ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹ ಹೊನಲು

Wikipedia ಇಂದ

ಮಂಗಳ ಮತ್ತು ಗುರು ಗ್ರಹ ಕಕ್ಷೆಗಳ ನಡುವೆ ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹ ಹೊನಲು (ಬಿಳಿ ಬಣ್ಣದಲ್ಲಿ ತೋರಿಸಲಾಗಿದೆ.

ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹ ಹೊನಲು ಸೌರಮಂಡಲದ ಒಂದು ವಲಯ. ಈ ವಲಯವು ಸುಮಾರು ಮಂಗಳ ಮತ್ತು ಗುರು ಗ್ರಹಗಳ ನಡುವೆ ಇದ್ದು, ಈ ವಲಯದಲ್ಲಿ ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹ ಕಕ್ಷೆಗಳ ಅತಿ ಹೆಚ್ಚಿನ ಸಾಂದ್ರತೆಯು ಕಂಡುಬರುತ್ತದೆ.

ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹಗಳು ಕಂಡುಬರುವ ಬೇರೆ ಸಾಂದ್ರ ವಲಯಗಳನ್ನೂ ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹ ಹೊನಲು ಎಂದು ಕರೆಯಬಹುದಾದ್ದರಿಂದ, ಮಂಗಳ ಮತ್ತು ಗುರು ಗ್ರಹಗಳ ನಡುವೆ ಇರುವ ಈ ವಲಯವನ್ನು ಮುಖ್ಯ ಹೊನಲು ಎಂದು ಕರೆಯಲಾಗುತ್ತದೆ. ಹೆಸರು/ಸಂಖ್ಯೆ ಹೊಂದಿರುವ ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹಗಳಲ್ಲಿ ೯೮.೫% ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹಗಳು ಈ ವಲಯದಲ್ಲಿ ಇವೆ.^[೧]

ಕೆಲವೊಮ್ಮೆ ಮುಖ್ಯ ಹೊನಲು ಪದವನ್ನು ಹೆಚ್ಚು ನಿಬಿಡವಾದ "ಒಳಭಾಗ"ದ ವಲಯವನ್ನು ಸೂಚಿಸಲು ಬಳಸಲಾಗುತ್ತದೆ. ಈ ಒಳ ವಲಯದಲ್ಲಿ ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹಗಳ ಅತಿ ಹೆಚ್ಚು ಸಾಂದ್ರತೆಯನ್ನು ಕಾಣಬಹುದು.

ಈ ವಲಯವು ೪:೧ ಮತ್ತು ೨:೧ ಕರ್ಕ್‌ವುಡ್ ತೆರವುಗಳ ಮಧ್ಯೆ, ೨.೦೬ ಮತ್ತು ೩.೨೭ ಖ.ಮಾ. ದೂರದಲ್ಲಿ (ಇಲ್ಲಿ ೧ ಖ.ಮಾ.ವು ಭೂಮಿ ಮತ್ತು ಸೂರ್ಯರ ನಡುವಿನ ಸರಾಸರಿ ದೂರಕ್ಕೆ ಸಮ), ಮತ್ತು ೦.೩೩ಗಿಂತ ಕಡಿಮೆ ಉತ್ಕೇಂದ್ರೀಯತೆ ಹಾಗೂ ೨೦°ಗಿಂತ ಕಡಿಮೆ ಓರೆಗಳ ನಡುವೆ ಸ್ಥಿತವಾಗಿದೆ. ಸಂಖ್ಯೆಗಳು ನಿಗದಿತವಾಗಿರುವ ಎಲ್ಲಾ ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹಗಳಲ್ಲಿ ಸುಮಾರು ೯೩.೪%ರಷ್ಟು ಈ ಒಳ ವಲಯದಲ್ಲಿವೆ.^[೧] ಒಮ್ಮೊಮ್ಮೆ ಹಲವು ಪ್ರಮುಖ ಕರ್ಕ್‌ವುಡ್ ತೆರವುಗಳನ್ನು ಬಳಸಿ, ಈ ವಲಯವನ್ನು ಮೂರು ಅಥವಾ ನಾಲ್ಕು ಭಾಗಗಳಾಗಿ ವಿಭಾಗಿಸಲಾಗುತ್ತದೆ.

[ಬದಲಾಯಿಸಿ] ಉದ್ಭವ

ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹ ಹೊನಲು (ಓರೆಗಳು ಕಾಣುತ್ತವೆ). ಮುಖ್ಯ ಪಟ್ಟಿಯು ಕೆಂಪು ಮತ್ತು ನೀಲಿ ಬಣ್ಣಗಳಲ್ಲಿದೆ ("ಮುಖ್ಯ" ವಲಯವು ಕೆಂಪು ಬಣ್ಣದಲ್ಲಿ)

ಪ್ರಸ್ತುತದಲ್ಲಿ ಒಪ್ಪಿಗೆಯಲ್ಲಿರುವ ಗ್ರಹಗಳ ರೂಪುಗೊಳ್ಳುವಿಕೆಯ ಸಿದ್ಧಾಂತವೆಂದರೆ, ಸೌರ ನೀಹಾರಿಕೆ ಊಹೆ. ಸೌರಮಂಡಲದ ಇತಿಹಾಸದ ಮೊದಲ ಕೆಲವು ವರ್ಷಗಳಲ್ಲಿ, ಗ್ರಹಗಳು ಸಣ್ಣ ಗ್ರಹಮೂಲ ಸೂಕ್ಷ್ಮವಸ್ತುಗಳ ಸಂಚಯನದಿಂದ ರೂಪುಗೊಂಡವು. ಕಡಿಮೆ ಶಕ್ತಿಯ ಅಪ್ಪಳಿಕೆಗಳ ಕಾರಣದಿಂದ, ಈ ಗ್ರಹಮೂಲ ಸೂಕ್ಷ್ಮವಸ್ತುಗಳು ಪರಸ್ಪರ ಗುರುತ್ವಾಕರ್ಷಣೆಯಿಂದ ಒಟ್ಟಿಗೆ ಸೇರಿದವು. ಪುನಃ ಪುನಃ ನಡೆದ ಅಪ್ಪಳಿಕೆಗಳಿಂದ, ಈಗ ನಮಗೆ ಪರಿಚಿತವಾಗಿರುವ ಭೌಮ ಗ್ರಹಗಳು ಮತ್ತು ಅನಿಲ ದೈತ್ಯಗಳು ಉದ್ಭವವಾದವು.

