Мазмұнға өту

Негізгі белдеу

Уикипедия — ашық энциклопедиясынан алынған мәлімет
Негізгі белдеудің астероидтары ақ түспен көрсетілген

Астероидтардың негізгі белдеуі — Марс пен Юпитер орбиталары арасындағы астероидтар айналып жүретін аймақ. Күн жүйесіндегі астероидтар шоғырланған басқа аймақтардан (мысалы, Жерге жақындайтындардан) ажырату үшін оны Негізгі белдеу деп атайтын болған.

Негізгі белдеуге кіретін астероидтардың жалпы массасы Ай массасының 3%-на ғана тең. Сол жалпы массаның 60%-ы төрт астероидқа тиесілі: Церера, (4) Веста, (2) Паллада, (10) Гигея.[1] Мұндағы ең ірі нысан Церераның диаметрі 940 шақырымға тең және, заманауи көзқарас бойынша, ол ергежейлі планеталар қатарына жатқызылады. Қалған үшеуінің диаметрлері 400–500 шақырымның шамасында. Басқа астероидтар бұлардан әлдеқайда кіші болып келеді, өлшемдері тіпті бірнеше метрге дейін барады.

Соңғы зерттеулерге сүйенсек, Негізгі белдеуде диаметрі 1 шақырымнан асатын астероидтардың саны 700 мыңнан 1,7 миллионға дейін барады.[2]

Көпшілік қабылдаған теория бойынша, планеталар пайда бола бастаған кезеңде бұл аймақта ғарыштық тозаңның аккрециясына Юпитердің гравитациялық өрісі кедергілер келтіріп жүрген. Сондықтан планетезимальдар одан ірі нысандарға айнала алмаған және көптеген соқтығысулар нәтижесінде шағылып, ұсақталып қалатын.[3]

Зерттеу тарихы

[өңдеу | қайнарын өңдеу]

1596 жылы неміс астрономы Иоганн Кеплер өзінің Mysterium Cosmographicum атты еңбегінде «Марс пен Юпитер арасында бір планета болу керек» деген тұжырым жасайды.[4]

1766 жылы Иоганн Тициус планеталардың орналасуында бір тәртіп бар болуы мүмкін деген ойға келіп, орбиталар қашықтығын математикалық формуламен беруге тырысады. Сол заманда белгілі болған алты планетаның орбиталары формулаға біршама сай болғандай көрінді. Ал 1781 жылы ашылған жетінші планетаның Күннен қашықтығын есептегенде, зерттеушілердің бұл формулаға деген сенімі қатты артты. Астроном Иоганн Боде осы формуланы өз еңбегінде жариялап, Марс пен Юпитер арасындағы планетаны іздеуге шақырады. Бұл формуланың еш ғылыми негіздері болмаса да, тарихта Тициус — Боде заңы деген атпен қалды.[5] 1800 жылы сол теориялық планетаны табу мақсатымен 24 астрономнан тұратын арнайы топ құрылады.

Телескопқа үңілген астроном

1801 жылдың 1 қаңтарында бұл топтан бөлек сицилиялық астроном Джузеппе Пьяцци жұлдыздар арасында қозғалып жатқан жаңа аспан денесін табады. Ол Тициус — Боде заңына сәйкес келетін орбитада орналасқандықтан, астроном жаңа планета ашылды деген ойға келіп, оған Церера (лат. Ceres) деген атау береді. Церера — бұл римдіктердің мол астық құдайы және Сицилияның жебеушісі.

Жұлдыздар арасындағы астероид

1802 жылдың 28 наурызында аталмыш топқа кіретін Генрих Вильгельм Ольберс сол аймақта тағы бір аспан денесін табады, оған Паллада (лат. Pallas) деген атау береді. Церера және Паллада сол заманның ең күшті телескпотарында да планета сияқты емес, жұлдызға ұқсас жарқыл нүкте болып көрінді. Сондықтан 1802 жылдың мамырында топқа кірген Уильям Гершель оларды аспан денелерінің жаңа бір түрі ретінде қарастыруға шақырып, астероид (гр. жұлдыз іспетті) деген атауды ұсынады.[6] Алайда сол уақытта астрономдар жаңа ашылған аспан денелерін планета деп атай берген. Бұл 1804 жылы ашылған Юнона мен 1807 жылы ашылған Вестаға да қатысты болған.

