แถบดาวเคราะห์น้อย

จากวิกิพีเดีย สารานุกรมเสรี
ภาพกราฟิกแสดงอาณาเขตของแถบดาวเคราะห์น้อย

แถบดาวเคราะห์น้อย (อังกฤษ: Asteroid belt) เป็นบริเวณในระบบสุริยะที่อยู่ระหว่างวงโคจรของดาวอังคารกับดาวพฤหัสบดี ประกอบไปด้วยวัตถุรูปร่างไม่แน่นอนจำนวนมาก เรียกว่าดาวเคราะห์น้อย (asteroid หรือ minor planet) บางครั้งก็เรียกแถบดาวเคราะห์น้อยว่า "แถบหลัก" เพื่อแยกแยะมันออกจากดาวเคราะห์น้อยกลุ่มอื่น ๆ ที่มีอยู่ในระบบสุริยะ เช่น แถบไคเปอร์

มวลกว่าครึ่งหนึ่งของแถบดาวเคราะห์น้อยอยู่ในดาวเคราะห์น้อยที่มีขนาดใหญ่ที่สุด 4 ดวง ได้แก่ ซีรีส, เวสตา, พัลลัส และไฮเจีย ทั้งสี่ดวงนี้มีเส้นผ่านศูนย์กลางเฉลี่ยมากกว่า 400 กิโลเมตร สำหรับซีรีสซึ่งถือเป็นดาวเคราะห์แคระเพียงดวงเดียวในแถบดาวเคราะห์น้อย มีเส้นผ่านศูนย์กลางประมาณ 950 กิโลเมตร[1][2][3][4] ส่วนที่เหลือมีขนาดลดหลั่นกันไปจนถึงเศษฝุ่น วัตถุในแถบดาวเคราะห์น้อยกระจายอยู่อย่างเบาบางจนกระทั่งยานอวกาศหลายลำสามารถเคลื่อนผ่านไปได้โดยไม่ชนกับอะไรเลย นอกจากนั้น การชนกันระหว่างดาวเคราะห์น้อยขนาดใหญ่ได้ทำให้เกิดวงศ์ดาวเคราะห์น้อยที่มีองค์ประกอบธาตุและวงโคจรใกล้เคียงกัน การแตกสลายทำให้เกิดเศษฝุ่นละเอียดซึ่งกลายเป็นองค์ประกอบส่วนหนึ่งของแสงในแนวจักรราศี ดาวเคราะห์น้อยแต่ละดวงในแถบดาวเคราะห์น้อยได้รับการจำแนกตามสเปกตรัม โดยหลักมี 3 ชนิด ได้แก่ ชนิดคาร์บอน (C-type) ชนิดซิลิเกต (S-type) และชนิดโลหะ (M-type)

แถบดาวเคราะห์น้อยเป็นองค์ประกอบพื้นฐานของเนบิวลาสุริยะในยุคเริ่มต้น ซึ่งเตรียมจะก่อตัวขึ้นเป็นดาวเคราะห์ แต่เนื่องจากระหว่างวงโคจรของดาวอังคารกับดาวพฤหัสบดีมีแรงโน้มถ่วงจากดาวเคราะห์ยักษ์รบกวน ทำให้ชิ้นส่วนกำเนิดดาวเคราะห์มีพลังงานในการโคจรสูงเกินไปจนไม่สามารถรวมตัวกันขึ้นเป็นดาวเคราะห์ได้ นอกจากนี้ยังเกิดการชนกันอย่างรุนแรง ซึ่งแทนที่ชิ้นส่วนเหล่านั้นจะรวมเข้าด้วยกัน กลับยิ่งแตกกระจัดกระจาย ด้วยเหตุนี้มวลส่วนใหญ่ในแถบดาวเคราะห์น้อยจึงมลายหายไปนับแต่ยุคเริ่มต้นของระบบสุริยะ บางส่วนอาจหลุดรอดเข้ามายังระบบสุริยะชั้นในและพุ่งเข้าชนดาวเคราะห์ชั้นใน วงโคจรของดาวเคราะห์น้อยยังคงถูกรบกวนอยู่เสมอ บางครั้งวงโคจรรอบดวงอาทิตย์ของมันบังเอิญไปสอดคล้องกับวงโคจรของดาวพฤหัสบดี ทำให้เกิดช่องว่างเคิร์กวูด

ประวัติการสังเกตการณ์[แก้]

จูเซปเป ปิอาซซี ผู้ค้นพบดาวเคราะห์น้อยดวงแรก ซีรีส

ในเชิงอรรถที่ไม่ระบุที่มาจากงานแปลของ ชาร์ลส บอนเน็ต เรื่อง Contemplation de la Nature เมื่อปี ค.ศ. 1766[5] นักดาราศาสตร์ชื่อ โยฮัน ดาเนียล ทิเทียส ฟอน วิทเทนเบิร์ก[6][7] สังเกตเห็นรูปแบบการจัดวางตัวของดาวเคราะห์ต่างๆ ถ้าเริ่มต้นอนุกรมตัวเลขที่เลข 0 แล้วเพิ่มเป็น 3, 6, 12, 24, 48, ฯลฯ โดยเพิ่มขึ้นเป็นเท่าตัวทุกครั้ง บวกเลขแต่ละลำดับด้วย 4 และหารด้วย 10 จะได้ค่าประมาณของวงโคจรดาวเคราะห์ที่เรารู้จักแล้วในหน่วยดาราศาสตร์ (หนึ่งหน่วยดาราศาสตร์ หรือ 1 AU มีค่าเท่ากับระยะทางจากโลกถึงดวงอาทิตย์) รูปแบบเช่นนี้เป็นที่รู้จักต่อมาในชื่อ กฎของทิเทียส-โบเด ซึ่งสามารถทำนายแนวแกนรองของดาวเคราะห์หกดวงในเวลานั้น (คือดาวพุธ ดาวศุกร์ โลก ดาวอังคาร ดาวพฤหัสบดี และดาวเสาร์) และตัวเลขอีกหนึ่งชุดอยู่ใน "ช่องว่าง" ระหว่างดาวอังคารกับดาวพฤหัสบดี ในเชิงอรรถนั้น ทิเทียสอธิบายว่า "พระผู้เป็นเจ้าจะทรงละช่องว่างไว้เช่นนั้นหรือ? หามิได้"[6] ในปี ค.ศ. 1768 นักดาราศาสตร์ชื่อ โยฮัน เอเลิร์ต โบเด เขียนผลงานที่เกี่ยวเนื่องกับงานของทิเทียส ชื่อว่า Anleitung zur Kenntniss des gestirnten Himmels แต่เขาไม่ได้เอ่ยถึงทิเทียส ดังนั้นจึงทำให้หลายคนเอ่ยถึงงานชิ้นนี้ว่า "กฎของโบเด"[7] เมื่อวิลเลียม เฮอร์เชล ค้นพบดาวยูเรนัสในปี ค.ศ. 1781 ตำแหน่งของดาวเคราะห์ก็เข้ากันกับกฎนี้แทบจะสมบูรณ์แบบ ซึ่งทำให้เหล่านักดาราศาสตร์สรุปว่าจะต้องมีดาวเคราะห์อีกดวงหนึ่งอยู่ระหว่างดาวอังคารและดาวพฤหัสบดีเป็นแน่

ปี ค.ศ. 1800 นักดาราศาสตร์ชื่อ บารอน ฟรานซ์ ซาเวอร์ ฟอน แซค เชิญเพื่อนๆ ของเขา 24 คนเข้าร่วมในชมรมไม่เป็นทางการแห่งหนึ่งซึ่งเขาเรียกว่า "สมาคมลิเลียนทาล" มีเป้าหมายจะจัดระเบียบให้ระบบสุริยะ ต่อมากลุ่มนี้เป็นที่รู้จักในชื่อ "ฮิมเมลสโปลิซเซ" (Himmelspolitzei) หรือ ตำรวจอวกาศ สมาชิกคนสำคัญได้แก่ เฮอร์เชล, เนวิล มัสเคลลีน, ชาลส์ เมสสิเยร์ และ เฮนริค โอลเบอร์ส[8] สมาชิกนักดาราศาสตร์แต่ละคนจะได้รับมอบหมายให้ดูแลอาณาบริเวณ 15 องศาของจักรราศี เพื่อเสาะหาดาวเคราะห์ที่หายไป[9]

ไม่กี่เดือนถัดมา นักดาราศาสตร์คนอื่นซึ่งไม่ได้เป็นสมาชิกตำรวจอวกาศ ได้ตรวจพบสิ่งที่พวกเขาค้นหา วันที่ 1 มกราคม ค.ศ. 1801 จูเซปเป ปิอาซซี ประธานสมาคมดาราศาสตร์แห่งมหาวิทยาลัยปาเลร์โม ซิซิลี พบวัตถุเคลื่อนที่ชิ้นเล็กๆ ในบริเวณที่คาดคะเนโดยกฎของทิเทียส-โบเด เขาเรียกวัตถุชิ้นนั้นว่า ซีรีส ตามชื่อเทพเจ้าโรมันองค์หนึ่ง คือเทพีแห่งการเก็บเกี่ยวและผู้พิทักษ์เกาะซิซิลี ในตอนแรกปิอาซซีเชื่อว่าวัตถุนั้นคือดาวหาง แต่เนื่องจากมันไม่มีโคม่า มันจึงน่าจะเป็นดาวเคราะห์[8] สิบห้าเดือนต่อมา โอลเบอร์ค้นพบวัตถุชิ้นที่สองในบริเวณฟากฟ้าเดียวกัน คือ พัลลัส มันไม่เหมือนดาวเคราะห์ดวงอื่นๆ เพราะปรากฏเป็นเพียงจุดแสงไม่ว่าจะใช้กล้องโทรทรรศน์ที่มีกำลังขยายสักเท่าใด นอกจากการเคลื่อนที่ของมันแล้ว ก็แทบไม่แตกต่างไปจากดวงดาวทั่วไปเลย ต่อมาในปี ค.ศ. 1802 วิลเลียม เฮอร์เชล เสนอให้จัดประเภทวัตถุเหล่านี้เป็นอีกชนิดหนึ่ง ให้ชื่อว่า "ดาวเคราะห์น้อย" (asteroid) ซึ่งมาจากภาษากรีกว่า asteroeide หมายถึง "เหมือนดวงดาว"[10][11]