ಅಪ್ಪಳಿಕೆಗಳ ಸರಾಸರಿ ವೇಗವು ಬಹಳ ಹೆಚ್ಚಾಗಿರುವಂತಹ ವಲಯಗಳಲ್ಲಿ ಸಂಚಯನಕ್ಕಿಂತ ಗ್ರಹಮೂಲ ಸೂಕ್ಷ್ಮವಸ್ತುಗಳು ಛಿದ್ರವಾಗುವುದೇ ಅಧಿಕವಾಗಿರುತ್ತದೆ. ಹೀಗಾಗಿ, ಈ ವಲಯಗಳಲ್ಲಿ ಗ್ರಹಗಳಷ್ಟು ದೊಡ್ಡ ಕಾಯಗಳು ರೂಪುಗೊಳ್ಳುವುದಿಲ್ಲ. ಮಂಗಳ ಮತ್ತು ಗುರು ಗ್ರಹಗಳ ನಡುವೆ ಇರುವ ವಲಯವು ಗುರು ಗ್ರಹದೊಡನೆ ಹಲವು ಪ್ರಬಲ ಕಕ್ಷೀಯ ಅನುರಣನೆಗಳನ್ನು ಹೊಂದಿದೆ. ಆದ್ದರಿಂದ, ಈ ವಲಯದಲ್ಲಿರುವ ಗ್ರಹಮೂಲ ಸೂಕ್ಷ್ಮವಸ್ತುಗಳು ಬಹಳಷ್ಟು ಕ್ಷೋಭೆಗೊಳಗಾಗಿ, ಗ್ರಹಗಳಾಗಿ ಒಗ್ಗೂಡುವುದಿಲ್ಲ. ಬದಲಿಗೆ, ಈ ಗ್ರಹಮೂಲ ಸೂಕ್ಷ್ಮವಸ್ತುಗಳು ಮುಂಚಿನಂತೆ ಸೂರ್ಯನನ್ನು ಪರಿಭ್ರಮಿಸುತ್ತಿವೆ.

ಈ ರೂಪುಗೊಳ್ಳುವಿಕೆಯ ಸಮಯದಲ್ಲಿ, ಸೂರ್ಯನಿಂದ ೨.೭ ಖ.ಮಾ. ದೂರದಲ್ಲಿನ ತಾಪಮಾನಗಳು ಒಂದು "ಹಿಮ ರೇಖೆ"ಯನ್ನು ರೂಪಿಸಿದವು. ಈ ರೇಖೆಯಲ್ಲಿ ತಾಪಮಾನವು ನೀರಿನ ಸಾಂದ್ರೀಕರಣ ಬಿಂದುವಿಗಿಂತ ಕಡಿಮೆಯಾಯಿತು. ಈ ತ್ರಿಜ್ಯದ ಹೊರಗೆ ರೂಪುಗೊಂಡ ಗ್ರಹಮೂಲ ಸೂಕ್ಷ್ಮವಸ್ತುಗಳು ಹಿಮವನ್ನು ಶೇಖರಿಸಬಲ್ಲಷ್ಟು ತಂಪಾಗಿದ್ದವು.^[೨] ಮುಖ್ಯ ಹೊನಲಿನಲ್ಲಿ ಹಿಮ ರೇಖೆಯ ಹೊರಗೆ ರೂಪುಗೊಂಡ ಮುಖ್ಯ ಹೊನಲಿನ ಧೂಮಕೇತುಗಳು ಭೂಮಿಯ ಸಾಗರಗಳ ನಿರ್ಮಾಣದಲ್ಲಿ ಪ್ರಮುಖ ಪಾತ್ರವನ್ನು ವಹಿಸಿದವು.^[೩]

ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹ ಹೊನಲನ್ನು ಆದಿಕಾಲದ ಸೌರಮಂಡಲದ ಅವಶೇಷವೆಂದು ಪರಿಗಣಿಸಬಹುದು. ಆದರೆ, ಈ ಹೊನಲಿನ ಮೇಲೆ ಶಾಖ, ಅಪ್ಪಳಿಕೆಯಿಂದ ಕರಗುವಿಕೆ, ಮತ್ತು ಬಾಹ್ಯಾಕಾಶ ಸವೆತ, ಇತ್ಯಾದಿ ಪ್ರಕ್ರಿಯೆಗಳು ಆಳವಾದ ಪರಿಣಾಮಗಳನ್ನು ಬೀರಿವೆ. ಆದ್ದರಿಂದ, ಈ ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹಗಳು ಈಗ ತಮ್ಮ ಮೂಲ ಸ್ಥಿತಿಯಲ್ಲಿಲ್ಲ. ಹೋಲಿಕೆಯಲ್ಲಿ, ಹೊರಗಿನ ಕೈಪರ್ ಪಟ್ಟಿಯ ಕಾಯಗಳು ಸೌರಮಂಡಲದ ಉದ್ಭವದ ನಂತರ ಈಗಿನವರೆಗೆ ಸ್ವಲ್ಪವೇ ಬದಲಾವಣೆಗಳಿಗೆ ಒಳಪಟ್ಟಿವೆ.

ಪ್ರಸ್ತುತದ ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹ ಹೊನಲು ಮುಂಚಿನ ಹೊನಲಿನ ಸಣ್ಣ ಭಾಗವೆಂದು (ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯ ದೃಷ್ಟಿಯಿಂದ) ನಂಬಲಾಗಿದೆ. ಗಣಕಯಂತ್ರ ಛದ್ಮನಗಳ ಪ್ರಕಾರ, ಮೊದಲಿನ ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹ ಹೊನಲು ಭೂಮಿಯಷ್ಟು ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯನ್ನು ಹೊಂದಿದ್ದಿರಬಹುದು. ಮುಖ್ಯವಾಗಿ ಗುರುತ್ವ ಕ್ಷೋಭೆಗಳ ಕಾರಣದಿಂದ, ಈ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯ ಬಹುತೇಕ ಪಾಲು ಉದ್ಭವದ ಲಕ್ಷಾಂತರ ವರ್ಷಗಳ ಅವಧಿಯಲ್ಲಿ ಬಾಹ್ಯಾಕಾಶಕ್ಕೆ ತಪ್ಪಿಸಿಕೊಂದು ಹೋಗಿ, ಮೂಲ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯ ೦.೧%ಗಿಂತ ಕಡಿಮೆ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯನ್ನು ಉಳಿಸಿತು.^[೪]

೨.೦೬ ಖ.ಮಾ. ತ್ರಿಜ್ಯದಲ್ಲಿನ^[೫] ಮುಖ್ಯ ಹೊನಲಿನ ಒಳ ತುದಿಯು ಗುರುಗ್ರಹದೊಂದಿಗಿನ ೪:೧ ಕಕ್ಷೀಯ ಅನುರಣನೆಯಿಂದ ನಿರ್ಧರಿತವಾಗಿದೆ.ಈ ತುದಿಯಿಂದಾಚೆ ದಾರಿತಪ್ಪಿ ಹೋದ ಕಾಯಗಳನ್ನು ಗುರುಗ್ರಹವು ಸೆಳೆದು ಅಸ್ಥಿರ ಕಕ್ಷೆಗಳಿಗೆ ಎಸೆಯುತ್ತದೆ. ಸೌರಮಂಡಲದ ಬಾಲ್ಯದಲ್ಲಿ ಈ ತೆರವಿನ ತ್ರಿಜ್ಯದೊಳಗೆ ರೂಪುಗೊಂಡ ಬಹುತೇಕ ಕಾಯಗಳು ಒಂದೇ ಮಂಗಳ ಗ್ರಹದಿಂದ ಸೆಳೆಯಲ್ಪಟ್ಟವು (ಮಂಗಳವು ೧.೬೭ ಖ.ಮಾ.ದಲ್ಲಿ ಅಪರವಿಯನ್ನು ಹೊಂದಿದೆ) ಅಥವಾ ಅದರ ಗುರುತ್ವ ಕ್ಷೋಭೆಗಳಿಂದ ಎಸೆಯಲ್ಪಟ್ಟವು.