  Аты Ашылды   Диаметрі   Күннен
қашықтығы 		Күнді айналу
периоды
    (1) Церера 01.01.1801     940 ш.    2,766 а.б.     4,60 жыл
    (2) Паллада    28.03.1802     512±6 ш.    2,773 а.б.     4,61 жыл
    (3) Юнона 01.09.1804   254±2 ш.    2,672 а.б.     4,36 жыл
    (4) Веста 29.03.1807     525 ш.    2,362 а.б.     3,63 жыл

Бесінші астероид тек 1845 жылы ашылды, бірақ сол кезден бастап астрономиялық ашылулар саны жылдан жылға тез өсе берді. 1850 жылдардан бастап астрономдар астероид деген ұғымды көбірек пайдаланатын болған.[7] Астероидтар белдеуі деген ұғым да сол жылдары пайда болды.

Телескоптардың жетілуімен ашылған астероидтар саны да күрт өсті. 1868 жылдың шілдесіне қарай олардың саны жүзден асты. 1891 жылы Макс Вольф астрофотография тәсілін таныстырған соң астрономиялық ашылулар одан сайын тездеді.[8] 1000-шы астероид 1923 жылы ашылды. Ал 1951 жылға қарай астероидтар саны 10 000-нан асты. 100 000-шы астероид 1982 жылы ашылып, оған Астронавтика деген атау берілді.

Ғарыш техникасының дамуымен астероидтарды жақыннан зерттеуге мүмкіндік туды. Астероидтар белдеуін бірінші болып кесіп өткен Pioneer 10 ғарыш кемесі болды (16.07.1972).[9]

1989 жылы ұшырылған Галилео астероидтарды фотоға түсіріп, суреттерін Жерге жіберген алғашқы ғарыш кемесі болды. 1991 жылы ол Гаспраның жанынан, ал 1993 жылы Иданың жанынан өтті. Жеткен фотоларды зерттеу кезінде Иданың серігі бар екені анықталды. Бұл астероидтарда ашылған алғашқы табиғи серік болды.

1996 жылы ұшырылған NEAR Shoemaker келесі жылы Матильданың жанынан өтті және тағы бір жылдан кейін Эросқа жақындады. 2000 жылы ғарыш кемесі Эростың орбитасын айнала бастап, астероидтардағы алғашқы жасандысерік болды. Ал 2001 жылдың 12 ақпанында астероидқа алғаш қону орын алды.

2010 жылы Хаябуса ғарыш кемесі алғаш рет астероид тозаңын Жерге жеткізді. Он жылдан кейін Хаябуса-2 және OSIRIS-REx миссиялары да басқа астероидтардан реголит үлгісін Жерге жеткізді.

Dawn аппараты Негізгі белдеудің екі ең үлкен нысанын ұзақ уақыт бойы жақыннан зерттеген. 2011-2012 жылдары ол Вестаның жанында болса, 2015-2018 жылдары Церераны айналған. Нәтижеде екі аспан денесінің де нақты карталарын жасаған.

Астероидтардың жіктелуі

[өңдеу | қайнарын өңдеу]
Күн жүйесіндегі аспан денелері (Юпитерге дейін)

Негізгі белдеудің шекаралары Күн жүйесінің ортасынан шамамен 1,78 және 3,5 астрономиялық бірлік аралығындағы қашықтықта орналасқан (1 а.б. = 149,59 млн шақырым). Шартты түрде Негізгі белдеуді ішкі, ортаңғы және сыртқы аймақтарға бөлуге болады. Ішкі негізгі белдеу Күнге (және Жерге) жақынырақ, ал сыртқы аймағы одан алысырақ орналасқан.

Астероидтардың кездесу жиілігі

Бұл үш аймақтың араларында астероидтар өте аз кездесетін аймақтар болады, оларды Кирквуд саңылаулары деп атайды. 1866 жылы америкалық астроном Дэниел Кирквуд ондай аймақтардың бар екенін ашып, олардың орбиталық резонансқа байланысты қалыптасып пайда болғанын дәлелдеген.