แต่ทั้งที่เฮอร์เชลเสนออย่างนั้น วัตถุเหล่านี้กลับถูกเรียกว่าเป็น ดาวเคราะห์ ต่อมาเป็นเวลาหลายทศวรรษ[5] ราวปี ค.ศ. 1807 มีการศึกษาเพิ่มเติมพบวัตถุอีก 2 ชิ้นในย่านฟ้าเดียวกัน คือ จูโน และ เวสต้า[12] แต่สงครามของนโปเลียนทำให้การศึกษาค้นคว้าในช่วงแรกนี้ต้องยุติลง[12] และไม่มีความคืบหน้าใดๆ อีกเลยจนกระทั่งปี ค.ศ. 1845 จึงมีการค้นพบวัตถุชิ้นที่ 5 คือ แอสเตรีย นับจากนั้นก็มีการค้นพบวัตถุชิ้นใหม่ๆ อย่างต่อเนื่องในเวลาอันรวดเร็ว และความคิดที่จะเรียกสิ่งเหล่านี้เป็นดาวเคราะห์ก็เริ่มมีปัญหา ในที่สุดมันก็หลุดจากผังรายชื่อดาวเคราะห์ และข้อเสนอของวิลเลียม เฮอร์เชล ที่แนะให้เรียกมันว่า ดาวเคราะห์น้อย ก็เริ่มเป็นที่นิยมกันต่อมา[5]

การค้นพบดาวเนปจูนในปี ค.ศ. 1846 ทำให้กฎของทิเทียส-โบเด ด้อยค่าลงในสายตาของเหล่านักวิทยาศาสตร์ เพราะตำแหน่งของมันไม่ใกล้เคียงการคำนวณเลย นับถึงปัจจุบันไม่มีหลักการทางวิทยาศาสตร์ใดๆ อธิบายกฎนั้นได้ และนักดาราศาสตร์มีความเห็นพ้องกันว่า กฎนั้นเป็นแค่เรื่องบังเอิญเท่านั้น[13]

ล่วงถึงกลางปี ค.ศ. 1868 มีการค้นพบดาวเคราะห์น้อย 100 ดวง และเมื่อมีการคิดค้นภาพถ่ายดาราศาสตร์โดย แมกซ์ วูล์ฟ ในปี ค.ศ. 1891 ก็ทำให้อัตราการค้นพบวัตถุอวกาศเพิ่มขึ้นอย่างรวดเร็ว[14] ดาวเคราะห์น้อยถูกค้นพบ 1,000 ดวงในปี ค.ศ. 1921[ต้องการอ้างอิง] พบ 10,000 ดวงในปี ค.ศ. 1981[15] และ 100,000 ดวงในปี ค.ศ. 2000[16] ระบบการสำรวจดาวเคราะห์น้อยสมัยใหม่ใช้ค่าเฉลี่ยอัตโนมัติในการระบุตำแหน่งดาวเคราะห์น้อยดวงใหม่ๆ ได้เป็นปริมาณที่เพิ่มขึ้นเรื่อยๆ

กำเนิดของดาวเคราะห์น้อย[แก้]

การก่อตัว[แก้]

ปี ค.ศ. 1802 เฮนริค โอลเบอร์ เสนอกับวิลเลียม เฮอร์เชล ว่า แถบใหญ่นี้น่าจะเกิดจากดาวเคราะห์ดวงหนึ่งที่ระเบิดเป็นผุยผงด้วยสาเหตุใดสาเหตุหนึ่ง[17] แต่เมื่อเวลาผ่านไป สมมุติฐานนี้ก็ตกไป เพราะไม่สมเหตุผลที่จะมีพลังงานจำนวนมากในการกระทำให้เกิดเหตุการณ์เช่นนั้น รวมทั้งปริมาณมวลรวมของวัตถุในแถบดาวเคราะห์น้อยก็มีน้อยมาก เพียงเสี้ยวเล็กๆ ส่วนหนึ่งของดวงจันทร์ของโลกเท่านั้น นอกจากนั้นยังมีข้อมูลด้านเคมีที่แสดงให้เห็นว่า ดาวเคราะห์น้อยแต่ละดวงมีคุณสมบัติทางเคมีที่แตกต่างกันมากจนเกินจะอธิบายได้ว่ามันเกิดมาจากดาวเคราะห์ดวงเดียวกัน[18] ปัจจุบันนักวิทยาศาสตร์ส่วนใหญ่เชื่อว่าชิ้นส่วนดาวเคราะห์น้อยไม่ได้เกิดจากดาวเคราะห์ดวงเดียวกัน แต่มันไม่เคยรวมตัวเป็นดาวเคราะห์ได้สำเร็จมากกว่า

ตามปกติแล้ว การกำเนิดของดาวเคราะห์ในระบบสุริยะเชื่อกันว่าเกิดขึ้นจากกระบวนการที่คล้ายคลึงกับเนบิวลา กล่าวคือมีกลุ่มเมฆฝุ่นและก๊าซในห้วงอวกาศที่มารวมตัวกันเนื่องจากอิทธิพลของแรงโน้มถ่วง ทำให้เกิดเป็นจานหมุนประกอบด้วยวัตถุสสารที่อัดแน่นจนกลายเป็นดวงอาทิตย์และดาวเคราะห์[19] ในช่วงไม่กี่ล้านปีแรกของประวัติศาสตร์ระบบสุริยะ กระบวนการอัดแน่นนี้ทำให้ชิ้นส่วนฝุ่นหินเล็กๆ รวมตัวกันและเพิ่มขนาดขึ้นเรื่อยๆ เมื่อมีการรวมตัวกันจนได้ขนาดมวลมากพอ มันจะสามารถดึงดูดวัตถุอื่นเข้ามาด้วยแรงโน้มถ่วง เกิดเป็นดาวเคราะห์ในระยะเริ่มต้น แรงโน้มถ่วงที่เพิ่มขึ้นทำให้เกิดการก่อตัวของดาวเคราะห์หินและกลุ่มก๊าซขนาดยักษ์

ดาวเคราะห์ระยะต้นที่อยู่ในย่านที่ปัจจุบันเป็นแถบดาวเคราะห์น้อย ถูกแรงโน้มถ่วงใกล้เคียงก่อกวนจนไม่สามารถรวมตัวกันได้ มันยังคงโคจรรอบดวงอาทิตย์ได้อย่างที่เคยเป็น แต่แยกสลายออกเป็นชิ้นเล็กชิ้นน้อย[20] วัตถุในย่านนั้นมีความเร็วเฉลี่ยสูงมากเกินไป และการกระจายตัวของดาวเคราะห์ระยะต้นทำให้มันมีแนวโน้มจะแตกออกมากกว่า[21] และไม่สามารถรวมตัวกันเป็นดาวเคราะห์ที่มีขนาดใหญ่เพียงพอ นอกจากนี้ยังเกิดเหตุการณ์วงโคจรทับซ้อน คือไปซ้อนกับวงโคจรของดาวพฤหัสบดี ทำให้เกิดการรบกวนการเคลื่อนที่ของวัตถุบางชิ้นและดึงพวกมันข้ามไปยังอีกวงโคจรหนึ่ง ย่านอวกาศระหว่างดาวอังคารกับดาวพฤหัสบดีมีวงโคจรทับซ้อนมากมาย บางคราวดาวพฤหัสบดีก็เคลื่อนเข้าใกล้วงโคจรด้านใน เกิดการกระตุ้นเหล่าวัตถุในย่านแถบหลักและทำให้พวกมันเพิ่มความเร็วสัมพัทธ์มากยิ่งขึ้น[22]

ในยุคเริ่มต้นของระบบสุริยะ ดาวเคราะห์น้อยมีการหลอมละลายไปส่วนหนึ่ง ทำให้องค์ประกอบภายในมีความแตกต่างอย่างมากเมื่อเทียบกับมวล วัตถุยุคดั้งเดิมบางส่วนต้องผ่านกระบวนการเปลี่ยนแปลงอย่างมากในการระเบิดของภูเขาไฟ และทำให้เกิดมหาสมุทรหินหนืด อย่างไรก็ดี เนื่องจากรูปร่างของตัววัตถุเองที่ค่อนข้างเล็ก จึงเกิดช่วงเวลาในการหลอมละลายนี้ค่อนข้างสั้น (เมื่อเทียบกับวัตถุที่ใหญ่กว่ามาก เช่น ดาวเคราะห์) และสิ้นสุดลงในราว 4,500 ล้านปีที่แล้ว ซึ่งนับเป็นเวลาหลายสิบล้านปีแรกๆ ของยุคการก่อตัว[23] ในเดือนสิงหาคม ค.ศ. 2007 มีการศึกษาผลึกเพทายในอุกกาบาตที่แอนตาร์กติกที่เชื่อว่ามีกำเนิดจากดาวเคราะห์น้อย 4 เวสต้า ผลการศึกษาชี้ว่ามันถือกำเนิดขึ้นอย่างรวดเร็วภายในช่วงสิบล้านปีแรกของการกำเนิดระบบสุริยะ ซึ่งดาวเคราะห์น้อยอื่นๆ ในแถบหลักก็น่าจะมีกำเนิดในช่วงเดียวกัน[24]

วิวัฒนาการ[แก้]

ดาวเคราะห์น้อยไม่อาจถือเป็นตัวอย่างของระบบสุริยะในยุคดั้งเดิม เพราะมันได้ผ่านกระบวนการที่ทำให้เกิดการเปลี่ยนแปลงไปจากการก่อตัวในครั้งแรกแล้ว ซึ่งรวมถึงความร้อนภายใน (ในช่วงหลายสิบล้านปีแรกๆ) การหลอมเหลวบนพื้นผิวเนื่องจากการชน การผุกร่อน (space weathering) จากการแผ่รังสี ตลอดจนการถูกชนจากสะเก็ดดาวขนาดเล็ก[25] นักวิทยาศาสตร์บางส่วนอ้างว่าดาวเคราะห์น้อยเป็นเศษที่เหลือมาจากดาวเคราะห์[26] แต่นักวิทยาศาสตร์อีกกลุ่มหนึ่งเห็นว่ามันเป็นวัตถุที่แตกต่างออกไป[27]