ಪ್ರಸ್ತುತದಲ್ಲಿ ಅಸಮ್ಮತಿಗೊಳಪಟ್ಟಿರುವ ಮುಂಚಿನ ಒಂದು ಊಹೆಯ ಪ್ರಕಾರ, ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹ ಹೊನಲಿನ ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹಗಳು ಫೇಟನ್ ಎಂಬ ಹೆಸರಿನ ನಾಶವಾದ ಗ್ರಹದ ಅವಶೇಷಗಳು. ಈ ವಾದದಲ್ಲಿ ಎರಡು ಮುಖ್ಯ ಸಮಸ್ಯೆಗಳಿವೆ. ಒಂದು ಸಮಸ್ಯೆ, ಈ ರೀತಿಯ ಪರಿಣಾಮವನ್ನು ಉಂಟುಮಾಡಲು ಬೇಕಾಗುವ ಅಪಾರ ಶಕ್ತಿಯು ಎಲ್ಲಿಂದ ಬಂತು ಎನ್ನುವುದು. ಪ್ರಸ್ತುತದ ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹ ಹೊನಲಿನ ಒಟ್ಟಾರೆ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯು ಭೂಮಿಯ ಚಂದ್ರನಿಗಿಂತ ಕಡಿಮೆಯಿದೆ. ಇದರ ವಿವರಣೆಯು ಎರಡನೇ ಸಮಸ್ಯೆ.

[ಬದಲಾಯಿಸಿ] ಪರಿಸರ

ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹ ಹೊನಲು (ಇಲ್ಲಿ ಉತ್ಕೇಂದ್ರೀಯತೆಗಳನ್ನು ಕಾಣಬಹುದು). ಮುಖ್ಯ ಹೊನಲು ಕೆಂಪು ಮತ್ತು ನೀಲಿ ಬಣ್ಣದಲ್ಲಿ ("ಒಳ" ವಲಯವು ಕೆಂಪು ಬಣ್ಣದಲ್ಲಿ)

ಜನಪ್ರಿಯ ನಿರೂಪಣೆಗಳಿಗೆ ಪ್ರತಿಕೂಲವಾಗಿ, ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹ ಹೊನಲು ಬಹುಮಟ್ಟಿಗೆ ಬರಿದಾಗಿದೆ. ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹಗಳು ಎಷ್ಟು ವಿಶಾಲವಾದ ಆಕಾಶದಲ್ಲಿ ಹರಡಿವೆಯೆಂದರೆ, ಜಾಗರೂಕತೆಯಿಂದ ಗುರಿಯಿಡದೆ ಯಾವುದೇ ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹವನ್ನು ತಲುಪುವುದು ಬಹಳ ಅಸಂಭವನೀಯ. ಹೀಗಿದ್ದರೂ, ಪ್ರಸ್ತುತದಲ್ಲಿ ತಿಳಿದುಬಂದಿರುವ ಲಕ್ಷಾಂತರ ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹಗಳಿವೆ. ಇವುಗಳ ಒಟ್ಟು ಸಂಖ್ಯೆಯು ಕೋಟಿಗಳ ವ್ಯಾಪ್ತಿಯಲ್ಲಿದೆ. ನಸುಗೆಂಪು ತರಂಗಾಂತರಗಳಲ್ಲಿ ನಡೆಸಿದ ಸಮೀಕ್ಷೆಯ ಪ್ರಕಾರ, ಮುಖ್ಯ ಹೊನಲಿನಲ್ಲಿ ೧ ಕಿ.ಮೀ. ಅಥವಾ ಹೆಚ್ಚು ವ್ಯಾಸವುಳ್ಳ ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹಗಳ ಸಂಖ್ಯೆ ೭೦೦,೦೦೦ ರಿಂದ ೧೭ ಲಕ್ಷದವರೆಗೂ ಇದೆ.^[೬]

ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹ ಹೊನಲಿನಲ್ಲಿರುವ ಸುಮಾರು ೨೨೦ ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹಗಳು ೧೦೦ ಕಿ.ಮೀ.ಗಿಂತ ದೊಡ್ಡವು. ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹ ಹೊನಲಿನ ಅತಿ ದೊಡ್ಡ ಸದಸ್ಯ ಸಿರಿಸ್ ಅಲ್ಲಿನ ಏಕಮಾತ್ರ ಕುಬ್ಜ ಗ್ರಹವೂ ಆಗಿದ್ದು, ಸುಮಾರು ೧೦೦೦ ಕಿ.ಮೀ. ಅಗಲವಿದೆ. ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹ ಹೊನಲಿನ ಒಟ್ಟು ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯು ೩.೦-೩.೬×೧೦^೨೧ ಕಿ.ಗ್ರಾಂ.ಗಳೆಂದು ಅಂದಾಜು ಮಾಡಲಾಗಿದೆ^[೭]^[೮] ಇದು ಭೂಮಿಯ ಚಂದ್ರನ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯ ೪%ರಷ್ಟಿದೆ. ಈ ಒಟ್ಟು ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯಲ್ಲಿ ಮೂರನೆ ಒಂದು ಭಾಗವು ಸಿರಿಸ್‌ನ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯೇ ಆಗಿದೆ.

ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹ ಹೊನಲಿನ ತಾಪಮಾನವು ಸೂರ್ಯನಿಂದ ಇರುವ ದೂರದ ಮೇಲೆ ಅವಲಂಬಿತವಾಗಿದೆ. ಹೊನಲಿನಲ್ಲಿರುವ ಧೂಳಿನ ಕಣಗಳು ಸಾಮನ್ಯವಾಗಿ ೨.೨ ಖ.ಮಾ. ದೂರದಲ್ಲಿ ೨೦೦ Kಯಿಂದ ಹಿಡಿದು ೩.೨ ಖ.ಮಾ. ದೂರದಲ್ಲಿ ೧೬೫ Kಯಷ್ಟು ತಾಪಮಾನದಲ್ಲಿ ಇರುತ್ತವೆ.^[೯] ಆದರೆ, ಅಕ್ಷೀಯ ಪರಿಭ್ರಮಣೆಯಿಂದಾಗಿ, ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹವು ಸೌರ ವಿಕಿರಣಕ್ಕೆ ಒಡ್ಡಲ್ಪಟ್ಟು ಮತ್ತೆ ಅಂಧಕಾರದಲ್ಲಿ ಮುಳುಗಿದಾಗ, ಅದರ ಮೇಲ್ಮೈ ತಾಪಮಾನವು ಗಮನಾರ್ಹವಾಗಿ ಬದಲಾಗಬಹುದು.