Сол жақтағы диаграммада көрсетілгендей, астероидтардың ең көп мөлшері ішкі негізгі белдеуде (көк түспен) шоғырланған, одан кейін ортаңғы негізгі белдеуде (сарғылт түспен) кездесу жиілігі азаяды, және сыртқы негізгі белдеуде (жасыл түспен) жалпы саны тағы сәл кемиді.

Пайда болу көзі болжамды түрде бірдей деп есептелетін астероидтар жанұяларға (топтарға) біріктіріледі. Бір жанұяға кіретін астероидтардың орбита элементтері және спектрлік көрсеткіштері бір-біріне өте жақын болады. Мәселен, Флора жанұясына бірнеше мың астероид кіреді, олардың бәрі S спектрлік түрге жатқызылады. Бұл топтағы ең үлкен астероид — (8) Флора, сондай-ақ жақыннан алғашқы болып зерттелген (951) Гаспра да бұл жанұяға кіреді.

Флора жанұясы

Құрамы жағынан астероидтар келесі үш негізгі спектрлік түрге бөлінеді: көміртекті C, силикатты S және металды M астероидтары.

Астероидтардың 75%-ы C спектрлік түрге жатады. Мұндай астероидтардың альбедосы өте төмен, яғни олардан аз жарық шағылады, және телескоппен бақылағанда, олар қараңғылау болып көрінеді. Сыртқы негізгі белдеудің басым бөлігі осындай астероидтардан тұрады, ал ішкі аймақта олардың саны сонша көп емес.

Ішкі негізгі белдеуде көбінесе S астероидтары кездеседі. Олар керісінше жарық болады, яғни альбедосы жоғары болып келеді. Силикаттардан тұратын бұл аспан денелері жалпы астероидтардың 17%-н құрайды.

M астероидтары никель мен темірге бай. Олар көбінесе ортаңғы негізгі белдеуде кездеседі, олардың альбедо көрсеткіші орташа шамаларда орналасады.[10]

Бұдан басқа да спектрлік түрлер бар, бірақ оларға жатқызылатын астероидтар салыстырмалы түрде сирек кездеседі.[11] Мысалы, V түрі базальттан құралған, оларды вестоидтар деп те атайды, себебі ең үлкені — (4) Веста.

Пайда болуы

[өңдеу | қайнарын өңдеу]

1802 жылы Генрих Ольберс Марс пен Юпитер арасында бұрындары тағы бір планета болған, бірақ ол ішкі жарылыстан не кометаның соққысынан Церера мен Палладаға ыдырап кеткен болуы тиіс, деген жорамал жасайды.[8] Бұл XIX ғасырда астероидтар белдеуінің пайда болуын түсіндіретін негізгі гипотеза болды. Бірақ қазіргі уақытта оның бұрыс екені анық, себебі аспан денесін жару үшін қыруар энергия импульсы керек, сондай-ақ барлық астероидтардың массасы тым аз болып келеді.

Суретшінің қиялындағы астероидтар соқтығысуы

Күн жүйесінің бұл аймағында еш ірі аспан денесі қалыптаса алмайтыны бүгіндері белгілі, себебі Юпитердің гравитациялық өрісі күшті кедергілер келтіріп тұрады. Жалпы небулалық болжамға сәйкес бұл аймақта да ғарыштық тозаңның аккрециясы жүрді, яғни протопланеталық заттың шоғырлануы, бір-біріне жабысуы орын алды. Бірақ жеңіл заттар және газдар көбінесе Юпитерге тартылып, соның массасын үлкейтуге қатысқан. Екінші жағынан Марс пен Жер де осы аймақтың тозаң-тастарын өздеріне тартумен болған. Сөйтіп, миллиондаған жылдар ішінде осы аймақтағы денелердің жалпы массасы күрт азайды.

