哪种天体的运行轨道在火星和木星之间
基本信息
小行星带(Asteroid belt)是太阳系内介于火星和木星轨道之间的小行星密集区域,由已经被编号的120,437颗小行星统计得到,98。5%的小行星都在此处被发现。由于这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,通常称为小行星带。
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,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、婚神星和灶神星,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...全部
基本信息
小行星带(Asteroid belt)是太阳系内介于火星和木星轨道之间的小行星密集区域,由已经被编号的120,437颗小行星统计得到,98。5%的小行星都在此处被发现。由于这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,通常称为小行星带。
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,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、婚神星和灶神星,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,目前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的尘土的主要来源。
[编辑本段]发现历史
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,可相当准确地给出当时已知行星的轨道半径。
这件事起初未引起人们的注意,后来柏林天文台的台长波德(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,波德于是倡议在火星和木星轨道之间也许还有一颗行星。
1801年,西西里和皮亚齐(G。Plazzi)在例行的天文观测中偶然发现在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·赫歇尔就建议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。紧接着,新小行星发现的速度极速增加,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。
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。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。
[编辑本段]起源演化
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。
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气体行星。
而在平均速度过高的区域,碰撞会使星子碎裂而抑制质量累积,由此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,使这些星子的轨道改变。
科学家发现,在火星与木星之间的空间,有许多地方会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,这些共振轨道就会扫掠过小行星带,对散布的星子进行动态激发,增加彼此的相对速度。星子在这个区域(持续到现在)受到太强烈的摄动因而不能成为行星,只能一如往昔地绕着太阳公转。
因此小行星带可以视为原始太阳系的残留物。
相关资料
·目前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,大部份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。
·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。
·由于在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。
[编辑本段]物理特征
概念图,曙光号和灶神星与谷神星构造
目前的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。
注:20世纪70年代,通过观察小行星的光谱发展出了分类系统,三种最常见的类型是C-型(碳质)、S-型(硅酸盐)和M-型(金属)
碰撞
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。
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。
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