小行星带

编辑 锁定 讨论
小行星带是太阳系内介于火星木星轨道之间的小行星密集区域,由已经被编号75秒赛车网址多少的120,437颗小行星统计得到,98.5%的小行星都在此处被发现。
由于小行星带是小行星最密集的区域,估计为数多达50万颗,这个区域因此被称为主带。距离太阳约2.17-3.64天文单位的空间区域内,聚集了大约50万颗以上的小行星,形成了小行星带。这么多小行星能够被凝聚在小行星带中,除了太阳的引力作用75秒赛车网址多少以外,木星的引力起着更大的作用。
中文名
小行星带
外文名
Asteroid belt
发现者
西西里、皮亚齐(谷神星)
发现时间
1801年(谷神星)
距太阳距离
2.17-3.64天文单位

小行星带简介

编辑
小行星带由原始太阳星云中的一群星子(比行星微小的行星前身)形成。但是,因为木星的重力影响,阻碍了这些星子形成行星75秒赛车网址多少,造成许多星子相互碰撞,并形成许多残骸和碎片。小行星带内最大的三颗小行星分别是智神星婚神星灶神星,平均直径都超过400 公里;在主带中仅有一颗矮行星谷神星,直径约为950公里;其余的小行星都较小,有些甚至只有尘埃大小。小行星带的物质非常稀薄,已经有好几艘太空船安全通过而未曾发生意外。在主带内的小行星依照它们的光谱和主要形式分成三类:碳质、硅酸盐和金属。另外,小行星之间的碰撞可能形成拥有相似轨道特征和成色的小行星族,这些碰撞也是产生黄道光尘土的主要来源。

小行星带发现历史

编辑

小行星带理论预言

发现第一颗小行星谷神星的皮亚齐。 发现第一颗小行星谷神星的皮亚齐。
1766年德国天文学家提丢斯(J.Titius)偶然发现一个数列:(n+4)/10,将n=0,3,6,12,……代入,可相当准确地给出各颗大行星与太阳的实际距离。这件事起初未引起人们的注意,后来柏林天文台75秒赛车网址多少的台长波德(J.Bode)得知后将它发表,乃为天文界所知。在1781年发现天王星之后,进一步证实公式有效,波德于是提出在火星和木星轨道之间也许还有一颗行星。

小行星带观测发现

1801年,西西里皮亚齐(G.Plazzi)在例行的天文观测中偶然发2.77 AU处有个小天体,即把它命名为谷神星(Ceres)。
1802年,天文学家奥伯斯(H.Olbere)在同一区域内又发现另一小行星,随后命名为智神星(Pallas)。威廉·赫歇尔认为这些天体是一颗行星被毁坏后的残余物。到了1807年,在相同的区域内又增加了第三颗婚神星和第四颗灶神星。由于这些天体的外观类似恒星,威廉·赫歇尔就采用希腊文中的语根aster- (似星的)命名为asteroid,中文则译为小行星。
拿破仑战争结束了小行星带发现的第一个阶段,一直到1845年才发现第五颗小行星义神星75秒赛车网址多少。紧接着,新小行星发现的速度急速增加,到了1868年中发现的小行星已经有100颗,而在1891年马克斯·沃夫引进了天文摄影,更加速了小行星的发现。1923年,小行星的数量是1,000颗,1951年到达10,000颗,1982年更高达100,000颗。现代的小行星巡天系统使用自动化设备使小行星的数量持续增加。

小行星带计算证实

75秒赛车网址多少在小行星带发现后,必须要计算它们的轨道元素。1866年,丹尼尔·柯克伍德宣布由太阳算起,在某些距离上是没有小行星存在的空白区域,而在这些区域上绕太阳公转的轨道周期与木星的公转周期有简单的整数比。柯克伍德认为是木星的摄动导致小行星从这些轨道上被移除。
在1918年,日本天文学家平山清次注意到小行星带上一些小行星的轨道有相似的参数,并由此形成了小行星族。到了1970年代,观察小行星的颜色发展出了分类的系统,三种最常见的类型是C-型(碳质)、S-型(硅酸盐)和M-型(金属)。2006年,天文学家宣布在小行星带内发现了彗星的族群,而且推测这些彗星可能是地球上海洋中水的来源。

小行星带起源演化

编辑
在太阳系形成初期,因吸积过程的碰撞普遍,造成小颗粒逐渐聚集形成更大的丛集,一旦聚集到足够的质量(即所谓的微星),便能用重力吸引周围的物质。这些星子就能稳定地累积质量成为岩石行星或巨大的
小行星Ida和它的卫星,伽利略号探测器拍摄 小行星Ida和它的卫星,伽利略号探测器拍摄
气体行星。小行星带的形成之谜不知道何时才能破解。不过,越来越多的天文学家认为,小行星记载着太阳系行星形成初期的信息。因此,小行星的起源是研究太阳系起源问题中重要的和不可分割的一环。

