  • Britt, Daniel T.; Colsolmagno, Guy; Lebofsky, Larry (2007). «Main-Belt Asteroids». En McFadden, L. A.; Weissman, P. R.; Johnson, T. V. Encyclopedia of the Solar system (en anglés) (2ª edicion). Academic Press. ISBN 978-0120885893. Consultat lo 7 de decembre de 2009.
  • Kovács, József (2004). «The discovery of the first minor planets». En Balázs, L. G. et A lo.. The European scientist: symposium on the Èra and work of Franz Xaver von Zach (1754-1832) (en anglés). 24, Acta Historica Astronomiae.[2] Harri Deutsch Verlag. ISBN 978-3817117482.
  • Lang, Kenneth R. (2003). «13. Asteroids and meteorits». The Cambridge Guide to the Solar System (en anglés). Cambridge University Press. ISBN 978-0521813068.
  • Lewis, John S. (2004). «Meteorites and Asteroids». Physics and chemistry of the Solar system (en anglés) (2ª edicion). Academic Press. ISBN 978-0124467446.
  • Martínez, V.J.; Miralles, J.A.; Marc, E.; Galadí-Enríquez, D. (2005). Astronomia fondamentala (1ª edicion). Universitat De Valéncia. ISBN 978-84-370-6104-7.
  • Marvin, Ursula B. (2006). «Meteorites in history: an overview from the Renaissance to the 20th century». En McCall, G. J. H.; Bowden, A. J.; Howarth, Richard John. The history of meteoritics and key meteorite collections: fireballs, falls and finds (En anglés).[3] Geological Society. ISBN 978-1862391949.

Bibliografia addicionala[modificar | modificar la font]

  • Gibilisco, Stan (1991). Cometas, meteoros e asteroides: cossí afèctan dins la Tèrra (1ª edicion). McGraw-Hill / Interamericana D'Espanha, S. A. ISBN 978-84-7615-727-5.

Referéncias[modificar | modificar la font]