เชื่อกันว่า แถบดาวเคราะห์น้อยในปัจจุบันเป็นแต่เพียงส่วนเล็กๆ ส่วนหนึ่งของมวลที่เคยมีในแถบดั้งเดิม แบบจำลองทางคอมพิวเตอร์แสดงให้เห็นว่าแถบดาวเคราะห์น้อยดั้งเดิมน่าจะมีมวลมากเทียบเท่ากับมวลของโลก ทั้งนี้เนื่องจากการถูกรบกวนแรงโน้มถ่วง ทำให้สสารส่วนใหญ่ดีดตัวออกไปจากแถบหลักในราวช่วงหนึ่งล้านปีของยุคการก่อตัว คงเหลือมวลอยู่ในแถบหลักเพียงประมาณ 0.1% เท่านั้น[20] หลังจากยุคการก่อตัว ขนาดการกระจายของดาวเคราะห์น้อยในแถบหลักก็ค่อนข้างคงที่ ไม่มีสัญญาณที่ชี้ว่ามีการเพิ่มขึ้นหรือลดลงของขนาดแถบดาวเคราะห์น้อยเลย[28]

ตำแหน่งการสั่นพ้องวงโคจรกับดาวพฤหัสบดีที่ 4:1 และรัศมี 2.06 หน่วยดาราศาสตร์ อาจพิจารณาเป็นขอบเขตด้านในของแถบหลักได้ แรงรบกวนที่เกิดจากดาวพฤหัสบดีทำให้วัตถุเคลื่อนไหวไปสู่วงโคจรที่ไม่เสถียร วัตถุส่วนมากที่รวมตัวกันอยู่ด้านในของรัศมีของช่องว่างนี้จะถูกดาวอังคารเก็บกวาดไป (ระยะไกลจากดวงอาทิตย์ที่สุดอยู่ที่ประมาณ 1.67 หน่วยดาราศาสตร์) หรือมิฉะนั้นก็ถูกดีดออกไปจากการรบกวนแรงโน้มถ่วงของดาวนับแต่ยุคแรกเริ่มของระบบสุริยะ[29] ดาวเคราะห์น้อยฮังกาเรียเกาะกลุ่มกันอยู่ใกล้ดวงอาทิตย์มากกว่าระยะการสั่นพ้อง 4:1 แต่ก็ได้รับการปกป้องจากการก่อกวนนี้เนื่องจากมันมีความเอียงของวงโคจรค่อนข้างมาก[30]

เมื่อแถบหลักเริ่มมีการก่อตัวขึ้นแล้ว อุณหภูมิที่ระยะห่างจากดวงอาทิตย์ 2.7 หน่วยดาราศาสตร์ทำให้เกิด "แนวหิมะ" ขึ้นที่อุณหภูมิต่ำกว่าจุดควบแน่นของน้ำ ดาวเคราะห์ที่อยู่เกินไปกว่ารัศมีโคจรระดับนี้จะมีน้ำแข็งสะสมอยู่บนดาว[31][32] ในปี ค.ศ. 2006 มีการประกาศการค้นพบดาวหางในแถบหลักจำนวนหนึ่งซึ่งอยู่ในระยะที่เกินกว่าแนวหิมะ ซึ่งเป็นดาวหางที่น่าจะเป็นต้นกำเนิดของน้ำในมหาสมุทรของโลก เพราะตามแบบจำลองบางแบบ โลกไม่ควรจะมีปริมาณน้ำมากพอในช่วงการก่อตัวของดาวเคราะห์ที่จะทำให้เกิดมหาสมุทรขึ้นได้ แหล่งน้ำจึงน่าจะมาจากภายนอกเช่นจากการพุ่งเข้าชนของดาวหางเหล่านี้[33]

คุณลักษณะ[แก้]

ดาวเคราะห์น้อย 951 แกสปรา เป็นดาวเคราะห์น้อยดวงแรกที่ถ่ายภาพได้จากยานอวกาศ เมื่อยานกาลิเลโอเคลื่อนเข้าใกล้ในปี ค.ศ. 1991

ลักษณะตามจริงของแถบดาวเคราะห์น้อยไม่ได้เป็นไปอย่างภาพยอดนิยมในจินตนาการ เพราะที่จริงแล้วแถบดาวเคราะห์น้อยแทบจะว่างเปล่า ดาวเคราะห์น้อยจะกระจายตัวกันออกไปในพื้นที่กว้าง จนแทบจะไม่สามารถไปถึงดาวเคราะห์น้อยดวงใดดวงหนึ่งได้ถ้าไม่ตั้งเป้าหมายอย่างระมัดระวัง ถึงกระนั้นก็มีการค้นพบดาวเคราะห์น้อยแล้วกว่าแสนดวง และเชื่อว่ามีจำนวนดาวเคราะห์น้อยอยู่ทั้งหมดเป็นจำนวนหลายล้านดวง ขึ้นกับว่าจะนับวัตถุที่มีขนาดเล็กเพียงไหน มีดาวเคราะห์น้อยมากกว่า 200 ดวงที่มีขนาดเส้นผ่านศูนย์กลางมากกว่า 100 กิโลเมตร[34] ขณะที่การสำรวจด้วยคลื่นอินฟราเรดแสดงให้เห็นว่า มีดาวเคราะห์น้อยในแถบหลักราว 700,000 ถึง 1.7 ล้านดวงที่มีขนาดเส้นผ่านศูนย์กลางมากกว่า 1 กิโลเมตร[35] ความส่องสว่างปรากฏของดาวเคราะห์น้อยส่วนใหญ่ที่เป็นที่รู้จักแล้ว มีค่าอยู่ระหว่าง 11-19 โดยมีค่ามัธยฐานที่ประมาณ 16[36]

มวลรวมทั้งหมดของแถบดาวเคราะห์น้อยประมาณว่ามีค่าเท่ากับ 3.0×1021–3.6×1021 กิโลกรัม เทียบเท่ากับ 4% ของมวลของดวงจันทร์ของโลกเรา[1][2] ดาวเคราะห์น้อยขนาดใหญ่ที่สุดสี่ดวงคือ 1 ซีรีส, 4 เวสต้า, 2 พัลลัส และ 10 ไฮเจีย มีมวลรวมกันประมาณครึ่งหนึ่งของมวลทั้งหมดของแถบหลัก เฉพาะ ซีรีส ดวงเดียว ก็มีมวลนับเป็น 1 ใน 3 ของมวลทั้งหมด[3][4] ระยะห่างของวงโคจรของซีรีส ที่ 2.8 หน่วยดาราศาสตร์ ถือเป็นตำแหน่งที่เป็นจุดศูนย์กลางมวลของแถบดาวเคราะห์น้อยด้วย[37]

องค์ประกอบ[แก้]

Allende ดาวตกแบบ carbonaceous chondrite ที่ตกสู่โลกที่ประเทศเม็กซิโก เมื่อ ค.ศ. 1969

ในแถบหลักประกอบด้วยดาวเคราะห์น้อยซึ่งจัดแบ่งได้เป็น 3 ประเภท ได้แก่ ประเภท C หรือกลุ่มคาร์บอน, ประเภท S หรือกลุ่มซิลิกา และประเภท M หรือกลุ่มโลหะ

ดาวเคราะห์น้อยประเภทคาร์บอน หรือประเภท C มีองค์ประกอบที่เป็นคาร์บอนในปริมาณสูง มักพบอยู่ในบริเวณรอบนอกของแถบหลัก[38] และปรากฏอยู่ในดาวเคราะห์น้อยที่มองเห็นเป็นสัดส่วนถึงกว่า 75% มีสีออกไปทางแดงมากกว่าดาวเคราะห์น้อยประเภทอื่นๆ และมีค่าสัมประสิทธิ์การสะท้อนแสงของเทหวัตถุ (albedo) ต่ำมาก องค์ประกอบบนพื้นผิวมีลักษณะคล้ายคลึงกับอุกกาบาตแบบ carbonaceous chondrite นอกจากนี้ ในทางเคมี สเปคตรัมของดาวเคราะห์น้อยประเภทนี้คล้ายคลึงกับองค์ประกอบในยุคเริ่มแรกของระบบสุริยะอย่างมาก เพียงแต่มีส่วนประกอบที่เบากว่า และไม่มีองค์ประกอบที่สามารถระเหยได้

ดาวเคราะห์น้อยประเภทซิลิกา หรือประเภท S มักพบมากบริเวณด้านในของแถบหลัก คือมีวงโคจรจากดวงอาทิตย์น้อยกว่า 2.5 หน่วยดาราศาสตร์[38][39] สเปกตรัมพื้นผิวของดาวเคราะห์น้อยในกลุ่มนี้แสดงให้เห็นซิลิเกตจำนวนมากรวมถึงโลหะบางชนิด แต่ไม่มีร่องรอยที่เด่นชัดขององค์ประกอบคาร์บอน แสดงว่าแร่ธาตุในตัวได้ผ่านการปรับเปลี่ยนไปจากองค์ประกอบดั้งเดิม ซึ่งอาจเกิดจากการหลอมละลายหรือการก่อตัวใหม่ ดาวเคราะห์น้อยกลุ่มนี้มีค่าสัมประสิทธิ์การสะท้อนแสงค่อนข้างสูง และมีจำนวนประมาณ 17% ของจำนวนประชากรดาวเคราะห์น้อยทั้งหมด