[ಬದಲಾಯಿಸಿ] ರಚನೆ

ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹ ಹೊನಲು ಮುಖ್ಯವಾಗಿ ಎರಡು ಬಗೆಯ ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹಗಳನ್ನು ಹೊಂದಿದೆ. ಹೊನಲಿನ ಹೊರಭಾಗಗಳಲ್ಲಿ, ಅಂದರೆ, ಗುರು ಗ್ರಹದ ಕಕ್ಷೆಯ ಬಳಿ, ಇಂಗಾಲದಿಂದ ಸಮೃದ್ಧವಾದ ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹಗಳು ಕಂಡುಬರುತ್ತವೆ.^[೧೦] ಕಾಣುಸಿಗುವ ೭೫% ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹಗಳೆಲ್ಲಾ ಈ C-ಬಗೆಯ (C - ಇಂಗಾಲ) ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹಗಳೇ. ಇವುಗಳು ಕೆಂಪಗಿದ್ದು, ಬಹಳ ಕಡಿಮೆ ಪ್ರತಿಫಲನಾಂಶವನ್ನು ಹೊಂದಿರುತ್ತವೆ. ಇವುಗಳ ಮೇಲ್ಮೈ ರಚನೆಯು ಇಂಗಾಲ ಸಮೃದ್ಧವಾದ ಕಾಂಡ್ರೈಟ್ ಉಲ್ಕಾಪಿಂಡಗಳ ರಚನೆಯಂತೆಯೇ ಇದೆ. ರಸಾಯನಿಕವಾಗಿ, ಇವುಗಳ ವರ್ಣಪಟಲವು ಆದಿಕಾಲದ ಸೌರಮಂಡಲದ ರಚನೆಯನ್ನು ಹೋಲುತ್ತದೆ (ಹಗುರ ಧಾತುಗಳು ಮತ್ತು ಹಿಮಗಳಂಥ ಬಾಷ್ಪಶೀಲ ವಸ್ತುಗಳನ್ನು ಹೊರತುಪಡಿಸಿ).

ಹೊನಲಿನ ಒಳ ಭಾಗಗಳ ಬಳಿ, ಸೂರ್ಯನಿಂದ ೨.೫ ಖ.ಮಾ. ದೂರದಲ್ಲಿ, S-ಬಗೆಯ (S-ಸಿಲಿಕೇಟ್) ಕಾಂಡ್ರೈಟ್ ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹಗಳು ಹೆಚ್ಚು ಸಾಮಾನ್ಯ.^[೧೦]^[೧೧] ಇವುಗಳ ಮೇಲ್ಮೈ ವರ್ಣಪಟಲಗಳು ಸಿಲಿಕೇಟ್ ಮತ್ತು ಕೆಲವು ಲೋಹಗಳ ಅಸ್ತಿತ್ವವನ್ನು, ಹಾಗೂ ಇಂಗಾಲದ ಸಂಯುಕ್ತಗಳ ಅನುಪಸ್ಥಿತಿಯನ್ನು ಸೂಚಿಸುತ್ತವೆ. ಇದರಿಂದ ತಿಳಿದುಬರುವುದೇನೆಂದರೆ, ಇವು ಆದಿಕಾಲದ ಸೌರಮಂಡಲಕ್ಕಿಂತ ಬಹಳ ಪರಿವರ್ತಿತ ಪದಾರ್ಥಗಳಿಂದ ರಚಿತವಾಗಿವೆ. ಒಟ್ಟು ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹ ಸಂಖೆಯ ಸುಮಾರು ೧೭%ರಷ್ಟು ಇರುವ ಇವು ಸಾಪೇಕ್ಷವಾಗಿ ಹೆಚ್ಚು ಪ್ರತಿಫಲನಾಂಶವನ್ನು ಹೊಂದಿವೆ.

ಒಟ್ಟು ಸಂಖ್ಯೆಯ ೧೦% ಇರುವ ಮೂರನೆ ಗುಂಪಿನ ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹಗಳೆಂದರೆ, M-ಬಗೆಯವು. ಲೋಹರೂಪಿ ಕಬ್ಬಿಣ-ನಿಕಲ್‌ಗಳ ಪಟಲಗಳನ್ನು ಹೋಲುವ ಇವುಗಳ ವರ್ಣಪಟಲವು, ಬಿಳಿ ಅಥವಾ ಸ್ವಲ್ಪ ಕೆಂಪು ಬಣ್ಣದಲ್ಲಿದ್ದು, ಶೋಷಣ ರೋಹಿತ ರಹಿತವಾಗಿದೆ. ಅಪ್ಪಳಿಕೆಗಳಿಂದ ಧ್ವಂಸಗೊಂಡ ಪ್ರತ್ಯೇಕಿತ ಮೂಲ ಜನಕ ಕಾಯಗಳ ಲೋಹೀಯ ಒಳಭಾಗಗಳಿಂದ *M*-ಬಗೆಯ ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹಗಳು ಹುಟ್ಟಿದವು ಎಂದು ನಂಬಲಾಗಿದೆ. ಆದರೆ, ಕೆಲವು ಸಿಲಿಕೇಟ್ ಸಂಯುಕ್ತಗಳೂ ಈ ರೀತಿಯ ವರ್ಣಪಟಲವನ್ನು ನಿರ್ಮಿಸಬಲ್ಲವು. ಹೀಗಾಗಿ, ದೊಡ್ಡ M-ಬಗೆಯ ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹವಾದ 22 Kalliope ಮುಖ್ಯವಾಗಿ ಲೋಹಗಳಿಂದ ರಚಿತವಾದಂತೆ ಕಂಡುಬರುವುದಿಲ್ಲ.^[೧೨] ಮುಖ್ಯ ಹೊನಲಿನಲ್ಲಿ M-ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹಗಳ ಸಂಖ್ಯಾ ವಿತರಣೆಯು ಸುಮಾರು ೨.೭ ಖ.ಮಾ.ದಷ್ಟು ದೀರ್ಘಾರ್ಧ ಅಕ್ಷದಲ್ಲಿ ಅತ್ಯಧಿಕವಾಗಿರುತ್ತದೆ.^[೧೩]

[ಬದಲಾಯಿಸಿ] ಕರ್ಕ್‌ವುಡ್ ತೆರವುಗಳು

ಮುಖ್ಯ ಹೊನಲಿನ "ಒಳ" ಭಾಗದಲ್ಲಿ ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹಗಳ ದೀರ್ಘಾರ್ಧ ಅಕ್ಷಗಳ ವಿತರಣೆ. ಹಸಿರು ಬಾಣಗಳು ತೋರಿಸುತ್ತಿರುವ ಕರ್ಕ್‌ವುಡ್ ತೆರವುಗಳಲ್ಲಿ ಗುರು ಗ್ರಹದ ಜೊತೆ ಉಂಟಾಗುವ ಕಕ್ಷೀಯ ಅನುರಣನೆಗಳು ಕಕ್ಷೆಗಳನ್ನು ಅಸ್ಥಿರಗೊಳಿಸುತ್ತವೆ.