小行星带主流观点及解释

关于形成的原因,比较普遍的观点是在太阳系形成初期,由于某种原因,在火星与木星之间的这个空挡地带未能积聚形成一颗大行星,结果留下了大批的小行星。
被认同的行星形成理论是太阳星云假说,认为星云中构成太阳和行星的材料,尘埃和气体,因为重力陷缩而生成旋转的盘状。在太阳系最初几百万年的历史中,因吸积过程的碰撞变得黏稠,造成小颗粒逐渐聚集形成更大的丛集,并且使颗粒的大小稳定的持续增加。一旦聚集到足够的质量—所谓的微星—便能经由重力吸引邻近的物质。这些星子就能稳定的累积质量成为岩石的行星或巨大的气体行星。
在平均速度太高的区域,碰撞会使星子碎裂而抑制质量的累积,阻止了行星大小的天体生成。在星子的轨道周期与木星的周期成简单整数比的地区,会发生轨道共振,会因扰动使这些星子的轨道改变。在火星与木星之间的空间,有许多地方与木星有强烈的轨道共振。当木星在形成的过程中向内移动时,这些共振轨道也会扫掠过小行星带,对散布的星子进行动态的激发,增加彼此的相对速度。 星子在这个区域受到太强烈的摄动因而不能成为行星,只能一如往昔的继续绕着太阳公转, 而且小行星带可以视为原始太阳系的残留物。
小行星Gaspra,伽利略号探测器拍摄 小行星Gaspra,伽利略号探测器拍摄
小行星带所拥有的质量应该仅是原始小行星带的一小部分,以电脑模拟的结果目,小行星带原来的质量应该与地球相当。主要是由于重力的扰动,在百万年的形成周期过程中,大部分的物质都被抛出去,残留下来的质量大概只有原来的千分之一。
当主带开始形成时,在距离太阳2.7 AU之处形成了一条温度低于水的凝结点线—“雪线”,在这条线之外形成的星子就能够累积冰。 在小行星带生成的主带彗星都在这条线之外,并且是造成地球海洋的主要供应者。
因为大约在40亿年前,小行星带的大小和分布就已经稳定下来(相对于整个太阳系),也就是说小行星带的主带在大小上已经没有显著的增减变化。但是,小行星依然会受到许多随后过程的影响,像是:内部的热化、撞击造成的熔化、来自宇宙线和微流星体轰击的太空风化。因此,小行星不是原始的,反而是在外面古柏带的小行星,在太阳系形成时经历的变动比较少。
主带的内侧界线在与木星的轨道周期有4:1 轨道共振的2.06 AU之处,,在此处的任何天体都会因为轨道不稳定而被移除。在这个空隙之内的天体,在太阳系的早期历史中,就会因为火星(远日点在1.67 AU)重力的扰动被清扫或抛射出去。

小行星带其他解释

最早提出的成因解释是爆炸说,是太阳系第十大行星亿万年前的大爆炸分解成了千万颗小行星。这种
小行星Mathilde,近地小行星探测器拍摄 小行星Mathilde,近地小行星探测器拍摄
理论一下子就解决了两个难题:小行星带的产生和为什么没有第十行星。但这种设想最大的缺陷是行星爆炸的原因说不清楚。也有人认为,木星与火星之间的轨道上本来就存在着5-10颗同谷神星大小相似的体积相对较大的小行星。这些行星通过长时间的相互碰撞逐渐解体,越来越小,越分越多,形成了大量的碎片,也就是我们观测到的小行星带。这些解释各有道理,但都不能自圆其说,因而都未形成定论。

小行星带特征

编辑

小行星带形态

到21世纪为止,不载人航天器至少探访过许颗小行星。根据它们的形貌探测与研究结果,科学家们发现,许多小行星表面崎岖嶙峋,布满了大大小小的撞击坑,表面上有许多大小不等的巨砾;和地球一样,小行星上也有许多沟槽(即小行星表面上的脊与谷),裂谷和裂缝(小行星表面上细小的开裂线);而与地球上绝大多数沟槽和断裂,裂缝的成因不同,它们是由剧烈的碰撞形成的。