Диаметрі 500-1000 шақырым ғана болатын бірнеше планетезималь қалыптасты. Олардың әрі қарай ірілеуіне жеткілікті зат болған жоқ. Есесіне олар бір-бірімен жиі соқтығысып жатқан. Бұл осы аспан денелерінің шағылуына және жаңа астероидтардың пайда болуына себеп болған.[12]

Астероидтар белдеуінің негізгі құрамы Күн жүйесінің алғашқы жасаған 10 миллион жылы ішінде қалыптасты. Ғалымдардың ондай қорытындыға келуіне Антарктикадан табылған метеоритті зерттеуі себеп болған. Сол метеорит Вестаның ұсақ жарқыншағы болып есептелінеді.[13]

Үлкен астероидтың жанында ұшатын жарқыншақтар бір жанұяны (кластерді) құрайды. Пайда болу көзі бір болған соң, ондай астероидтардың құрамы бірдей болады. Алайда бұл заңдылықтан бірнеше жанұя бөлек тұрады, мысалы Веста жанұясы. Бұл негізгі аспан денесінің ірілігімен, оның геологиялық күрделілігімен түсіндіріледі. Яғни бұрын болған соқтығысулар нәтижесінде Вестадан опырылған бөліктер тек сыртқы ғана емес, ішкі қабаттарынан да ұшырылып әкетілетін.

Негізгі белдеудегі соқтығысулар салыстырмалы түрде жиі орын алатындықтан, кейбір жанұялардың жасы бір-екі миллион жылдан да аспайды. Мысалы, ең жас Датура кластері 530 мың жыл бұрын орын алған астероидтардың соқтығысуынан пайда болды деп есептелінеді.[14]

Ергежейлі планета

[өңдеу | қайнарын өңдеу]
Церераның болжамды құрылысы: 1 — реголит, 2 — мұзды мантия, 3 — тасты ядро

Ең алғаш ашылғанда Церера Күннен санағанда бесінші планета деп қарастырылды. Кейін Негізгі белдеуде басқа аспан денелері табыла бастағанда, бірте-бірте астероид деген ұғым қалыптасты. Екі ғасырға жуық мерзім бойы Церера астероидтардың ішіндегі ең үлкені болып саналды. Оның диаметрі 940 шақырымға жуықтайды, бұл Ай диаметрінен төрт еседей кем.

2006 жылдың тамызында Халықаралық астрономиялық одақ ергежейлі планеталар деген ұғымды жаңадан тіркеп, солардың қатарына Церераны да қосты.[15] Классикалық сегіз планетадан айырмашылығы — ондай аспан денелерінің гравитациялық әсері айналып жүрген орбитадағы басқа денелерді ығыстыруға жеткіліксіздеу болып келеді.

Церераның массасы — 9,4⋅1020 кг. Бұл Веста мен Палладаның қосарланған массасынан екі еседей көп, бірақ Ай массасының 1,3%-на ғана тең. Басқа астероидтарға қарағанда Церераның пішіні гравитациялық әсерге байланысты сфераға өте жақын болып келеді.

Церераның үлкен жарты осі — 2,767 а.б.[16] Бұл көрсеткіш бойынша Веста оған қарағанда Күнге (және Жерге) жақынырақ орналасады, ал Паллада сәл алшағырақ айналады.

2014 жылдың қаңтарында Гершель деп аталатын ғарыштық телескоп Церераның бетінде бу шығаратын бірнеше геоқұрылымды тапты, олардың әрқайсысы сыртқа секундына 3 кг суды шашыратады екен.[17][18] Кейбір ғалымдардың есептеуінше, Церера массасының төрттен бірі мұзға тиесілі болуы мүмкін.[19] 2015-16 жылдары Dawn ғарыш кемесі Церераны айналып, онда криовулканизм әрекеттерінің іздерін тіркеді.[20][21]

Ерекше астероидтар

[өңдеу | қайнарын өңдеу]
Алғашқы болып ашылған 10 астероидтың өлшемдері, Аймен салыстырғанда:
1 — Церера, 2 — Паллада, 3 — Юнона, 4 — Веста, 5 — Астрея, 6 — Геба, 7 — Ирида, 8 — Флора, 9 — Метида, 10 — Гигея.

Церераны назардан тыс алғанда, Негізгі белдеудегі ең үлкен және ең салмақты астероид (4) Веста болып табылады, ол әрі Жерден бақылағанда ең жарық астероид та болып келеді. Осы үш көрсеткіш бойынша одан кейін (2) Паллада астероиды орналасады. Массасы мен диаметрі бойынша үшінші орында (10) Гигея тұр.