ಸೂರ್ಯನಿಂದ ಕೆಲವು ನಿಗದಿತ ತ್ರಿಜ್ಯಗಳ ದೂರದಲ್ಲಿ, ಮುಖ್ಯ ಹೊನಲಿನಲ್ಲಿ ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹಗಳು ಬಹು ವಿರಳವಾಗಿ ಸಿಗುತ್ತವೆ. ಈ ತ್ರಿಜ್ಯಗಳಲ್ಲಿ, ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹಗಳ ಸರಾಸರಿ ಪರಿಭ್ರಮಣೆ ಅವಧಿಯು ಗುರು ಗ್ರಹದ ಪರಿಭ್ರಮಣೆ ಅವಧಿಯೊಂದಿಗೆ ಒಂದು ಪೂರ್ಣಾಂಕ ಭಿನ್ನರಾಶಿಯನ್ನು ರೂಪಿಸುತ್ತದೆ. ಈ ಕಾರಣದಿಂದ ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹವು ಅನಿಲ ದೈತ್ಯದೊಡನೆ ಅನುರಣನೆಗೆ ಸಿಲುಕಿಕೊಂದು ಅದರ ಕಕ್ಷೆಯೇ ಮಾರ್ಪಡುತ್ತದೆ. ಒಟ್ಟಾರೆ, ಈ ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹಗಳು ಯಾದೃಚ್ಛಿಕವಾಗಿ ಬೇರೆ ಬೇರೆ ಕಕ್ಷೆಗಳಿಗೆ ತಳ್ಳಲ್ಪಡುತ್ತವೆ.

ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹ ಹೊನಲಿನ ಈ ವಿರಳ ವಲಯಗಳಿಗೆ ಕರ್ಕ್‌ವುಡ್ ತೆರವುಗಳೆಂದು ಹೆಸರು. ಮುಖ್ಯ ತೆರವುಗಳು ೩:೧, ೫:೨ ೭:೩ ಮತ್ತು ೨:೧ ಸರಾಸರಿ-ಚಲನೆ ಅನುರಣನಗಳಲ್ಲಿ ಕಂಡುಬರುತ್ತವೆ. ಅಂದರೆ, ೩:೧ ಕರ್ಕ್‌ವುಡ್ ತೆರವಿನ ಒಂದು ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹವು ಮೂರು ಬಾರಿ ಸೂರ್ಯನನ್ನು ಪರಿಭ್ರಮಿಸುವಷ್ಟರಲ್ಲಿ ಗುರು ಗ್ರಹವು ಸೂರ್ಯನನ್ನು ಒಮ್ಮೆ ಪರಿಭ್ರಮಿಸುತ್ತದೆ. ಬೇರೆ ಹಲವೆಡೆಗಳಲ್ಲಿ ಇನ್ನೂ ದುರ್ಬಲವಾದ ಅನುರಣನಗಳು ಉಂಟಾಗಿ, ತೆಳುವಾದ ತೆರವುಗಳು ಹುಟ್ಟಿಕೊಳ್ಳುತ್ತವೆ. (ಉದಾಹರಣೆಗೆ, ೨.೭೧ ಖ.ಮಾ. ದೀರ್ಘಾರ್ಧ ಅಕ್ಷದಲ್ಲಿ ೮:೩ ಅನುರಣನೆಯು ತೆರವನ್ನು ಸೃಷ್ಟಿಸುತ್ತದೆ.)^[೧೪]

ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹ ಹೊನಲಿನ ಮುಖ್ಯ ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹಗಳನ್ನು ಪ್ರಮುಖ ಕರ್ಕ್‌ವುಡ್ ತೆರವುಗಳ ಆಧಾರದ ಮೇಲೆ ಮೂರು ವಲಯಗಳಾಗಿ ವಿಂಗಡಿಸಲಾಗಿದೆ. ಮೊದಲನೇ ವಲಯವು ೪:೧ ಅನುರಣನೆ (೨.೦೬ ಖ.ಮಾ.) ಮತ್ತು ೩:೧ ಅನುರಣನೆ (೨.೫ ಖ.ಮಾ.) ಕರ್ಕ್‌ವುಡ್ ತೆರವುಗಳ ನಡುವೆ ಸ್ಥಿತವಾಗಿದೆ. ಎರಡನೇ ವಲಯವು ಮೊದಲನೇ ವಲಯದ ಕೊನೆಯಿಂದ ೫:೨ ಅನುರಣನೆ ತೆರವಿನವರೆಗೆ (೨.೮೨ ಖ.ಮಾ.) ವ್ಯಾಪಿಸಿದೆ. ಮೂರನೇ ವಲಯವು ಎರಡನೇ ವಲಯದ ಹೊರತುದಿಯಿಂದ ೨:೧ ಅನುರಣನೆ ತೆರವಿನವರೆಗೆ (೩.೨೮ ಖ.ಮಾ.) ವ್ಯಾಪಿಸಿದೆ.^[೧೫] ಮುಖ್ಯ ಹೊನಲನ್ನು ಹೊರ ಮತ್ತು ಒಳ ಹೊನಲುಗಳನ್ನಾಗಿ ವಿಂಗಡಿಸಬಹುದು. ಈ ವಿಂಗಡಣೆಯ ಪ್ರಕಾರ ೩:೧ ಕರ್ಕ್‌ವುಡ್ ತೆರವಿಗಿಂತ (೨.೫ ಖ.ಮಾ.) ಮಂಗಳದ ಹತ್ತಿರದಲ್ಲಿ ಪರಿಭ್ರಮಿಸುವ ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹಗಳು ಒಳ ಹೊನಲನ್ನು ರೂಪಿಸುತ್ತವೆ. ಗುರು ಗ್ರಹದ ಹತ್ತಿರ ಕಕ್ಷೆಗಳನ್ನು ಹೊಂದಿರುವ ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹಗಳು ಹೊರ ಹೊನಲನ್ನು ರೂಪಿಸುತ್ತವೆ. (ಕೆಲವು ಲೇಖಕರು ಒಳ ಮತ್ತು ಹೊರ ಹೊನಲುಗಳನ್ನು ೨:೧ ಅನುರಣನೆ ತೆರವಿನಲ್ಲಿ [೩.೩ ಖ.ಮಾ.] ಮರುವಿಂಗಡಣೆ ಮಾಡಿದರೆ, ಮತ್ತೆ ಕೆಲವರು ಒಳ, ನಡು ಮತ್ತು ಹೊರ ಹೊನಲುಗಳನ್ನು ವ್ಯಾಖ್ಯಾನಿಸುತ್ತಾರೆ.)