小行星带矮行星

谷神星(Ceres)是太阳系中最小的、也是位于小行星带矮行星。是小行星带中最大的天体,直径为(987±150)km,自转周期9 h 5 min。

小行星带部分小行星特征

小行星
特征
说明
最亮
小行星主带用肉眼可见者
最暗
最低的反射率
Glauke
最长自转周期
1500h
Icarus
最短的自转周期
2h16min
994号Hidalgo
最长的公转周期
14a以上
Ra-Shalom
最短的公转周期
283d
Herculina
第一颗拥有卫星的小行星
直径217km,卫星直径50km
1994XMI
最靠近地球的小行星
离地球约101367km;直径13km
1994GL
最小的主半轴
与太阳平均距离0.638AU
[1] 

小行星带物理特征

编辑

小行星带构造

小行星带包含两种主要类型的小行星。在小行星带的外缘,靠近木星轨道的,以富含碳值的C-型小行星为主,此类小行星占总数的75%以上。与其它的小行星相比,颜色偏红而且反照率非常低。它们表面的组成与碳粒陨石相似,化学成分、光谱特征都是太阳
概念图,曙光号和灶神星与谷神星 概念图,曙光号和灶神星与谷神星
系早期的状态,但缺少一些较轻与易挥发的物质(如冰)。
靠近内侧的部分,距离太阳2.5天文单位,以含硅的S-型小行星较为常见,光谱显示其表面含有硅酸盐与一些金属,但碳质化合物的成分不明显。这表明它们与原始太阳系的成分有显著区别,可能由于太阳系早期的熔解机制,导致分化的结果。相对C-型小行星来说,此类小行星有着高反射率。在小行星带的整个族群中约占17%。
还有第三类的小行星,总数约占10%的M-型小行星。它们的光谱中含有类似铁-镍的谱线,显白色或轻微的红色,而没有吸收线的特征。M-型小行星推测是由核心以铁-镍为主母体经过毁灭性撞击形成。在主带内,M-型小行星主要分布在半长径2.7天文单位的轨道上。

小行星带自转周期

测量小行星带中巨大小行星的自转周期显示有一个下限存在,直径大于100米的小行星,自转周期都超过2.2小时。虽然一个结实的物体可以用更高的速率自转,但当小行星的自转周期快过这个数值时,表面的离心力便会大于重力,因此表面所有的松散物质都会被抛离。这也说明直径超过100米的小行星实际上是在碰撞后的瓦砾堆中形成的。

小行星带公转碰撞

小行星带高密度的天体分布使得彼此间的碰撞频繁(天文学的时间尺度)。在小行星带中半径为10公里的天体,平均每一千万年就会发生一次碰撞。 碰撞会产生许多小行星的碎片(导致新的小行星族产生),而且一些碰撞的残骸可能会在进入地球的大气层并成为陨石。 但当小行星以低速碰撞时,两颗小行星可能会结合在一起。在过去的40亿年中,还有一些小行星带的成员仍保持着原始的特征。

小行星带其它物质

除了小行星的主体之外,小行星带中也包含了半径只有数百微米的尘埃微粒。这些细微颗粒至少有一部分是来自小行星之间的碰撞(或微小的陨石体对小行星的撞击)。由于坡印廷·罗伯逊阻力,来自太阳辐射的压力会使这些粒子以螺旋的路径缓慢的朝向太阳移动。
这些细小微粒带动彗星抛出的物质,产生了黄道光,这种微弱的辉光可以太阳西沉后的暮光中,沿着黄道面的平面上观察到。产生黄道光的颗粒半径大约为40微米,而这种颗粒可以维持的生命期通常是700,000年,因此必须有新产生的颗粒源源不断地来自小行星带。

小行星带家族和群组

编辑

小行星带家族

参看词条小行星族
在主带的小行星大约有三分之一属于不同家族的成员。同一家族的小行星来自同一个母体的碎片,共享着相似的轨道元素,像是半长轴、离心率、轨道倾角,还有相似的光谱。由这些轨道元素的图型显示,在主带中的小行星集中成几个家族,大约有20–30个集团可以确定是小行星族,并且可能有共同的起源。还有一些可能是,但还不是很确定的。小行星族可以借由光谱的特征来进行辨认。 较小的小行星集团称为组或群。
在主带内著名的小行星族(依半长轴排序)有花神星族、司法星族、鸦女星族, 曙神星族、和司理星族。 最大的小行星族是以灶神星为主的灶神星族谷神星是属于Gefion族的闯入者),相信是由形成灶神星上陨石坑的撞击造成的,而且HED陨石可能也是起源自这一次的撞击。
在主带内也被找到三条明显的尘埃带,他们与曙神星鸦女星司理星有相似的轨道倾角,所以可能也属于这些家族。