ดาวเคราะห์น้อยประเภท M ซึ่งมีแร่ธาตุโลหะอยู่มากมีจำนวนประมาณ 10% ของจำนวนทั้งหมด ค่าสเปกตรัมแสดงให้เห็นองค์ประกอบของเหล็ก-นิกเกิล เชื่อว่าบางดวงก่อตัวมาจากแกนกลางโลหะของดาวเคราะห์น้อยดั้งเดิมที่มีการเปลี่ยนรูปเนื่องจากการชน อย่างไรก็ดีดาวเคราะห์น้อยในกลุ่มซิลิกาบางส่วนก็อาจให้ผลสเปกตรัมแบบเดียวกันนี้ด้วย ตัวอย่างเช่น ดาวเคราะห์น้อยประเภท M ขนาดใหญ่ 22 Kalliope ซึ่งไม่มีร่องรอยองค์ประกอบดั้งเดิมที่เป็นโลหะ[40] ภายในแถบหลัก การกระจายตัวของดาวเคราะห์ประเภท M มีค่าสูงสุดที่กึ่งแกนเอกประมาณ 2.7 หน่วยดาราศาสตร์[41] ยังไม่ชัดเจนว่าดาวเคราะห์น้อยประเภท M ทั้งหมดมีองค์ประกอบอย่างเดียวกันหรือไม่ มันอาจมีองค์ประกอบที่แตกต่างกันมากมายซึ่งไม่อาจจัดเข้าเป็นประเภท C และ S ได้เท่านั้นเอง[42]

ยังมีความลึกลับประการหนึ่งของแถบดาวเคราะห์น้อยเกี่ยวกับร่องรอยของดาวเคราะห์น้อยประเภท V หรือพวกที่มีบะซอลต์[43] ตามทฤษฎีเกี่ยวกับการก่อตัวของดาวเคราะห์น้อยได้ทำนายว่าวัตถุขนาดใหญ่อย่างเวสต้าหรือที่ใหญ่กว่านั้นจะมีโครงสร้างส่วนที่เป็นแผ่นและส่วนที่เป็นชั้นเนื้อ ซึ่งน่าจะมีองค์ประกอบหลักเป็นหินบะซอลต์ ทำให้จำนวนดาวเคราะห์น้อยมากกว่าครึ่งจะต้องมีองค์ประกอบอย่างใดอย่างหนึ่งไม่ว่าจะเป็นบะซอลต์หรือโอลิวีน อย่างไรก็ดี ผลการสังเกตการณ์แสดงว่า 99% ของสสารที่ควรจะเป็นบะซอลต์กลับหายไป[44] จนกระทั่งปี ค.ศ. 2001 ก็ยังเชื่อว่าวัตถุโครงสร้างบะซอลต์ส่วนใหญ่ที่ค้นพบในแถบหลักน่าจะมีกำเนิดมาจากดาวเคราะห์น้อยเวสต้า (เหตุนี้มันจึงได้ชื่อประเภท V) อย่างไรก็ดี การค้นพบดาวเคราะห์น้อย 1459 Magnya ได้เผยให้เห็นความแตกต่างเล็กน้อยขององค์ประกอบทางเคมีของดาวเคราะห์น้อยบะซอลต์อื่นๆ ที่ค้นพบจนถึงเวลานั้น บ่งชี้ว่ามันมีกำเนิดมาจากต่างแหล่งกัน[44] สมมุติฐานนี้ได้รับการสนับสนุนจากการค้นพบดาวเคราะห์น้อยเพิ่มเติมในแถบด้านนอกอีก 2 ดวงในปี ค.ศ. 2007 คือ 7472 Kumakiri และ (10537) 1991 RY16 ซึ่งมีองค์ประกอบบะซอลต์ที่แตกต่างออกไปอีกเป็นการยืนยันว่ามันไม่ได้มีกำเนิดมาจากเวสต้า นับถึงปัจจุบัน ดาวเคราะห์น้อย 2 ดวงนี้ถือเป็นดาวเคราะห์น้อยประเภท V เพียง 2 ดวงเท่านั้นที่ค้นพบในแถบด้านนอก[43]

อุณหภูมิในแถบดาวเคราะห์น้อยมีความแตกต่างกันมากตามระยะห่างจากดวงอาทิตย์ สำหรับอนุภาคฝุ่นในแถบ อุณหภูมิทั่วไปมีค่าระหว่าง 200 K (−73 °C) ที่ระยะ 2.2 หน่วยดาราศาสตร์ ลงไปจนถึง 165 K (−108 °C) ที่ 3.2 หน่วยดาราศาสตร์[45] ทว่าเมื่อคำนึงถึงการหมุนรอบตัวเอง อุณหภูมิพื้นผิวของดาวเคราะห์น้อยก็อาจเปลี่ยนแปลงไปมากในแต่ละด้านเนื่องจากรังสีของดวงอาทิตย์และพื้นหลังระหว่างดาว

วงโคจรและการหมุนตัว[แก้]

ดาวเคราะห์น้อยส่วนใหญ่ในแถบหลักมีค่าความเยื้องศูนย์กลางของวงโคจรต่ำกว่า 0.4 และมีความเอียงของวงโคจรน้อยกว่า 30° โดยที่มีค่าการกระจายตัวสูงสุดของความเยื้องศูนย์กลางประมาณ 0.07 และการกระจายของความเอียงวงโคจรไม่ถึง 4°[36] ดังนั้น แม้ดาวเคราะห์น้อยโดยทั่วไปจะมีวงโคจรค่อนข้างเป็นวงกลมและอยู่ในระนาบใกล้เคียงกับระนาบของดาวเคราะห์ แต่ก็อาจมีวงโคจรของดาวเคราะห์น้อยบางดวงที่บิดเบี้ยวออกไปมาก หรือเคลื่อนตัวออกไปไกลจากระนาบนี้

ในบางครั้ง คำว่า "แถบหลัก" มักใช้อ้างถึงดาวเคราะห์น้อยส่วนใหญ่ที่อยู่บริเวณ "แกนกลาง" ของกลุ่ม ซึ่งมีจำนวนดาวเคราะห์น้อยอยู่รวมกันอย่างหนาแน่น ในกลุ่มของแถบหลักนี้มีค่าความเยื้องศูนย์กลางของวงโคจรประมาณ 0.33 และความเอียงวงโคจรประมาณ 20° "แกนกลาง" ของกลุ่มดาวเคราะห์น้อยนี้เป็นศูนย์รวมของมวลมากกว่า 93.4% ของจำนวนดาวเคราะห์ขนาดเล็กในระบบสุริยะทั้งหมด[46]

การวัดรอบการหมุนของดาวเคราะห์น้อยขนาดใหญ่ในแถบหลักแสดงให้เห็นว่ามีเขตจำกัดล่างอยู่ ไม่มีดาวเคราะห์น้อยดวงใดที่มีเส้นผ่านศูนย์กลางใหญ่กว่า 100 เมตรจะมีคาบการหมุนรอบตัวเองต่ำกว่า 2.2 ชั่วโมงเลย สำหรับดาวเคราะห์น้อยที่มีคาบการหมุนเฉลี่ยเร็วกว่านี้ แรงเหวี่ยงที่พื้นผิวจะมีค่าสูงกว่าแรงโน้มถ่วง ทำให้วัตถุพื้นผิวที่ไม่ติดแน่นสามารถหลุดออกไปได้ อย่างไรก็ดี วัตถุที่เป็นของแข็งจะสามารถหมุนได้อย่างรวดเร็วกว่า จากเหตุผลนี้แสดงว่าดาวเคราะห์น้อยส่วนมากที่มีเส้นผ่านศูนย์กลางมากกว่า 100 เมตรมีองค์ประกอบค่อนข้างยืดหยุ่นอันเกิดจากการสะสมของเศษหินดินทราบที่ถมกันไว้จากการปะทะกันระหว่างดาวเคราะห์น้อย[47]

ช่องว่างเคิร์กวูด[แก้]

แผนภาพแสดงการกระจายตัวของดาวเคราะห์น้อยตามกึ่งแกนเอกต่างๆ ตามค่าแกนของแถบหลัก ตำแหน่งลูกศรชี้คือตำแหน่งช่องว่างเคิร์กวูด
ดูบทความหลักที่: ช่องว่างเคิร์กวูด

กึ่งแกนเอกของดาวเคราะห์น้อยดวงหนึ่งๆ ใช้สำหรับอธิบายขนาดของวงโคจรรอบดวงอาทิตย์ ค่าตัวเลขอธิบายถึงรอบการโคจรของดาวเคราะห์น้อยดวงนั้น ในปี ค.ศ. 1866 แดเนียล เคิร์กวูด ประกาศการค้นพบช่องว่างของวงโคจรของดาวเคราะห์น้อยที่โคจรรอบดวงอาทิตย์ ช่องว่างนี้อยู่ในบริเวณที่ระยะโคจรรอบดวงอาทิตย์เป็นสัดส่วนจำนวนเต็มของรอบการโคจรของดาวพฤหัสบดี เคิร์กวูดเสนอแนวคิดว่านี่เป็นผลกระทบจากแรงโน้มถ่วงของดาวเคราะห์ทำให้ดาวเคราะห์น้อยถูกไล่ออกไปจากแนวโคจรของตน[48]

เมื่อค่าเฉลี่ยรอบโคจรของดาวเคราะห์น้อยมีค่าเป็นสัดส่วนจำนวนเต็มของค่ารอบโคจรของดาวพฤหัสบดี จะเกิดการสั่นพ้องของวงโคจรที่รุนแรงพอจะผลักดาวเคราะห์น้อยในตำแหน่งนั้นออกไปยังระดับวงโคจรใหม่ ดาวเคราะห์น้อยที่บังเอิญอยู่ในตำแหน่งที่เป็นช่องว่างของวงโคจร (ไม่ว่าจะอยู่มาแต่เดิมจากผลของวงโคจรดาวพฤหัสบดี[49] หรือจากผลของแรงผลักครั้งก่อน หรือจากการปะทะระหว่างดาว) ก็จะถูกแรงผลักอย่างแรงส่งไปยังตำแหน่งกึ่งแกนเอกใหม่ซึ่งอาจมากขึ้นหรือน้อยกว่าเดิมก็ได้