Веста және Паллада сирек кездесетін V және B спектрлік түрлерге жатады. Ал көп таралған үш спектр түрінің ішінде ең үлкен астероидтар келесілер: Гигея — C түрінде, (15) Эвномия — S түрінде (ол (3) Юнона астероидынан сәл үлкен), металды M астероидтар ішінде — (16) Психея.[22][23]

Серігі бар екені анықталған алғашқы астероид — (243) Ида. Жанында екі серігі ашылған алғаш астероид — (87) Сильвия.

(90) Антиопа — қосарлы астероидтардың ішінде алғашқы ашылғаны. Оның өлшемдері шамалас (массалары 2,5%-ға ғана өзгешеленіп жатқан) екі денеден тұратыны 2000 жылы белгілі болды.[24]

Өз осімен ең баяу айналатын астероид — (846) Липперта (1641 сағат ішінде).[25] Ең тез айналатын — 2006 SA147 астероиды (1243 секунд ішінде).

Бетін мұз қаптап тұрғаны белгілі болған алғашқы астероид — (24) Фемида.[26]

4 астрономиялық бірліктен асатын қашықтықта ашылған алғашқы астероид — (279) Туле, Негізгі белдеудегі ең алыс ірі нысан.

Телескоптың көмегімен емес, астрофотография әдісімен ашылған алғашқы астероид — (323) Брюсия.

Ыдырауы бақыланған алғашқы астероид — P/2013 R3. Ол 2013 жылы ашылды және бірнеше айдың ішінде ыдырап кетті.[27]

Басқа аспан денелері

[өңдеу | қайнарын өңдеу]

Астероидтардан әлдеқайда ұсақ аспан денелерін метеороид деп атайды. Олардың өлшемдерін кей ғалымдар 10 метрге дейін деп бағаласа,[28] басқалар бұған 1 метрге дейінгі нысандарды жатқызады.[29] Егер метеороид немесе астероид Жерге жетіп, атмосферада жанып кетсе, онда байқалған құбылысты метеор деп атайды. Жанбай кеткен қалдықтары Жер бетіне тас болып түссе, оны метеорит дейді.

Метеороидтардан ұсақ зат тозаң болып келеді, оның түйіршіктері жүздеген микрометрден аспайды. Осы тозаң массаларын Жерден де көруге болады: Күн шыққанда немесе батқанда аспанда байқалатын қызғылтым жарық осы планетааралық тозаңның әсерімен түсіндіріледі.

Негізгі белдеуге тән емес нысандар да болады. 1996 жылы бельгиялық астроном Эрик Эльст чилилік әріптесі Гвидо Писарро түсірген фотопластинада жаңа кометаны табады. Оның орбитасын есептеп шығарғанда, бұл аспан денесі Негізгі белдеудің ішінде айналып жүргені анықталды. Яғни өзге кометалар сияқты ұзын, сопақша орбитамен емес, дөңгелекке жақын траекториямен айналды. Кейін бұл аспан денелерінің жаңа түріне жататын алғашқы нысан болып тіркелді. Атауы (7968) Эльст — Писарро деп қойылған бұл дене Негізгі белдеудің кометалары қатарына жатады. Кейінгі жылдары Негізгі белдеуде тағы бірнеше комета ашылды.[30]

Кейбір аспан денелері Негізгі белдеудің ішінде емес, Күн жүйесінің басқа аймақтарында пайда болғаны қазір белгілі. Ондай денелер көбінесе сыртқы аймақтардан ұшып келіп, кейін орбиталары әртүрлі гравитациялық әсерлерден Негізгі белдеуде тұрақталып қалған. Мысалы, 2003 BM1 астероиды бұрын Уранға жақын орбитада болған деген болжам бар.[31]

  • Аспандағы метеор
    Аспандағы метеор
  • Метеорит
    Метеорит
  • Зодиакалды жарық
    Зодиакалды жарық
  • (7968) Эльст — Писарро
    (7968) Эльст — Писарро
Палладаның қиғаш орбитасы ақ түспен белгіленген

Орбиталар

[өңдеу | қайнарын өңдеу]

Негізгі белдеу астероидтарының Күнді айналу бағыты планеталардың айналу бағытына сай болып келеді.