[ಬದಲಾಯಿಸಿ] ಅಪ್ಪಳಿಕೆಗಳು

ಮುಖ್ಯ ಹೊನಲಿನ ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹಗಳ ಅಕ್ಷೀಯ ಪರಿಭ್ರಮಣಾ ಅವಧಿಗೆ ಒಂದು ಕನಿಷ್ಠ ಮಿತಿ ಇದೆಯೆಂದು ಅವುಗಳ ಮಾಪನೆಗಳಿಂದ ತಿಳಿದುಬರುತ್ತದೆ. ೧೦೦ ಮೀಟರ್‌ಗಳಿಗಿಂತ ಹೆಚ್ಚು ವ್ಯಾಸವುಳ್ಳ ಯಾವುದೇ ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹವು ೨.೨ ಘಂಟೆಗಳಿಗಿಂತ ಕಡಿಮೆ ಅವಧಿಯನ್ನು ಹೊಂದಿಲ್ಲ. ಇದಕ್ಕಿಂತ ಹೆಚ್ಚು ವೇಗವಾಗಿ ಸುತ್ತುತ್ತಿರುವ ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹಗಳಲ್ಲಿ, ಮೇಲ್ಮೈ ಗುರುತ್ವಕ್ಕಿಂತ ಕೇಂದ್ರಾಪಗಾಮಿ ಬಲವೇ ಹೆಚ್ಚಾಗಿರುತ್ತದೆ. ಹೀಗಾಗಿ, ಅವುಗಳ ಮೇಲಿರುವ ಸಡಿಲ ಪದಾರ್ಥಗಳು ಬಾಹ್ಯಾಕಾಶಕ್ಕೆ ಹಾರಿಹೋಗುತ್ತವೆ. ಆದರೂ, ಲೆಕ್ಕಾಚಾರಗಳ ಪ್ರಕಾರ, ಒಂದು ಘನರೂಪಿ ಕಾಯವು ಇದಕ್ಕಿಂತ ಹೆಚ್ಚು ವೇಗವಾಗಿ ಸುತ್ತಬೇಕು. ಇದರಿಂದ ತಿಳಿದುಬರುವುದೇನೆಂದರೆ, ೧೦೦ ಮೀಟರ್‌ಗಳಿಗಿಂತ ಹೆಚ್ಚಿನ ವ್ಯಾಸದ ಹೆಚ್ಚಿನ ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹಗಳು ವಾಸ್ತವದಲ್ಲಿ ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಗಳ ನಡುವಣ ಅಪ್ಪಳಿಕೆಗಳಿಂತ ಉಂಟಾದ ಕಲ್ಲು/ಮಣ್ಣಿನ ರಾಶಿಗಳು.^[೧೬]

ಮುಖ್ಯ ಹೊನಲಿನಲ್ಲಿ ಹೆಚ್ಚು ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹಗಳಿರುವ ಕಾರಣ, ಇಲ್ಲಿನ ಪರಿಸರವು ಬಹಳ ಚಟುವಟಿಕೆಯಿಂದ ಕೂಡಿದ್ದು, ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹಗಳ ನಡುವೆ ಪದೇ ಪದೇ (ಖಗೋಳಶಾಸ್ತ್ರೀಯ ಕಾಲಾವಧಿಗಳಲ್ಲಿ) ಅಪ್ಪಳಿಕೆಗಳು ಸಂಭವಿಸುತ್ತಿರುತ್ತವೆ. ಮುಖ್ಯ ಹೊನಲಿನಲ್ಲಿ ೧೦-ಕಿ.ಮೀ. ಸರಾಸರಿ ತ್ರಿಜ್ಯವುಳ್ಳ ಕಾಯಗಳ ನಡುವೆ ಸುಮಾರು ೧ ಕೋಟಿ ವರ್ಷಗಳಿಗೊಮ್ಮೆ ಅಪ್ಪಳಿಕೆಗಳು ಉಂಟಾಗುತ್ತವೆ.^[೧೭] ಅಪ್ಪಳಿಕೆಯಿಂದ ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹವು ಹಲವು ಸಣ್ಣ ತುಣುಕುಗಳಾಗಿ ಪುಡಿಯಾಗಬಹುದು (ಹೀಗಾದಲ್ಲಿ, ಒಂದು ಹೊಸ ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹ ವರ್ಗವೂ ರೂಪುಗೊಳ್ಳಬಹುದು). ಈ ರೀತಿಯ ಅಪ್ಪಳಿಕೆಗಳಿಂದ ಹೊರಬಂದ ಭಗ್ನಾವಶೇಷದ ಕೆಲವು ತುಣುಕುಗಳು ಉಲ್ಕಾಭಗಳಾಗಿ ಭೂಮಿಯ ವಾಯುಮಂಡಲವನ್ನೂ ಪ್ರವೇಶಿಸಬಹುದು.^[೧೮] ಕಡಿಮೆ ಸಾಪೇಕ್ಷ ವೇಗದಲ್ಲಿ ಉಂಟಾಗುವ ಅಪ್ಪಳಿಕೆಗಳು ಎರಡು ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹಗಳನ್ನು ಒಟ್ಟಿಗೆಯೂ ಸೇರಿಸಬಹುದು. ೫೦೦ ಕೋಟಿ ವರ್ಷಗಳ ನಂತರ, ಪ್ರಸ್ತುತದ ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹ ಹೊನಲು ಮುಂಚಿನ ಹೊನಲಿಗಿಂತ ಬಹಳ ವಿಭಿನ್ನವಾಗಿದೆ.

ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹಗಳಲ್ಲದೆ, ಮುಖ್ಯ ಹೊನಲಿನಲ್ಲಿ ನೂರಾರು ಮೈಕ್ರಾನ್ಗಳ ತ್ರಿಜ್ಯವನ್ನು ಹೊಂದಿರುವ ಧೂಳಿನ ಕಣಗಳ ಪಟ್ಟಿಗಳೂ ಕಾಣಬರುತ್ತವೆ. ಕಡೇಪಕ್ಷ ಭಾಗಶಃವಾದರೂ, ಈ ನುಣುಪಾದ ಧೂಳಿನ ಕಣಗಳ ಉದ್ಭವವು ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹಗಳ ನಡುವಣ ಅಪ್ಪಳಿಕೆಗಳು ಮತ್ತು ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹಗಳ ಮೇಲೆ ಸೂಕ್ಷ್ಮ-ಉಲ್ಕಾಪಿಂಡಗಳ ಅಪ್ಪಳಿಕೆಗಳಿಂದ ಆಗುತ್ತದೆ. ಪಾಯ್ನ್‌ಟಿಂಗ್-ರಾಬರ್ಟ್‌ಸಣ್ ಪರಿಣಾಮದ ಕಾರಣದಿಂದ, ಸೌರ ವಿಕಿರಣದ ಒತ್ತಡವು ಈ ಧೂಳನ್ನು ನಿಧಾನವಾಗಿ ಸುರುಳಿಯಾಕಾರದಲ್ಲಿ ಸೂರ್ಯನತ್ತ ಎಳೆಯುತ್ತದೆ.^[೧೯]