ช่องว่างเหล่านี้ไม่ได้เป็นที่ว่างคงที่เมื่อเปรียบเทียบกับการเคลื่อนที่ของดาวเคราะห์น้อย ณ เวลาใดเวลาหนึ่ง เพราะวงโคจรของดาวเคราะห์น้อยนั้นเป็นวงรี และดาวเคราะห์น้อยจำนวนมากก็ยังเคลื่อนที่ข้ามไปมาผ่านช่วงรัศมีของช่องว่างเหล่านั้น ความหนาแน่นของดาวเคราะห์น้อยภายในขอบเขตของช่องว่างจึงอาจไม่มีการเปลี่ยนแปลงมากจนมีนัยสำคัญมากนักเมื่อเปรียบเทียบกับอาณาบริเวณโดยรอบ[37]

ช่องว่างหลักปรากฏอยู่ที่ตำแหน่ง 3:1, 5:2, 7:3, และ 2:1 ของค่าการสั่นพ้องวงโคจรกับดาวพฤหัสบดี หมายความว่า ดาวเคราะห์น้อยที่อยู่ในช่องว่างเคิร์กวูด 3:1 จะโคจรรอบดวงอาทิตย์ไป 3 รอบสำหรับวงโคจรของดาวพฤหัสบดี 1 รอบ นอกจากนี้ อาจมีการสั่นพ้องอย่างอ่อนๆ เกิดขึ้นที่ค่ากึ่งแกนเอกอื่นๆ ซึ่งมีดาวเคราะห์น้อยอยู่ในตำแหน่งดังกล่าวอย่างเบาบางก็เป็นได้ (ตัวอย่างเช่น การสั่นพ้องที่ตำแหน่ง 8:3 ของดาวเคราะห์น้อยที่มีค่ากึ่งแกนเอกเท่ากับ 2.71 หน่วยดาราศาสตร์ เป็นต้น)[50]

ดาวเคราะห์น้อยโดยหลักๆ ทั้งหมดจะแบ่งออกได้เป็น 3 พื้นที่ใหญ่ๆ โดยยึดถือเอาช่องว่างเคิร์กวูดที่โดดเด่นมาเป็นหลักในการจัดแบ่ง พื้นที่ที่หนึ่งอยู่ระหว่างช่องว่างเคิร์กวูดในบริเวณการสั่นพ้องที่ 4:1 (2.06 หน่วยดาราศาสตร์) จนถึงช่องว่างของการสั่นพ้องที่ 3:1 (2.5 หน่วยดาราศาสตร์) พื้นที่ที่สองอยู่ต่อจากรอยต่อของพื้นที่ที่หนึ่งไปจนถึงช่องว่างที่ตำแหน่ง 5:2 (2.82 หน่วยดาราศาสตร์) พื้นที่ที่สามอยู่ต่อเนื่องจากขอบนอกของพื้นที่ที่สองไปจนถึงช่องว่างที่ตำแหน่ง 2:1 (3.28 หน่วยดาราศาสตร์)[51]

แถบดาวเคราะห์น้อยหลักยังอาจแบ่งออกเป็นแถบด้านในและแถบด้านนอก โดยที่แถบด้านในคือดาวเคราะห์น้อยที่มีวงโคจรใกล้กับดาวอังคารมากกว่าช่องว่างเคิร์กวูดที่ 3:1 (2.5 หน่วยดาราศาสตร์) ส่วนแถบด้านนอกคือดาวเคราะห์น้อยส่วนที่เหลือซึ่งอยู่ใกล้กับวงโคจรของดาวพฤหัสบดีมากกว่า (นักวิชาการบางคนแบ่งแถบด้านในกับแถบด้านนอกที่ช่องว่างเคิร์กวูด 2:1 (3.3 หน่วยดาราศาสตร์) ขณะที่บางคนก็แบ่งออกเป็นสามส่วนตามจำนวนช่องว่างเคิร์กวูด คือแถบใน แถบกลาง และแถบนอก)

การปะทะ[แก้]

แสงจักรราศี ที่เกิดจากฝุ่นในแถบหลัก

จำนวนประชากรดาวเคราะห์น้อยอันหนาแน่นในแถบหลักทำให้มีสภาวะแวดล้อมที่เปลี่ยนแปลงสูงมาก การปะทะกันระหว่างดาวเคราะห์น้อยสามารถเกิดขึ้นได้บ่อยๆ (ตามมาตรเวลาในทางดาราศาสตร์) ประมาณว่าดาวเคราะห์น้อยในแถบหลักที่มีขนาดรัศมีเฉลี่ยมากกว่า 10 กิโลเมตรอาจมีการปะทะกันหนึ่งครั้งในทุกๆ 10 ล้านปี[52] ผลจากการปะทะทำให้ดาวเคราะห์น้อยแตกออกเป็นชิ้นที่เล็กลงหลายชิ้น (เป็นที่มาของตระกูลดาวเคราะห์น้อย) ในทางกลับกัน การปะทะที่เกิดขึ้นด้วยความเร็วสัมพัทธ์ค่อนข้างต่ำอาจทำให้ดาวเคราะห์น้อยสองดวงรวมเข้าเป็นดวงเดียวก็ได้ กระบวนการปะทะกันเหล่านี้ดำเนินมาเป็นเวลากว่า 4 พันล้านปีและทำให้ประชากรดาวเคราะห์น้อยในแถบหลักปัจจุบันแตกต่างไปจากประชากรในยุคแรกๆ อย่างมาก

นอกเหนือจากตัวดาวเคราะห์น้อยเองแล้ว ในแถบหลักยังมีแถบฝุ่นจำนวนมากที่มีขนาดอนุภาคเพียงไม่กี่ร้อยไมโครเมตร เศษฝุ่นละเอียดเหล่านี้ส่วนหนึ่งเกิดขึ้นจากการปะทะระหว่างดาวเคราะห์น้อย อีกส่วนหนึ่งจากการที่ดาวเคราะห์น้อยถูกอุกกาบาตขนาดเล็กพุ่งชน แรงดันจากการแผ่รังสีสุริยะทำให้เศษฝุ่นเหล่านี้ค่อยๆ หมุนควงเข้าหาดวงอาทิตย์ ซึ่งเป็นผลจากปรากฏการณ์พอยน์ทิง-โรเบิร์ตสัน[53]

ฝุ่นละเอียดของดาวเคราะห์น้อยเหล่านี้ ประกอบกับสารที่ดาวหางปล่อยทิ้งออกมา เป็นต้นเหตุของการเกิดแสงจักรราศี แสงสว่างเรืองรองจางๆ นี้สามารถมองเห็นได้ในเวลากลางคืนในตำแหน่งสุริยวิถีหลังจากดวงอาทิตย์ลับขอบฟ้า อนุภาคที่ทำให้เกิดแสงจักรราศีที่มองเห็นได้มีขนาดรัศมีเฉลี่ยประมาณ 40 ไมโครเมตร อายุเฉลี่ยของอนุภาคเหล่านี้อยู่ที่ประมาณ 700,000 ปี ดังนั้นเพื่อจะให้มีแถบฝุ่นนี้อยู่อย่างสม่ำเสมอ จะต้องมีอนุภาคใหม่ๆ เกิดขึ้นจากแถบหลักอย่างต่อเนื่อง[53]

ดาวตก[แก้]

เศษดินและหินจากการปะทะกันของดาวเคราะห์น้อยอาจกลายมาเป็นสะเก็ดดาวที่หลุดเข้ามายังชั้นบรรยากาศของโลกได้[54] มากกว่า 99.8% ของสะเก็ดดาวจำนวนกว่า 30,000 ดวงที่พบบนโลกนับถึงปัจจุบันเชื่อว่ามีกำเนิดมาจากแถบดาวเคราะห์น้อย[55] การศึกษาร่วมระหว่างสหรัฐอเมริกากับสาธารณรัฐเชคในเดือนกันยายน ค.ศ. 2007 ได้แสดงให้เห็นถึงการปะทะระหว่างวัตถุขนาดใหญ่กับดาวเคราะห์น้อย 298 Baptistina ซึ่งทำให้เกิดชิ้นส่วนมากมายขึ้นในระบบสุริยะชั้นใน เชื่อว่าเศษชิ้นส่วนเหล่านี้น่าจะเป็นต้นเหตุของแอ่งไทโคบนดวงจันทร์ และแอ่ง Chicxulub ในประเทศเม็กซิโก อันเป็นซากที่หลงเหลืออยู่จากการปะทะของวัตถุขนาดใหญ่มากที่ทำให้เกิดการสูญพันธุ์ของไดโนเสาร์เมื่อ 65 ล้านปีที่แล้ว[56]

ดาวเคราะห์น้อยขนาดใหญ่[แก้]

ดาวเคราะห์แคระซีรีส

มีวัตถุขนาดใหญ่อยู่ 4 ชิ้นในแถบหลัก คือ ซีรีส เวสตา พัลลัส และไฮเจีย ซึ่งทำให้มันถูกแยกออกไปจากสถานะดาวเคราะห์ตามปกติ ทว่าการพิจารณาความเป็นดาวเคราะห์มีขอบเขตส่วนหนึ่งว่าด้วยสมดุลของน้ำบนดาวดวงนั้น และวัตถุทั้งสี่นี้ก็มีปริมาณน้ำอยู่อย่างก้ำกึ่ง ทั้งยังมีคุณลักษณะหลายอย่างที่สอดคล้องกับความเป็นดาวเคราะห์ แต่ก็ยังมีคุณสมบัติอื่นที่ใกล้เคียงก้อนหินดาวเคราะห์น้อยอยู่