Астероид орбиталарының эклиптикадан ауытқуы әдетте 30°-тан аспайды. Мысалы, (2) Паллада орбитасының қиғаштығы 34,8°-қа тең, және бұл көрсеткіш бойынша одан асатын астероид тек 133 жылдан кейін ашылды. Басым көпшілігінде орбита қиғаштығы 4°-тың шамасында болады.[32]

Астероидтардың айналу периодтары 3,5 — 6 жыл аралығында болады. Орбиталарының пішіні көбінесе дөңгелекке жақын. Яғни эксцентриситет көрсеткіші 0 мен 0,35 мағыналары арасында болады, тек шамалы астероид қана осы мағынадан асады. Мұндағы эксцентриситет орбитаның пішінін сипаттайтын шама болып келеді:

Астероидтардың Күннен қашықтығы көбінесе 3,3 астрономиялық бірліктен аспайды. Одан кейін астероидтар саны Юпитердің тарту күшіне байланысты күрт азаяды. Юпитерге жақындаған астероидтың орбитасы әлбетте өзгереді — ол Күн жүйесінің ішкі аймағына ауысады, не болмаса сыртқа ұшырылады.

Марс серіктерінің пайда болуы туралы болжам

Астероид орбитасын өзгерте алатын тағы бір фактор — Ярковский эффектісі. Күнге қызған жағы айналу кезінде суи бастағанда шағын реактивті импульс пайда болады, ол астероидқа қосымша үдеу береді. Бұл эффект өлшемдері 40 шақырымнан аспайтын аспан денелерінің қозғалысында жақсы байқалады.[33]

Сөйтіп әртүрлі гравитациялық және гравитациялық емес әсерлерден астероид орбиталары Күнге жақындауы немесе одан алыстауы мүмкін. Мысалы, (4222) Нэнсита тек бірнеше жыл бұрын Негізгі белдеудің астероидтары қатарынан шығып, Марс-кроссерлер қатарына енді.[34]

Басқа ірі астероидқа немесе планетаға жақындағанда, кіші астероид сол аспан денесінің серігіне де айналуы мүмкін. Бір жорамал бойынша, Марстың екі серігі Фобос пен Деймос сол бұрындары орбитасын өзгерткен астероидтар болуы мүмкін.[35] Юпитердің де жүзге жуық серігінің біразы гравитациялық ықпалдан шыға алмаған астероидтар болуы тиіс деген болжамдар бар.[36][37]

Тағы қараңыз

[өңдеу | қайнарын өңдеу]