小行星带边缘

在小行星带的内缘(距离在1.78和2.0天文单位之间,平均
概念图,曙光号和小行星带 概念图,曙光号和小行星带
半长轴1.9天文单位)有匈牙利族的小行星。们以匈牙利为主,至少包含52颗知名的小行星。匈牙利族的轨道都有高倾角,并被4:1的柯克伍德空隙与主带分隔开来。有些成员属于穿越火星轨道的小行星,并且可能是因为火星的扰动才使这个家族的成员减少。
另一个在小行星主带外缘的高倾角家族是福后星族,轨道在距离太阳2.25到2.5天文单位之间。主要由S-型的小行星组成,在靠近匈牙利族的附近有一些E-型的小行星。
最大家族之一的花神星族已知的成员超过800颗,可能是在十亿年前的撞击后形成的, 主要分布在主带的内侧边缘。
在主带的外缘有原神星族的小行星,轨道介于3.3至3.5天文单位之间,与木星有7:4的轨道共振。希尔达族的轨道介于3.5和4.2天文单位之间,与木星有3:2的轨道共振。相对来说,在4.2天文单位之外,直到与木星共轨的特洛伊小行星之间仍有少量的小行星。

小行星带新家族

证据显示新的小行星族仍在形成中(以天文学的时间尺度),Karin Cluster显然是在570万年前在一颗直径约16公里的母体小行星碰撞后产生的。 Veritas族是在830万年前形成的,证据则来自沉积在海洋被复原的行星际尘埃。
在更久远的过去,曼陀罗族诞生在4亿5千万年前主带中的碰撞,但年龄的估计只是根据可能成员轨道元素,而不是所有的物理特征。不过,这一群可以作为黄道带尘埃的一个材料来源。 其他形成的群还有伊安尼尼群(大约在150万年前后),可以提供小行星带内尘埃的另一个来源。

小行星带柯克伍德空隙

编辑
小行星半长轴分布图主要用于描述在太阳附近小行星的范围,它的价值在可以推断小行星的轨道周期。就所有小行星的半长轴而论,在主带会出现引人注目的空隙。在这些半径上,小行星的平均轨道周期与木星的轨道周期呈现整数比,这样与气体巨星平均运动共振的结果,足以造成小行星轨道元素的改变。实际的效果是在这些空隙位置上的小行星会被推入半长轴更大或更小的不同轨道内。不过,因为小行星的轨道通常都是椭圆形的,还是有许多小行星会穿越过这些空隙,因而在实际的空间密度上,在这些空隙的小行星并不会比邻近的地区为低。
这些箭头指出的就是小行星带内著名的柯克伍德空隙,主要的空隙与木星的平均运动共振为3:1、5:2、7:3和2:1。也就是说在3:1的柯克伍德空隙处的小行星在木星公转一圈时,会绕太阳公转三圈。在其他轨道共振较低的位置上,能找到的小行星也比邻近的区域少。(例如8:3共振小行星的半长轴为2.71天文单位。)
柯克伍德空隙明显的将小行星带分割成三个区域:第一区是4:1(2.06天文单位)和3:1(2.5天文单位)的空隙;第二区接续第一区的终点至5:2(2.82天文单位)的共振空隙;第三区由第二区的外侧一直到2:1(3.28天文单位)的共振空隙。
主带也明显的被分成内外二区带,内区带由靠近火星的的区域一直到3:1(2.5 天文单位)共振的空隙,外区带一直延伸到接近木星轨道的附近。(也有些人以2:1共振空隙做为内外区带的分界,或是分成内、中、外三区。)

小行星带其他资料

编辑
小行星带所拥有的质量仅为原始小行星带的一小部分。电脑模拟的结果显示,小行星带原始的质量可能与地球相当。但由于重力干扰,在几百万年的形成周期过程中,大部分的物质都被抛射出去,残留下来的质量大概只有原来的千分之一。
小行星带 小行星带
当主带开始形成时,在距离太阳2.7AU的地区就已形成了一条温度低于水的凝结点线(雪线),在这条线之外形成的星子能够累积冰。而在小行星带生成的主带彗星都在这条线之外,由此成为造成地球海洋的主要因素。
小行星依然会受到许多随后过程的影响,如内部的热化、撞击造成的熔化、来自宇宙线和微流星体轰击的太空风化。
·主带内侧界线在与木星的轨道周期有4:1轨道共振处(2.06 AU处),任何天体都会因为轨道不稳定而被抛射出去。
词条图册 更多图册
参考资料
  • 1.    李春来 欧阳自远.空间化学.哈尔滨:哈尔滨工业大学出版社,2005:229
词条标签:
天体