ซีรีสเป็นวัตถุเพียงชิ้นเดียวในแถบหลักที่มีขนาดใหญ่พอจะสร้างแรงโน้มถ่วงของตัวเองขึ้นและทำให้มีลักษณะค่อนข้างกลม ดังนั้น เมื่อพิจารณาจากคำนิยามดาวเคราะห์ของสหภาพดาราศาสตร์สากลเมื่อปี ค.ศ. 2006 ปัจจุบันจึงนับว่าซีรีสเป็นดาวเคราะห์แคระ[57] ส่วนอีกสามดวงก็มีโอกาสจะได้รับการจัดสถานะใหม่เช่นกัน[58][59] ซีรีสมีค่าความส่องสว่างสัมบูรณ์ที่ประมาณ 3.32 ซึ่งสูงกว่าดาวเคราะห์น้อยดวงอื่นๆ มาก[60] เป็นไปได้ว่าอาจมีพื้นผิวที่เป็นน้ำแข็ง[61] ซีรีสมีองค์ประกอบที่แบ่งแยกได้เช่นเดียวกับลักษณะของดาวเคราะห์ คือมีส่วนพื้นผิว ส่วนเปลือก และส่วนแกน[61] เวสตาเองก็มีองค์ประกอบภายในที่แบ่งแยกได้เช่นเดียวกัน แม้ว่ามันจะอยู่ภายใน "แนวหิมะ" ของระบบสุริยะและไม่มีองค์ประกอบของน้ำ[62] แต่มีองค์ประกอบส่วนใหญ่เป็นหินบะซอลต์[63] สำหรับพัลลัสเป็นวัตถุที่ผิดปกติ มันหมุนรอบตัวเองในแนวตะแคงคล้ายกับดาวยูเรนัส ขั้วด้านหนึ่งชี้ไปยังดวงอาทิตย์และอีกด้านหนึ่งชี้ออกไปนอกระบบ[64] องค์ประกอบของพัลลัสคล้ายคลึงกับของซีรีส คือมีคาร์บอนและซิลิกอนในปริมาณสูง[65] ส่วนดวงสุดท้ายคือ ไฮเจีย เป็นดาวเคราะห์น้อยที่มีองค์ประกอบส่วนใหญ่เป็นคาร์บอน และอยู่ใกล้ระนาบสุริยะมากกว่าดาวเคราะห์น้อยขนาดใหญ่ดวงอื่นๆ[66]

ตระกูลและกลุ่มดาวเคราะห์น้อย[แก้]

ดูบทความหลักที่: ตระกูลดาวเคราะห์น้อย
แผนภาพระหว่างความเอียงวงโคจรของดาวเคราะห์น้อย (ip) กับความเยื้องศูนย์กลางของวงโคจร (ep) แสดงให้เห็นกลุ่มและตระกูลต่างๆ ของดาวเคราะห์น้อย

ปี ค.ศ. 1918 นักดาราศาสตร์ชาวญี่ปุ่นชื่อ คิโยสุกุ ฮิรายามะ สังเกตพบว่าวงโคจรของดาวเคราะห์น้อยบางดวงมีองค์ประกอบที่คล้ายคลึงกันมาก และได้จัดกลุ่มหรือตระกูลของดาวเคราะห์น้อยขึ้น[67]

ดาวเคราะห์น้อยประมาณหนึ่งส่วนในสามส่วนของดาวเคราะห์น้อยทั้งหมดในแถบหลักจะเป็นสมาชิกของตระกูลดาวเคราะห์น้อยตระกูลใดตระกูลหนึ่ง ดาวเคราะห์น้อยเหล่านี้มีลักษณะวงโคจรใกล้เคียงกัน เช่นค่ากึ่งแกนเอก ค่าความเบี้ยวศูนย์กลาง และค่าระนาบวงโคจร รวมถึงคุณสมบัติทางแสงที่คล้ายคลึงกัน สิ่งเหล่านี้แสดงว่าดาวเคราะห์น้อยเหล่านี้มีต้นกำเนิดมาจากวัตถุเดียวกันแล้วจึงแตกออกเป็นชิ้นเล็กชิ้นน้อย จากแผนภาพแสดงตำแหน่งวัตถุที่เป็นสมาชิกในแถบหลักแสดงให้เห็นความหนาแน่นของวัตถุในบางตำแหน่งซึ่งส่อถึงตระกูลดาวเคราะห์น้อย ประมาณได้ว่ามีความสัมพันธ์ที่สอดคล้องกันเช่นนี้อยู่ราว 20-30 กลุ่มที่น่าจะเป็นดาวเคราะห์น้อยตระกูลเดียวกัน นอกจากนี้ยังมีกลุ่มที่มีความสัมพันธ์ที่สอดคล้องกันน้อยลงมา เราสามารถแยกแยะตระกูลดาวเคราะห์น้อยได้จากวัตถุที่มีคุณสมบัติทางแสงตรงกัน[68] ส่วนดาวเคราะห์น้อยที่มีความสัมพันธ์น้อยลงมาจะเรียกว่า กลุ่มหรือกระจุกดาวเคราะห์น้อย

ตระกูลดาวเคราะห์น้อยที่โดดเด่นในแกนหลัก (เรียงตามค่ากึ่งแกนเอกที่เพิ่มขึ้น) ได้แก่ ฟลอรา ยูโนมา โคโรนิส อีออส และ เทมิส[69] ตระกูลฟลอราเป็นหนึ่งในตระกูลที่ใหญ่ที่สุดโดยมีสมาชิกถึงกว่า 800 ดวง น่าจะเกิดการปะทะภายในเวลาไม่ถึงหนึ่งล้านปีก่อน[70] ดาวเคราะห์น้อยที่ใหญ่ที่สุดในตระกูลนี้และน่าจะเป็นสมาชิกแท้จริง คือ เวสตา (ตรงข้ามกับกรณีของซีรีสที่น่าจะเป็นความเกี่ยวข้องโดยบังเอิญในตระกูลเกฟิออน) เชื่อว่าดาวเคราะห์น้อยในตระกูลของเวสตาน่าจะเกิดจากการปะทะหรือเข้าชนเวสตานั่นเอง กลุ่มอุกกาบาต HED ก็น่าจะมีกำเนิดมาจากเวสตาเนื่องจากการปะทะเช่นกัน[71]

นอกจากนี้ยังพบว่าแถบฝุ่นขนาดใหญ่ 3 แถบในแถบดาวเคราะห์น้อยหลักที่มีระนาบวงโคจรใกล้เคียงกับตระกูลดาวเคราะห์น้อยอีออส โคโรนิส และเทมิส จึงเป็นไปได้ว่าแถบฝุ่นเหล่านั้นเคยเป็นส่วนหนึ่งในกลุ่มเหล่านี้ด้วย[72]

ขอบของแถบหลัก[แก้]

ตลอดแนวริมขอบด้านในของแถบดาวเคราะห์น้อย (ในระยะตั้งแต่ 1.78 ถึง 2.0 หน่วยดาราศาสตร์ โดยมีค่ากึ่งแกนเอกเฉลี่ยที่ 1.9 หน่วยดาราศาสตร์) เป็นดาวเคราะห์ขนาดเล็กในตระกูลฮังการี ซึ่งได้ชื่อมาจากสมาชิกหลักของกลุ่มคือดาวเคราะห์น้อย 434 ฮังกาเรีย ดาวเคราะห์น้อยในกลุ่มนี้ได้รับการตั้งชื่อแล้วอย่างน้อย 52 ดวง โดยแยกตัวออกมาจากแถบหลักด้วยช่องว่างเคิร์กวูด 4:1 และมีความเอียงของวงโคจรค่อนข้างมาก สมาชิกบางส่วนในกลุ่มอยู่ในจำนวนดาวเคราะห์น้อยที่ตัดวงโคจรของดาวอังคารด้วย จึงถูกแรงโน้มถ่วงรบกวนจากดาวอังคารทำให้จำนวนสมาชิกในกลุ่มนี้ลดน้อยลง[73]

กลุ่มที่มีความเอียงวงโคจรค่อนข้างสูงอีกกลุ่มหนึ่งบนแถบด้านในของแถบหลัก คือตระกูลโฟไคยา (Phocaea) ดาวเคราะห์น้อยในกลุ่มนี้มีพื้นฐานเป็นดาวเคราะห์น้อยประเภท S ขณะที่ดาวเคราะห์น้อยเพื่อนบ้านอย่างตระกูลฮังกาเรียมีประเภท E อยู่ด้วย[74] กลุ่มของดาวเคราะห์น้อยตระกูลโฟไคยามีวงโคจรอยู่ระหว่าง 2.25 ถึง 2.5 หน่วยดาราศาสตร์จากดวงอาทิตย์

สำหรับตระกูลดาวเคราะห์น้อยที่แถบด้านนอกของแถบหลัก ได้แก่ กลุ่มคีเบลี (Cybele) ซึ่งมีวงโคจรระหว่าง 3.3 ถึง 3.5 หน่วยดาราศาสตร์ มีความสั่นพ้องของวงโคจร 7:4 กับดาวพฤหัสบดี ดาวเคราะห์น้อยตระกูลฮิลดา (Hilda) มีวงโคจรระหว่าง 3.5 ถึง 4.2 หน่วยดาราศาสตร์ โดยลักษณะของวงโคจรค่อนข้างกลม และมีความสั่นพ้องวงโคจร 3:2 กับดาวพฤหัสบดี นอกจากนี้ยังมีดาวเคราะห์น้อยอีกจำนวนหนึ่งที่อยู่ไกลเกินกว่า 4.2 หน่วยดาราศาสตร์ไปจนกระทั่งถึงวงโคจรของดาวพฤหัสบดี ในบริเวณนี้จะสามารถพบดาวเคราะห์น้อยตระกูลทรอย ซึ่งจำนวนมากมายเกือบเท่ากับดาวเคราะห์น้อยที่มีอยู่ในแถบหลักทีเดียว[75]

ตระกูลใหม่[แก้]

มีตระกูลดาวเคราะห์น้อยบางส่วนที่เพิ่งเกิดขึ้นไม่นานนัก ตามความหมายทางดาราศาสตร์ เช่น กระจุกดาวเคราะห์น้อยคาริน เพิ่งเกิดขึ้นประมาณ 5.7 ล้านปีก่อนจากการปะทะกับดาวเคราะห์น้อยดั้งเดิมขนาดรัศมี 16 กิโลเมตร[76] ดาวเคราะห์น้อยตระกูลเวริตัสเกิดขึ้นเมื่อประมาณ 8.3 ล้านปีก่อน โดยมีหลักฐานรวมถึงฝุ่นระหว่างดาวเคราะห์ที่เก็บได้จากตะกอนในมหาสมุทร[77]