Дереккөздер

[өңдеу | қайнарын өңдеу]
  1. ↑ Pitjeva, E. V. (2018). "Masses of the Main Asteroid Belt and the Kuiper Belt from the Motions of Planets and Spacecraft". Solar System Research 44 (8–9): 554–566. arXiv:1811.05191. Bibcode 2018AstL...44..554P. doi:10.1134/S1063773718090050. 
  2. ↑ Tedesco, E. F.; Desert, F.-X. (2002). "The Infrared Space Observatory Deep Asteroid Search". The Astronomical Journal 123 (4): 2070–2082. Bibcode 2002AJ....123.2070T. doi:10.1086/339482. 
  3. ↑ Redd, Nola Taylor Asteroid Belt: Facts & Information. Space.com (11 маусым 2012).
  4. ↑ Cunningham, Clifford J. (September 2022). "The origins and legacy of 'Kepler's Gap'". Journal of Astronomical History and Heritage 25 (3): 439–456. Bibcode 2022JAHH...25..439C. doi:10.3724/SP.J.1440-2807.2022.03.02. 
  5. ↑ Nieto Michael Martin The Titius-Bode Law of Planetary Distances, Its History and Theory — Elsevier Science, 2014. — P. 17. — ISBN 978-1-4831-5936-2.
  6. ↑ Cunningham, Clifford (1984). "William Herschel and the First Two Asteroids". The Minor Planet Bulletin (Dance Hall Observatory, Ontario) 11: 3. Bibcode 1984MPBu...11....3C. 
  7. ↑ Hilton, J. When Did the Asteroids Become Minor Planets?. US Naval Observatory (2001).
  8. ↑ a b Hughes, David W. A Brief History of Asteroid Spotting. BBC (2007).
  9. ↑ Beyond Earth: A Chronicle of Deep Space Exploration, 1958–2016 — second edition. — Washington, DC: NASA History Program Office, 2018. — P. 1. — ISBN SP2018-40419781626830424.
  10. ↑ Asteroids: Overview, Abstracts, and Bibliography — Nova Science Publishers, 2002. — P. 2. — ISBN 978-1-59033-482-9.
  11. ↑ The Compositional Structure of the Asteroid Belt // Asteroids IV — Tucson: University of Arizona Press, 2015. — P. 13–41. — ISBN 978-0-816-53213-1.
  12. ↑ Petit, J.-M.; Morbidelli, A.; Chambers, J. (2001). "The Primordial Excitation and Clearing of the Asteroid Belt". Icarus 153 (2): 338–347. Bibcode 2001Icar..153..338P. doi:10.1006/icar.2001.6702. http://www.gps.caltech.edu/classes/ge133/reading/asteroids.pdf. 
  13. ↑ Kelly, Karen U of T researchers discover clues to early solar system. University of Toronto (2007).
  14. ↑ Vokrouhlický, D.; Durech, J.; Michałowski, T.; Krugly, Yu. N.; Gaftonyuk, N. M.; Kryszczyńska, A.; Colas, F.; Lecacheux, J. et al. (2009). "Datura family: the 2009 update". Astronomy & Astrophysics 507 (1): 495–504. Bibcode 2009A&A...507..495V. doi:10.1051/0004-6361/200912696. https://www.aanda.org/articles/aa/full_html/2009/43/aa12696-09/aa12696-09.html. 
  15. ↑ IAU 2006 General Assembly: Result of the IAU Resolution votes (24 тамыз 2006).
  16. ↑ JPL Small-Body Database Browser: 1 Ceres. JPL Solar System Dynamics.
  17. ↑ Küppers, M.; O'Rourke, L.; Bockelée-Morvan, D.; Zakharov, V.; Lee, S.; Von Allmen, P.; Carry, B.; Teyssier, D. et al. (23 January 2014). "Localized sources of water vapour on the dwarf planet (1) Ceres". Nature 505 (7484): 525–527. Bibcode 2014Natur.505..525K. doi:10.1038/nature12918. ISSN 0028-0836. PMID 24451541. 
  18. ↑ Campins, H.; Comfort, C. M. (23 January 2014). "Solar system: Evaporating asteroid". Nature 505 (7484): 487–488. Bibcode 2014Natur.505..487C. doi:10.1038/505487a. PMID 24451536. 
  19. ↑ Nola Taylor Redd Ceres: The Smallest and Closest Dwarf Planet (23 May 2018).
  20. ↑ O'Neill, Ian Ceres' Mystery Bright Dots May Have Volcanic Origin. Discovery Inc. (25 February 2015).
  21. ↑ Ruesch, O.; Platz, T.; Schenk, P.; McFadden, L. A.; Castillo-Rogez, J. C.; Quick, L. C.; Byrne, S.; Preusker, F. et al. (2 September 2016). "Cryovolcanism on Ceres". Science 353 (6303): aaf4286. Bibcode 2016Sci...353.4286R. doi:10.1126/science.aaf4286. PMID 27701087. 