ನುಣುಪಾದ ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹ ಧೂಳು ಮತ್ತು ಹೊರಹಾಕಲ್ಪಟ್ಟ ಧೂಮಕೇತು ಪದಾರ್ಥಗಳು ಜೊತೆಯಾಗಿ ರಾಶಿಚಕ್ರ ದೀಪ್ತಿಯನ್ನು ಉಂಟುಮಾಡುತ್ತವೆ. ಈ ಮಂದವಾದ ಬೆಳಕನ್ನು ರಾತ್ರಿಯ ಹೊತ್ತು ಕ್ರಾಂತಿವೃತ್ತದ ಸಮತಳದಲ್ಲಿ ಸೂರ್ಯನ ದಿಕ್ಕಿನಿಂದ ಹೊರಚಾಚಿರುವುದನ್ನು ಕಾಣಬಹುದು. ಈ ಗೋಚರ ಬೆಳಕನ್ನು ಉಂಟುಮಾಡುವ ಕಣಗಳು ಸರಾಸರಿ ಸುಮಾರು ೪೦µm ತ್ರಿಜ್ಯವನ್ನು ಹೊಂದಿರುತ್ತವೆ. ಇಂತಹ ಕಣಗಳು ಸಾಮಾನ್ಯವಾಗಿ ಸುಮಾರು ೭೦೦,೦೦೦ ವರ್ಷಗಳವರೆಗೆ ಅಸ್ತಿತ್ವದಲ್ಲಿರುತ್ತವೆ. ಹೀಗಾಗಿ, ಧೂಳಿನ ಪಟ್ಟಿಗಳನ್ನು ಉಳಿಸಿಕೊಳ್ಳಲು, ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹ ಹೊನಲಿನಲ್ಲಿ ಹೊಸ ಕಣಗಳು ನಿರಂತರವಾಗಿ ಉದ್ಭವವಾಗುತ್ತಿರಬೇಕು.^[೧೯]

[ಬದಲಾಯಿಸಿ] ವರ್ಗಗಳು

ಮುಖ್ಯ ಹೊನಲಿನ ಸುಮಾರು ಮೂರನೆ ಒಂದರಷ್ಟು ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹಗಳು ಒಂದು ವರ್ಗಕ್ಕೆ ಸೇರಿವೆ. ಈ ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹಗಳು ಸುಮಾರು ಒಂದೇ ಪ್ರಮಾಣದ ದೀರ್ಘಾರ್ಧ ಅಕ್ಷ, ಉತ್ಕೇಂದ್ರೀಯತೆ, ಕಕ್ಷೀಯ ಓರೆ, ಮುಂತಾದ ಕಕ್ಷೀಯ ಲಕ್ಷಣಗಳನ್ನು ಹೊಂದಿರುತ್ತವೆ. ಇವೆಲ್ಲಾ ಒಂದು ದೊಡ್ಡ ಕಾಯವು ಧ್ವಂಸವಾದಾಗ ಅದರ ಪುಡಿಗಳಿಂದ ಉದ್ಭವವಾದವು ಎಂದು ಇದರಿಂದ ತಿಳಿದುಬರುತ್ತದೆ. ಹಲವು ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹಗಳಲ್ಲಿ ಒಂದೇ ಥರದ ವರ್ಣಪಟಲ ವೈಶಿಷ್ಟ್ಯಗಳು ಕಂಡುಬಂದಾಗ ಅವು ಒಂದೇ ವರ್ಗಕ್ಕೆ ಸೇರಿದವು ಎಂದು ತರ್ಕಿಸಬಹುದು.

ಹೊನಲಿನ ಒಳ ತುದಿಯಲ್ಲಿ (೧.೭೮ ರಿಂದ ೨.೦ ಖ.ಮಾ. ದೂರದ ವ್ಯಾಪ್ತಿಯಲ್ಲಿ) ಹಂಗೇರಿಯ ವರ್ಗವಿದೆ. ಈ ವರ್ಗದ ಮುಖ್ಯ ಸದಸ್ಯ ೪೩೪ ಹಂಗೇರಿಯವನ್ನು ಆಧಾರಿಸಿ ಈ ವರ್ಗಕ್ಕೆ ಹೆಸರು ಕೊಡಲಾಗಿದೆ. ಈ ವರ್ಗದಲ್ಲಿ ಕದೇಪಕ್ಷ ೫೨ ಹೆಸರುಳ್ಳ ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹಗಳಿವೆ. ೪:೧ ಕರ್ಕ್‌ವುಡ್ ತೆರವು ಹಂಗೇರಿಯ ವರ್ಗವನ್ನು ಮುಖ್ಯ ಕಾಯದಿಂದ ಪ್ರತ್ಯೇಕಿಸುತ್ತದೆ. ಈ ವರ್ಗದ ಕಾಯಗಳು ಹೆಚ್ಚು ಕಕ್ಷೀಯ ಓರೆಯನ್ನು ಹೊಂದಿವೆ. ಈ ವರ್ಗದ ಕೆಲವು ಕಾಯಗಳು ಮಂಗಳ ಗ್ರಹವನ್ನು ಹಾದುಹೋಗುವ ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಗಳ ವರ್ಗಕ್ಕೆ ಸೇರುತ್ತವೆ. ಈ ವರ್ಗದಲ್ಲಿ ಹೆಚ್ಚು ಕಾಯಗಳಿಲ್ಲದಿರುವುದಕ್ಕೆ ಮಂಗಳ ಗ್ರಹದ ಗುರುತ್ವ ಕ್ಷೋಭೆಗಳು ಒಂದು ಸಂಭವನೀಯ ಕಾರಣ.^[೨೦]

ಮುಖ್ಯ ಹೊನಲಿನ ಒಳ ಭಾಗದಲ್ಲಿರುವ ಇನ್ನೊಂದು ಹೆಚ್ಚು ಓರೆಯ ವರ್ಗವೆಂದರೆ ಫೊಕಾಯ ವರ್ಗ. ಈ ವರ್ಗವು ಮುಖ್ಯವಾಗಿ S-ಬಗೆಯ ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹಗಳಿಂದ ಕೂಡಿದೆ. ಹೋಲಿಕೆಯಲ್ಲಿ, ನೆರೆಯ ಹಂಗೇರಿಯ ವರ್ಗವು ಕೆಲವು E-ಬಗೆಯ ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹಗಳನ್ನು ಹೊಂದಿದೆ.^[೨೧] ಫೊಕಾಯ ವರ್ಗದ ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹಗಳು ಸೂರ್ಯನನ್ನು ೨.೨೫ ರಿಂದ ೨.೫ ಖ.ಮಾ. ದೂರದಲ್ಲಿ ಪರಿಭ್ರಮಿಸುತ್ತವೆ.

ಮುಖ್ಯ ಹೊನಲಿನ ಕೆಲವು ಪ್ರಮುಖ ವರ್ಗಗಳೆಂದರೆ (ಹೆಚ್ಚುತ್ತಿರುವ ದೀರ್ಘಾರ್ಧ ಅಕ್ಷದ ಕ್ರಮದಲ್ಲಿ) ಫ್ಲೋರ, ಯುನೋಮ, ಕೊರೋನಿಸ್, ಇಯಾಸ್, ಮತ್ತು ಥೆಮಿಸ್ ವರ್ಗಗಳು.^[೧೩] ೮೦೦ಕ್ಕಿಂತ ಅಧಿಕ ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹಗಳಿರುವ ಫ್ಲೋರ ವರ್ಗವು ಅತಿ ದೊಡ್ಡ ವರ್ಗಗಳಲ್ಲಿ ಒಂದಾಗಿದ್ದು, ಇದು ಬಹುಶಃ ಕಳೆದ ೧೦೦ ಕೋಟಿ ವರ್ಷಗಳಿಂದೀಚೆಗೆ ಒಂದು ಅಪ್ಪಳಿಕೆಯಿಂದ ಹುಟ್ಟಿದ್ದಿರಬಹುದು.^[೨೨] ಸಂಪೂರ್ಣವಾಗಿ ಒಂದು ವರ್ಗಕ್ಕೇ ಸೇರಿದ ಅತಿ ದೊಡ್ಡ ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹವೆಂದರೆ, ೪ ವೆಸ್ಟ. ವೆಸ್ಟಾದ ಮೇಲೆ ಕುಳಿ ನಿರ್ಮಿಸುವಂತಹ ಅಪ್ಪಳಿಕೆಯಿಂದ ವೆಸ್ಟ ವರ್ಗವು ಹುಟ್ಟಿತೆಂದು ನಂಬಲಾಗಿದೆ. ಇದೇ ರೀತಿ, ಈ ಅಪ್ಪಳಿಕೆಯ ಕಾರಣದಿಂದ, HED ಉಲ್ಕಾಪಿಂಡಗಳೂ ವೆಸ್ಟಾದಿಂದ ಹುಟ್ಟಿದ್ದಿರಬಹುದು.^[೨೩]

