Asteroidivyöhyke
Wikipedia
Asteroidivyöhykkellä tarkoitetaan yleensä Marsin ja Jupiterin ratojen välissä sijaitsevaa aluetta jossa asteroidien ratojen tiheys on suurimmillaan.
Muistakin asteroidien keskittymistä voidaan käyttää termiä asteroidivyöhyke; erotuksena muihin vyöhykkeisiin käytetään ko. vyöhykkeestä termiä päävyöhyke.
Päävyöhyke voidaan määritellä tarkemmin alueeksi, jossa
- aluetta rajaavat Kirkwoodin aukot 4:1 ja 2:1 (2,06 ja 3,27 AUn etäisyydellä Auringosta)
- asteroidien ratojen eksentrisyys on alle noin 0,33
- ratojen inklinaatio on alle noin 20 astetta.
93% asteroideista sijaitsee tässä vyöhykkeessä.
Numeoituja asteroideja joiden rata tunnetaan tarkasti on noin 120 000. 1930- ja 40-lukujen taite oli Suomessa asteroidietsinnän kulta-aikaa, ja tästä onkin muistona monta suomenkielistä asteroidin nimeä.
Sisällysluettelo |
[muokkaa] Alkuperä
Todennäköisin teoria vyöhykkeen olemassaolosta on, että se on Jupiterin ja Marsin ratojen väliin jäänyttä materiaalia, joka ei koskaan päässyt muodostumaan planeetaksi. Toisen teorian mukaan kyseessä ovat aurinkokunnan syntyvaiheessa vyöhykkeen paikkeilla olleen planeetan jäännökset. Planeetta olisi hajonnut osiin voimakkaan törmäyksen tai Jupiterin vetovoimakentän häirinnän johdosta.
[muokkaa] Päävyöhykkeen rakenteesta
Asteroidit jakautuvat epätasaisesti päävyöhykkeellä: tietyillä etäisyyksillä Auringosta asteroideja on suhteellisesti hyvin vähän. Jupiter on muovannut vetovoimallaan asteroidivyöhykettä pyyhkien Jupiterin lähettyviltä ja monilta muilta kohtaa asteroideja pois Kirkwoodin aukkojen kohdalta; katso rataresonanssi.
Yhteensä päävyöhykkeen asteroideista tulisi halkaisijaltaan 1300-1500 km kokoinen kappale, joka olisi 4% Kuun massasta. Materiaa on ollut enemmänkin, mutta siitä suurin osa on jo pudonnut Aurinkoon tai poistunut aurinkokunnasta.
[muokkaa] Asteroidiryhmät
Asteroideja luokitellaan ryhmiin; samassa ryhmässä asteroidien ratojen ominaisuudet ovat lähellä toisiaan: mm. radan isoakselin puolikas, inklinaatio ja eksentrisyys. Ryhmien arvellaan muodostuneen asteroidien törmäyksistä toisiinsa.
Japanilainen astronomi Kiyotsugu Hirayama totesi ryhmien olemassaolon vuonna 1918; ryhmiä voidaan kutsua myös Hirayama-ryhmiksi. Hirayama määritteli ryhmistä viisi: Koronis, Eos, Themis ja myöhemmin Flora ja Maria. Nykyään ryhmiä on enemmän: Katso luettelo englanninkielisessä Wikipediassa.
[muokkaa] Asteroidivyöhykkeen tiheys
Asteroidivyöhyke kuvaillaan yleensä elokuvissa tai kirjoissa niin tiheäksi, että sen läpäiseminen tuottaisi suurehkoja vaikeuksia avaruusalukselle. Todellisuudessa asteroidit ovat levittäytyneet niin suurelle alueelle, että mahdollisuus edes satunnaisen asteroidin läheltä sivuuttamiseen on hyvin epätodennäköistä. Monia avaruusluotaimia on lähetetty sen läpi, eikä niillä ole ollut mitään ongelmia.
[muokkaa] Lähteet
- Esitelmä pikkuplaneetoista Ursa
- Asteroidi Turun yliopisto – Tuorlan observatorio
[muokkaa] Katso myös
[muokkaa] Aiheesta muualla
- Ask an astrophysicist – The Danger to Spacecraft Crossing the Asteroid Belt Nasa
- Asteroid facts Planetary Society
| Aurinkokunta |
|---|
| Planeetat ja Kääpiöplaneetat |
 |
| Aurinko · Merkurius · Venus · Maa · Mars · Ceres · Jupiter · Saturnus · Uranus · Neptunus · Pluto/Kharon · Eris
|
| Kuut · Meteoroidit · Asteroidivyöhyke · Komeetat · Kuiperin vyöhyke · Oortin pilvi |