  22. ↑ P. Vernazza et al. (2021) VLT/SPHERE imaging survey of the largest main-belt asteroids: Final results and synthesis. Astronomy & Astrophysics 54, A56
  23. ↑ Davis, D.R.; Farinella, P.; Marzari, F. (1999). "The missing Psyche family: Collisionally eroded or never formed?". Icarus 137 (1): 140–151. doi:10.1006/icar.1998.6037. 
  24. ↑ F. Marchis; F. Descamps; P. Hestroffer; Berthier, J.; I. de Pater (2004). "Fine Analysis of 121 Hermione, 45 Eugenia, and 90 Antiope Binary Asteroid Systems With AO Observations". Bulletin of the American Astronomical Society 36: 1180. Bibcode 2004DPS....36.4602M. 
  25. ↑ Buchheim, Robert K.; Gartrelle, Gordon M. (July 2011). "846 Lipperta: A Very Slow Rotator". The Minor Planet Bulletin 38 (3): 151–153. Bibcode 2011MPBu...38..151B. ISSN 1052-8091. 
  26. ↑ Cowen, Ron (8 October 2009). "Ice confirmed on an asteroid". Science News. http://www.sciencenews.org/view/generic/id/48174/title/Ice_confirmed_on_an_asteroid. 
  27. ↑ Jewitt, David; Agarwal, Jessica; Li, Jing; Weaver, Harold; Mutchler, Max; Larson, Stephen (March 2014). "Disintegrating Asteroid P/2013 R3". The Astronomical Journal 784 (1): 5. arXiv:1403.1237. Bibcode 2014ApJ...784L...8J. doi:10.1088/2041-8205/784/1/L8. L8. http://www2.ess.ucla.edu/~jewitt/papers/2014/JAL14.pdf. 
  28. ↑ Beech, Martin; Steel, Duncan (September 1995). "On the Definition of the Term Meteoroid". Quarterly Journal of the Royal Astronomical Society 36 (3): 281–284. Bibcode 1995QJRAS..36..281B. )
  29. ↑ Rubin, Alan E.; Grossman, Jeffrey N. (January 2010). "Meteorite and meteoroid: New comprehensive definitions". Meteoritics & Planetary Science 45 (1): 114–122. Bibcode 2010M&PS...45..114R. doi:10.1111/j.1945-5100.2009.01009.x. )
  30. ↑ Henry Hsieh: Main-Belt Comets Мұрағатталған 26 қазанның 2011 жылы.
  31. ↑ de la Fuente Marcos, Carlos; de la Fuente Marcos, Raúl (1 October 2022). "Recent arrivals to the main asteroid belt". Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy 134 (5): 38. arXiv:2207.07013. Bibcode 2022CeMDA.134...38D. doi:10.1007/s10569-022-10094-4. 
  32. ↑ Williams, Gareth Distribution of the Minor Planets. Minor Planets Center (25 қыркүйек 2010).
  33. ↑ Bottke, Jr., William F. (2006). "The Yarkovsky and YORP Effects: Implications for Asteroid Dynamics". Annual Review of Earth and Planetary Sciences 34: 157–191. Bibcode 2006AREPS..34..157B. doi:10.1146/annurev.earth.34.031405.125154. https://astro.troja.mff.cuni.cz/davok/papers/ann_rev_06.pdf. 
  34. ↑ 4222 Nancita (1988 EK1). Minor Planet Center.
  35. ↑ Asteroids Page at NASA's Solar System Exploration
  36. ↑ Arnett, William A. Asteroids. The Nine Planets (26.02.2006).
  37. ↑ Sheppard, Scott S.; Jewitt, David C. (May 2003). "An abundant population of small irregular satellites around Jupiter". Nature 423 (6937): 261–263. Bibcode 2003Natur.423..261S. doi:10.1038/nature01584. PMID 12748634. http://www2.ess.ucla.edu/~jewitt/papers/JSATS/SJ2003.pdf. 

Сілтемелер

[өңдеу | қайнарын өңдеу]
Ортаққорда бұған қатысты медиа санаты бар: Main Belt asteroids
Бұл үлгіні қарау Бұл үлгіні талқылау Бұл үлгіні өңдеу
КүнМеркурийШолпанАйЖерФобос және ДеймосҚызылжұлдызЦерераНегізгі белдеуЮпитерЮпитер серіктеріСатурнСатурн серіктеріУранУран серіктеріНептун серіктеріНептунПлутон серіктеріПлутонХаумеа серіктеріХаумеаМакемакеКойпер белдеуіДисномияЭридаЖайылған дискіОорт бұлты
Күн және планеталар
Шағын аспан денелері
Аспан денелерінің серіктері
Тізімдер
Күн жүйесінің радиусы мен массасы бойынша нысандар • Астероидтар тізімі
«https://kk.wikipedia.org/w/index.php?title=Негізгі_белдеу&oldid=3284398» бетінен алынған