ಮುಖ್ಯ ಹೊನಲಿನಲ್ಲಿ ಮೂರು ಪ್ರಮುಖ ಧೂಳಿನ ಪಟ್ಟಿಗಳನ್ನು ಕಂಡುಹಿಡಿಯಲಾಗಿದೆ. ಇವುಗಳು ಇಯಾಸ್, ಕೊರೋನಿಸ್ ಮತ್ತು ಥೆಮಿಸ್ ವರ್ಗಗಳಂತೆಯೇ ಕಕ್ಷೀಯ ಓರೆಗಳನ್ನು ಹೊಂದಿರುವುದರಿಂದ, ಈ ಧೂಳಿನ ಪಟ್ಟಿಗಳು ಮೇಲಿನ ವರ್ಗಗಳ ಜೊತೆ ಹೊಂದಿಕೆಯಲ್ಲಿ ಇರುವ ಸಾಧ್ಯತೆಗಳಿವೆ.^[೨೪]

[ಬದಲಾಯಿಸಿ] ಇವನ್ನೂ ನೋಡಿ

[ಬದಲಾಯಿಸಿ] ಉಲ್ಲೇಖಗಳು

↑ ^೧.೦ ^೧.೧ This value is obtained by a simple count up of all asteroids in that region using data for 120437 numbered minor planets from the Minor Planet Center orbit database, dated 8 Feb 2006.
↑ Lecar, M.; Podolak, M.; Sasselov, D.; Chiang, E. (2006). "Infrared cirrus - New components of the extended infrared emission". The Astrophysical Journal 640: 1115?1118. Retrieved on 2007-04-11.
↑ Berardelli, Phil. "Main-Belt Comets May Have Been Source Of Earths Water", Space Daily, March 23, 2006. Retrieved on 2007-04-11.
↑ Petit, J.-M.; Morbidelli, A.; Chambers, J. (2001). "The Primordial Excitation and Clearing of the Asteroid Belt" (PDF). Icarus 153: 338-347. Retrieved on 2007-03-22.
↑ AlfvÃ©n, H.; Arrhenius, G. (1976). The Small Bodies. SP-345 Evolution of the Solar System. NASA. Retrieved on 2007-04-12.
↑ Tedesco, E. F.; Desert, F.-X. (2002). "The Infrared Space Observatory Deep Asteroid Search". The Astronomical Journal 123: 2070?2082. Retrieved on 2007-04-10.
↑ Krasinsky, G. A.; Pitjeva, E. V.; Vasilyev, M. V.; Yagudina, E. I. (July 2002). "Hidden Mass in the Asteroid Belt". Icarus 158 (1): 98-105. DOI:10.1006/icar.2002.6837.
↑ Pitjeva, E. V. (2005). "High-Precision Ephemerides of Planets?EPM and Determination of Some Astronomical Constants" (PDF). Solar System Research 39 (3): 176. DOI:10.1007/s11208-005-0033-2.
↑ Low, F. J. et al (1984). "Infrared cirrus - New components of the extended infrared emission". Astrophysical Journal, Part 2 - Letters to the Editor 278: L19-L22. Retrieved on 2007-04-11.
↑ ^೧೦.೦ ^೧೦.೧ Wiegert, P.; Balam, D.; Moss, A.; Veillet, C.; Connors, M.; Shelton, I. (2007). "Evidence for a Color Dependence in the Size Distribution of Main-Belt Asteroids". The Astronomical Journal 133: 1609?1614. Retrieved on 2007-03-27.
↑ Clark, B. E. (1996). "New News and the Competing Views of Asteroid Belt Geology". Lunar and Planetary Science 27: 225-226. Retrieved on 2007-03-27.
↑ Margot, J. L.; Brown, M. E. (2003). "A Low-Density M-type Asteroid in the Main Belt". Science 300 (5627): 1939-1942. Retrieved on 2007-04-10.
↑ ^೧೩.೦ ^೧೩.೧ Lang, Kenneth R. (2003). Asteroids and meteorites. NASA's Cosmos. Retrieved on 2007-04-02.
↑ ಟೆಂಪ್ಲೇಟು:Cite conference
↑ Klacka, Jozef (1992). "Mass distribution in the asteroid belt". Earth, Moon, and Planets 56 (1): 47-52. Retrieved on 2007-04-12.
↑ Rossi, Alessandro (May 20, 2004). The mysteries of the asteroid rotation day. The Spaceguard Foundation. Retrieved on 2007-04-09.
↑ Backman, D. E. (March 06, 1998). Fluctuations in the General Zodiacal Cloud Density. Backman Report. NASA Ames Research Center. Retrieved on 2007-04-04.
↑ Kingsley, Danny (May 1, 2003). Mysterious meteorite dust mismatch solved. ABC Science. Retrieved on 2007-04-04.
↑ ^೧೯.೦ ^೧೯.೧ Reach, William T. (1992). "Zodiacal emission. III - Dust near the asteroid belt". Astrophysical Journal 392 (1): 289-299. Retrieved on 2007-04-04.
↑ Spratt, Christopher E. (1990). "The Hungaria group of minor planets". Journal of the Royal Astronomical Society of Canada 84 (2): 123-131. Retrieved on 2007-02-04.
↑ Carvano, J. M.; Lazzaro, D.; MothÃ©-Diniz, T.; Angeli, C. A.; Florczak, M. (2001). "Spectroscopic Survey of the Hungaria and Phocaea Dynamical Groups". Icarus 149 (1): 173-189. Retrieved on 2007-02-04.
↑ Martel, Linda M. V. (March 9, 2004). Tiny Traces of a Big Asteroid Breakup. Planetary Science Research Discoveries. Retrieved on 2007-04-02.
↑ Drake, Michael J. (2001). "The eucrite/Vesta story". Meteoritics & Planetary Science 36 (4): 501-513. Retrieved on 2007-02-04.
↑ Love, S. G.; Brownlee, D. E. (1992). "The IRAS dust band contribution to the interplanetary dust complex - Evidence seen at 60 and 100 microns". Astronomical Journal 104 (6): 2236-2242. Retrieved on 2007-04-11.