ย้อนหลังไปไกลกว่านั้น กระจุกดาวเคราะห์น้อยดาทูรา ดูจะก่อตัวขึ้นประมาณ 450,000 ปีก่อนจากการปะทะกับแถบดาวเคราะห์น้อยหลัก ระยะเวลานี้ประเมินจากความน่าจะเป็นที่สมาชิกในกระจุกมีวงโคจรอย่างที่เป็นอยู่ในปัจจุบันมากยิ่งกว่าหลักฐานทางกายภาพอื่นๆ อย่างไรก็ดี กระจุกดาวเคราะห์น้อยนี้อาจเป็นแหล่งกำเนิดของฝุ่นแสงจักรราศีก็เป็นได้[78] แต่กระจุกดาวเคราะห์น้อยอื่นที่เพิ่งเกิดขึ้นไม่นาน เช่น กระจุกดาวเคราะห์น้อยเอียนนินิ (Iannini) (ประมาณ 1-5 ล้านปีก่อน) ก็อาจเป็นแหล่งที่มาเพิ่มเติมของบรรดาฝุ่นดาวเคราะห์น้อยเหล่านี้ก็ได้[79]

การสำรวจ[แก้]

ภาพวาดโดยศิลปิน แสดงยานอวกาศดอว์น กับดาวเคราะห์น้อยเวสตา (ซ้าย) และดาวเคราะห์น้อยซีรีส (ขวา)

ยานสำรวจอวกาศลำแรกที่เดินทางผ่านแถบดาวเคราะห์น้อยคือ ยานไพโอเนียร์ 10 ซึ่งเข้าสู่ย่านนี้เมื่อวันที่ 16 กรกฎาคม ค.ศ. 1972 ในครั้งนั้นมีความวิตกกังวลกันอยู่ว่ายานจะถูกวัตถุในแถบหลักชนหรือทำให้เกิดความเสียหาย แต่ยานสำรวจอวกาศก็สามารถเดินทางผ่านแถบดาวเคราะห์น้อยไปได้อย่างปลอดภัย หลังจากนั้นมียานเดินทางผ่านอีก 9 ลำโดยไม่มีอุบัติเหตุใดๆ เลย ยานไพโอเนียร์ 11 วอยเอจเจอร์ 1 วอยเอจเจอร์ 2 และ ยูลีซิส เดินทางผ่านแถบหลักโดยไม่ได้ถ่ายภาพ ยานกาลิเลโอถ่ายภาพดาวเคราะห์น้อย 951 แกสปราในปี ค.ศ. 1991 และภาพ 243 ไอดา ในปี ค.ศ. 1993 ยานเนียร์ ถ่ายภาพ 253 แมธิลด์เมื่อ ค.ศ. 1997 ยานคาสสินีถ่ายภาพ 2685 Masursky ในปี ค.ศ. 2000 ยานสตาร์ดัสต์ถ่ายภาพ 5535 แอนน์แฟรงค์ ในปี ค.ศ. 2002 ยานนิวฮอไรซันส์ถ่ายภาพ 132524 APL ในปี ค.ศ. 2006 และยานโรเซตตา ถ่ายภาพ 2867 Šteins ในปี ค.ศ. 2008[80] ความหนาแน่นของดาวเคราะห์น้อยในแถบหลักนั้นต่ำมาก จนโอกาสที่ยานสำรวจจะชนเข้ากับดาวเคราะห์น้อยดวงใดดวงหนึ่งน้อยถึงหนึ่งในพันล้านทีเดียว[81]

ภาพถ่ายของดาวเคราะห์น้อยที่ถ่ายจากยานอวกาศนับจนถึงปัจจุบันล้วนเป็นการถือโอกาสเก็บภาพระหว่างที่ยานเดินทางผ่านโดยมุ่งหน้าไปยังเป้าหมายตามภารกิจของแต่ละยาน มีเพียงยานเนียร์และยาน Hayabusa ที่มีเป้าหมายในการศึกษาระยะเวลาวงโคจรของดาวเคราะห์น้อยรวมถึงข้อมูลพื้นผิว ซึ่งเป็นการศึกษาดาวเคราะห์น้อยใกล้โลกเท่านั้น ส่วนยานอวกาศดอว์น ได้รับมอบหมายพิเศษให้สำรวจดาวเคราะห์น้อยเวสตาและซีรีสในแถบหลัก ถ้ายานยังคงสามารถทำงานได้หลังการสำรวจดาวเคราะห์น้อยขนาดใหญ่ทั้งสองแล้ว ก็จะได้รับภารกิจสำรวจต่อเนื่องออกไปอีก[82]

ดูเพิ่ม[แก้]

อ้างอิง[แก้]

  1. 1.0 1.1 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.
  2. 2.0 2.1 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.
  3. 3.0 3.1 For recent estimates of the masses of Ceres, 4 Vesta, 2 Pallas and 10 Hygiea, see the references in the infoboxes of their respective articles.
  4. 4.0 4.1 Yeomans, Donald K. (July 13, 2006). JPL Small-Body Database Browser. NASA JPL. Retrieved on 2007-04-25.
  5. 5.0 5.1 5.2 J. Hilton (2001). When Did the Asteroids Become Minor Planets?. US Nava Observatory.
  6. 6.0 6.1 Dawn: A Journey to the Beginning of the Solar System. Space Physics Center: UCLA (2005).
  7. 7.0 7.1 Michael Hoskin. BODE'S LAW AND THE DISCOVERY OF CERES. Churchill College, Cambridge.
  8. 8.0 8.1 "Call the police! The story behind the discovery of the asteroids" . Astronomy Now (June 2007): 60–61.
  9. Prof. Richard Pogge (2006). Introduction to Solar System Astronomy: Lecture 45: Is Pluto a Planet?. An Introduction to Solar System Astronomy. Ohio State University.
  10. etymonline: asteroid
  11. DeForest, Jessica (2000). Greek and Latin Roots. Michigan State University.
  12. 12.0 12.1 Staff (2002). Astronomical Serendipity. NASA JPL.
  13. Is it a coincidence that most of the planets fall within the Titius-Bode law's boundaries?. astronomy.com.
  14. Hughes, David W. (2007). A Brief History of Asteroid Spotting. BBC.
  15. Asteroid Discovery From 1980 - 2010
  16. MPC Archive Statistics
  17. A Brief History of Asteroid Spotting. Open2.net.
  18. Masetti, M.; Mukai, K. (December 1, 2005). Origin of the Asteroid Belt. NASA Goddard Spaceflight Center.
  19. Watanabe, Susan (July 20, 2001). Mysteries of the Solar Nebula. NASA.
  20. 20.0 20.1 Petit, J.-M.; Morbidelli, A.; Chambers, J. (2001). "The Primordial Excitation and Clearing of the Asteroid Belt" (PDF). Icarus 153: 338-347.
  21. Edgar, R.; Artymowicz, P. (2004). "Pumping of a Planetesimal Disc by a Rapidly Migrating Planet" (PDF). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 354 (3): 769–772.
  22. Scott, E. R. D. (March 13–17, 2006). "Constraints on Jupiter's Age and Formation Mechanism and the Nebula Lifetime from Chondrites and Asteroids". Proceedings 37th Annual Lunar and Planetary Science Conference, League City, Texas: Lunar and Planetary Society.
  23. Taylor, G. J.; Keil, K.; McCoy, T.; Haack, H.; Scott, E. R. D. (1993). "Asteroid differentiation - Pyroclastic volcanism to magma oceans". Meteoritics 28 (1): 34-52.
  24. Karen Kelly (2007). "U of T researchers discover clues to early solar system". University of Toronto.
  25. Clark, B. E.; Hapke, B.; Pieters, C.; Britt, D. (2002). "Asteroid Space Weathering and Regolith Evolution". University of Arizona. Michael J. Gaffey (1996). "The Spectral and Physical Properties of Metal in Meteorite Assemblages: Implications for Asteroid Surface Materials". Keil K. (2000). "Thermal alteration of asteroids: evidence from meteorites". Planetary and Space Science. Baragiola, R. A.; Duke, C. A.; Loeffler, M.; McFadden, L. A.; Sheffield, J. (2003). "Impact of ions and micrometeorites on mineral surfaces: Reflectance changes and production of atmospheric species in airless solar system bodies".
  26. "From Dust to Planetesimals: Workshop at Ringberg Castle Germany" (2006).
  27. A. Kracher (2005). "Asteroid 433 Eros and partially differentiated planetesimals: bulk depletion versus surface depletion of sulfur". Ames Laboratory.
  28. Stiles, Lori (September 15, 2005). "Asteroids Caused the Early Inner Solar System Cataclysm", University of Arizona News.
  29. Alfvén, H.; Arrhenius, G. (1976). "The Small Bodies". SP-345 Evolution of the Solar System. NASA. สืบค้นเมื่อ 2007-04-12. 
  30. The Hungaria group of minor planets
  31. Lecar, M.; Podolak, M.; Sasselov, D.; Chiang, E. (2006). "Infrared cirrus - New components of the extended infrared emission". The Astrophysical Journal 640: 1115–1118. doi:10.1086/500287. สืบค้นเมื่อ 2007-04-11. 
  32. Berardelli, Phil (March 23, 2006). "Main-Belt Comets May Have Been Source Of Earths Water". Space Daily. สืบค้นเมื่อ 2007-10-27. 
  33. Lakdawalla, Emily (April 28, 2006). "Discovery of a Whole New Type of Comet". The Planetary Society. สืบค้นเมื่อ 2007-04-20. 
  34. Yeomans, Donald K. (April 26, 2007). "JPL Small-Body Database Search Engine". NASA JPL. — การค้นหาดาวเคราะห์น้อยในแถบหลักที่มีขนาดเส้นผ่านศูนย์กลาง >100.
  35. Tedesco, E. F.; Desert, F.-X. (2002). "The Infrared Space Observatory Deep Asteroid Search". The Astronomical Journal 123: 2070–2082. doi:10.1086/339482.
  36. 36.0 36.1 Williams, Gareth (April 3, 2007). "Distribution of the Minor Planets". Minor Planets Center.
  37. 37.0 37.1 McBride, N.; Hughes, D. W. (1990). "The spatial density of asteroids and its variation with asteroidal mass". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 244: 513-520.
  38. 38.0 38.1 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. doi:10.1086/512128.
  39. Clark, B. E. (1996). "New News and the Competing Views of Asteroid Belt Geology". Lunar and Planetary Science 27: 225–226. สืบค้นเมื่อ 2007-03-27. 
  40. Margot, J. L.; Brown, M. E. (2003). "A Low-Density M-type Asteroid in the Main Belt". Science 300 (5627): 1939–1942. doi:10.1126/science.1085844. สืบค้นเมื่อ 2007-04-10. 
  41. Lang, Kenneth R. (2003). "Asteroids and meteorites". NASA's Cosmos. สืบค้นเมื่อ 2007-04-02. 
  42. Mueller, M.; Harris, A. W.; Delbo, M.; MIRSI Team (2005). "21 Lutetia and other M-types: Their sizes, albedos, and thermal properties from new IRTF measurements". Bulletin of the American Astronomical Society 37: 627. สืบค้นเมื่อ 2007-07-23. 
  43. 43.0 43.1 Duffard, R.; Roig, F. (2007). "Two new basaltic asteroids in the Outer Main Belt". สืบค้นเมื่อ 2007-10-14. 
  44. 44.0 44.1 Ker Than (2007). "Strange Asteroids Baffle Scientists". space.com. สืบค้นเมื่อ 2007-10-14. 
  45. 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. doi:10.1086/184213. สืบค้นเมื่อ 2007-04-11. 
  46. ค่านี้ได้มาจากการคำนวณโดยประมาณของวัตถุท้องฟ้าทั้งหมด จากจำนวน 120437 ชิ้นของดาวเคราะห์ขนาดเล็กที่จัดหมายเลขแล้ว จากฐานข้อมูลวงโคจร Minor Planet Center, วันที่ 8 กุมภาพันธ์ 2006
  47. Rossi, Alessandro (May 20, 2004). "The mysteries of the asteroid rotation day". The Spaceguard Foundation. สืบค้นเมื่อ 2007-04-09. 
  48. เจ. โดนัลด์ เฟอร์นี (1999). "The American Kepler". The Americal Scientist 87 (5): 398. เก็บข้อมูลเมื่อ 2007-02-04.
  49. Liou, Jer-Chyi; Malhotra, Renu (1997). "Depletion of the Outer Asteroid Belt". Science 275 (5298): 375–377. doi:10.1126/science.275.5298.375. เก็บข้อมูลเมื่อ 2007-08-01.
  50. เอส. เฟอร์ราซ-เมลโล. (14–18 มิถุนายน 1993). "Kirkwood Gaps and Resonant Groups". ตีพิมพ์ในโอกาสครบรอบ 160 ปีของสหภาพดาราศาสตร์สากล: 175-188, Belgirate, Italy: Kluwer Academic Publishers. เก็บข้อมูลเมื่อ 2007-03-28.
  51. โจเซฟ คลาคกา (1992). "Mass distribution in the asteroid belt". Earth, Moon, and Planets 56 (1): 47–52. doi:10.1007/BF00054599. เก็บข้อมูลเมื่อ 2007-04-12.
  52. ดี. อี. แบคแมน (6 มีนาคม 1998). "Fluctuations in the General Zodiacal Cloud Density". Backman Report. NASA Ames Research Center. เก็บข้อมูลเมื่อ 2007-04-04.
  53. 53.0 53.1 วิลเลียม ที. รีช (1992). "Zodiacal emission. III - Dust near the asteroid belt". Astrophysical Journal 392 (1): 289–299. doi:10.1086/171428. เก็บข้อมูลเมื่อ 2007-04-04.
  54. Kingsley, Danny (May 1, 2003). "Mysterious meteorite dust mismatch solved". ABC Science. สืบค้นเมื่อ 2007-04-04. 
  55. "Meteors and Meteorites". NASA. สืบค้นเมื่อ 2007-10-17. 
  56. "Breakup event in the main asteroid belt likely caused dinosaur extinction 65 million years ago". Southwest Research Institute. 2007. สืบค้นเมื่อ 2007-10-14. 
  57. "The Final IAU Resolution on the Definition of "Planet" Ready for Voting". IAU (24 สิงหาคม 2006). เก็บข้อมูลเมื่อ 2007-03-02.
  58. "IAU draft resolution" (2006). เก็บข้อมูลเมื่อ 2007-10-20.
  59. "IAU 2006 General Assembly: Result of the IAU Resolution votes". เก็บข้อมูลเมื่อ 2007-03-29.
  60. Parker, J. W.; Stern, S. A.; Thomas, P. C.; Festou, M. C.; Merline, W. J.; Young, E. F.; Binzel, R. P.; Lebofsky, L. A. (2002). "Analysis of the First Disk-resolved Images of Ceres from Ultraviolet Observations with the Hubble Space Telescope". The Astronomical Journal 123 (1): 549–557. doi:10.1086/338093. เก็บข้อมูลเมื่อ 2008-09-06.
  61. 61.0 61.1 "Asteroid 1 Ceres". The Planetary Society. เก็บข้อมูลเมื่อ 2007-10-20.
  62. "Key Stages in the Evolution of the Asteroid Vesta". Hubble Space Telescope news release (1995). เก็บข้อมูลเมื่อ 2007-10-20. และ CT Russel et al. (2007). "Dawn mission and operations". NASA/JPL. เก็บข้อมูลเมื่อ 2007-10-20.
  63. Ker Than (2007). "Strange Asteroids Baffle Scientists". space.com. เก็บข้อมูลเมื่อ 2007-10-14.
  64. J. Torppa et al (1996). "Shapes and rotational properties of thirty asteroids from photometric data". Icarus 164 (2): 346–383. doi:10.1016/S0019-1035(03)00146-5. เก็บข้อมูลเมื่อ 2007-03-15.
  65. Larson, H. P.; Feierberg, M. A.; Lebofsky, L. A. (1983). "The composition of asteroid 2 Pallas and its relation to primitive meteorites". เก็บข้อมูลเมื่อ 2007-10-20.
  66. M. A. Barucci et al. (2002). "10 Hygiea: ISO Infrared Observations". เก็บข้อมูลเมื่อ 2007-10-21. "Ceres the Planet". orbitsimulator.com. เก็บข้อมูลเมื่อ 2007-10-20.
  67. Hughes, David W. (2007). "Finding Asteroids In Space". BBC. เก็บข้อมูลเมื่อ 2007-04-20.
  68. อันเนอ เลไมเตร (31 สิงหาคม - 4 กันยายน 2004). "Asteroid family classification from very large catalogues". Proceedings Dynamics of Populations of Planetary Systems: 135-144, เบลเกรด, เซอร์เบีย และมอนเตเนโกร: สำนักพิมพ์มหาวิทยาลัยเคมบริดจ์. เก็บข้อมูลเมื่อ 2007-04-15.
  69. เคนเนธ อาร์. แลง (2003). "Asteroids and meteorites". NASA's Cosmos. เก็บข้อมูลเมื่อ 2007-04-02.
  70. Martel, Linda M. V. (March 9, 2004). "Tiny Traces of a Big Asteroid Breakup". Planetary Science Research Discoveries. เก็บข้อมูลเมื่อ 2007-04-02.
  71. ไมเคิล เจ. เดรค (2001). "The eucrite/Vesta story". Meteoritics & Planetary Science 36 (4): 501–513. เก็บข้อมูลเมื่อ 2007-02-04.
  72. 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. doi:10.1086/116399. เก็บข้อมูลเมื่อ 2007-04-11.
  73. Spratt, Christopher E. (1990). "The Hungaria group of minor planets". Journal of the Royal Astronomical Society of Canada 84 (2): 123–131. สืบค้นเมื่อ 2007-02-04. 
  74. Carvano, J. M.; Lazzaro, D.; Mothé-Diniz, T.; Angeli, C. A.; Florczak, M. (2001). "Spectroscopic Survey of the Hungaria and Phocaea Dynamical Groups". Icarus 149 (1): 173–189. doi:10.1006/icar.2000.6512. สืบค้นเมื่อ 2007-02-04. 
  75. The Trojan Page (Scott Sheppard)
  76. "SwRI researchers identify asteroid breakup event in the main asteroid belt". SpaceRef.com. June 12, 2002. สืบค้นเมื่อ 2007-04-15. 
  77. McKee, Maggie (January 18, 2006). "Eon of dust storms traced to asteroid smash". New Scientist Space. สืบค้นเมื่อ 2007-04-15. 
  78. Nesvorný, D.; Vokrouhlick, D.; Bottke, W. F. (2006). "The Breakup of a Main-Belt Asteroid 450 Thousand Years Ago". Science 312 (5779): 1490. doi:10.1126/science.1126175. สืบค้นเมื่อ 2007-04-15. 
  79. Nesvorný, D.; Bottke, W. F.; Levison, H. F.; Dones, L. (2003). "Recent Origin of the Solar System Dust Bands". The Astrophysical Journal 591: 486–497. doi:10.1086/374807. สืบค้นเมื่อ 2007-04-15. 
  80. M. A. Barucci, M. Fulchignoni and A. Rossi (2007). "Rosetta Asteroid Targets: 2867 Steins and 21 Lutetia". Space Science Reviews 128 (1-4): 67–78. doi:10.1007/s11214-006-9029-6. 
  81. Stern, Alan (June 2, 2006). "New Horizons Crosses The Asteroid Belt". Space Daily. สืบค้นเมื่อ 2007-04-14. 
  82. Staff (April 10, 2007). "Dawn Mission Home Page". NASA JPL. สืบค้นเมื่อ 2007-04-14. 

แหล่งข้อมูลอื่น[แก้]