Asteroidivyöhyke

thumb|Päävyöhykkeen asteroidit valkoisella, hildat oranssilla, Jupiterin troijalaiset vihreällä, planeetat merkitty isoilla ympyröillä ja planeettojen radat sinisellä.

Asteroidivyöhykkeellä tarkoitetaan yleensä Marsin ja Jupiterin ratojen välissä sijaitsevaa aluetta, jossa Aurinkoa kiertää suuri määrä pienehköjä taivaankappaleita ja pikkuplaneettoja, joita kutsutaan asteroideiksi. Asteroidi-nimityksellä on aikaisemmin viitattu kaikkiin pikkuplaneettoihin, mutta nykyisin kaikki eivät pidä Aurinkokunnan ulkolaitojen pikkuplaneettoja asteroideina. Planeetan määritelmässäkin asteroidit ja TNO:t mainitaan erikseen. Asteroidi-nimityksen voidaankin katsoa viittaavan Aurinkokunnan sisäosien pikkuplaneettoihin. Niistä suurin osa on juuri asteroidivyöhykkeellä, mutta koska on olemassa myös Maan lähelle tulevia asteroideja ja troijalaisia asteroideja, Marsin ja Jupiterin väliseen vyöhykkeeseen viitataan myös nimellä päävyöhyke. Asteroidivyöhykkeen kohteita kutsutaankin päävyöhykkeen asteroideiksi. Suurin osa asteroideista on epäsäännöllisen muotoisia aurinkokunnan pienkappaleita.

Ceres, Pallas, Vesta ja Hygiea ovat suurimmat päävyöhykkeen asteroidit. Niiden kaikkien läpimitta on yli 400 kilometriä, ja niissä on suuri osa päävyöhykkeen massasta. Cereksessä yksin on noin kolmannes vyöhykkeen massasta. Asteroideista suurin, noin 950 kilometrin läpimittainen Ceres on myös niistä tällä hetkellä ainoa, joka luokitellaan kääpiöplaneetaksi, sillä se on painovoimansa pyöreäksi muokkaama taivaankappale. Myös Vesta ja Pallas (ehkä myös Hygiea) saattavat täyttää kääpiöplaneetan määritelmän.

Löytyminen thumb|220px|Cereksen löytäjä Giuseppe Piazzi

Johannes Kepler oli jo vuonna 1596 huomannut Marsin ja Jupiterin välisen suuren aukon, jonne mahtuisi vielä yksi planeetta. Vuonna 1766 Johann Daniel Titius keksi kaavan planeettojen etäisyydelle Auringosta. Kaavan toi julkisuuteen Johann Elert Bode hieman tätä myöhemmin. Kaava tunnetaankin nykyään nimellä Titiuksen–Boden laki. Kun William Herschel sitten löysi vuonna 1781 planeetan Saturnuksen takaa, joka myöhemmin sai nimen Uranus, sen etäisyyden huomattiin sopivan Titiuksen–Boden lakiin.

Uranuksen löydyttyä Marsin ja Jupiterin välisen planeetan olemassaoloon alettiin uskoa ja 11. syyskuuta 1800 paroni Franz von Zachin ja Johann Schroeterin johtama eurooppalaisten tähtitieteilijöiden ryhmä jakoi ekliptikan alueisiin systemaattisen etsinnän käynnistämiseksi Marsin ja Jupiterin välisen planeetan löytämiseksi. He eivät kuitenkaan ehtineet edes kunnolla aloittaa, kun sisilialainen tähtitieteilijä Giuseppe Piazzi löysi sattumalta heidän etsimänsä planeetan 1. tammikuuta 1801. Se sai nimen Ceres.

Kun Cerestä sen löytymisen jälkeen havainnoinut Heinrich Olbers sitten täysin odottamatta löysi Pallaksen 28. maaliskuuta 1802, sen keskietäisyyden havaittiin olevan suurin piirtein sama kuin Cerekselläkin. William Herschel ehdotti samana vuonna, että Cerestä ja Pallasta voisi sanoa asteroideiksi, eli tähdennäköisiksi, sillä toisin kuin muut planeetat, ne näyttivät pienen kokonsa vuoksi ajan parhaillakin kaukoputkilla vain tähtimäisiltä valopisteiltä. Herschelin mielestä Ceres ja Pallas eivät olleet kunnon planeettoja. Monet tähtitieteilijät eivät kuitenkaan hyväksyneet tätä, ja Cerestä ja Pallasta pidettiin edelleen planeettoina.

Sitten vuonna 1804 Karl Ludwig Harding löysi Junon ja Heinrich Olbers löysi Vestan vuonna 1807. Monen vuosikymmenen ajan tähtitieteelliset teokset kertoivat aurinkokunnassa olevan 11 planeettaa: Merkurius, Venus, Maa, Mars, Vesta, Juno, Ceres, Pallas, Jupiter, Saturnus ja Uranus. Tilanne muuttui vasta vuonna 1845, kun K. L. Hencke löysi Astraean. Vuonna 1847 löydettiinkin jo kolme uutta asteroidia: Hebe, Iris ja Flora. Vuonna 1851 Marsin ja Jupiterin välillä kiertäviä taivaankappaleita tunnettiin jo 15. Näistä viimeisimpänä löydetty oli Eunomia. Aluksi ne luettiin muiden lailla keskietäisyytensä mukaisessa järjestyksessä Auringosta lukien planeettojen luettelon, ja jokaisella niistä oli oma erityinen symbolinsa.

Tähän kuitenkin tuli muutos jo vuonna 1851, kun J. F. Encke muutti asteroidien vanhat symbolit löytöjärjestyksen mukaisiksi ympyröidyiksi numeroiksi, ja merkitsi ne löytöjärjestyksen mukaisesti. Hän ei tehnyt tätä kuitenkaan erottaakseen asteroideja planeetoista, vaan vain helpottaakseen symbolien merkitsemistä ja uusien symbolien laatimista. Encke ei kuitenkaan aluksi muuttanut Vestan, Junon, Cereksen ja Pallaksen symboleja ja merkitsi ne edelleen etäisyyden mukaan. Ensimmäinen numerosymbolin saanut asteroidi oli Astraea, ja sen uusi symboli oli ympyröity numero yksi (①), Heben uusi symboli oli ② ja Eunomian ⑪. Vuonna 1852 hän kuitenkin muutti numeroinnin alkamaan viitosesta, niin että Astraean symboliksi tuli ⑤, Heben ⑥ ja Eunomian ⑮. Vuonna 1864 myös Ceres, Pallas, Juno ja Vesta saivat uudet symbolit (①, ②, ③ ja ④) ja ne luettiin muiden asteroidien tavoin löytöjärjestyksen mukaisesti. Vaikka uudet symbolit saivatkin laajan kannatuksen, niin jotkut tähtitieteilijät, esimerkiksi Iriksen, Floran, 12 Victorian ja muutaman muun asteroidin löytäjä John Russell Hind eivät kuitenkaan pitäneet ympyröidyistä numeroista, vaan käyttivät edelleen vanhoja symboleja.

Vähitellen tähtitieteilijät päättivätkin, etteivät nämä pienet taivaankappaleet ole oikeita planeettoja. Sen sijaan nimitykset pikkuplaneetta ja asteroidi tulivat yleiseen käyttöön. Lisäksi numerosymbolit muuntuivat asteroidien nimien edellä merkittäviksi järjestysnumeroiksi. Cereksestä tuli 1 Ceres, Pallaksesta 2 Pallas, Junosta 3 Juno, Vestasta 4 Vesta, Astraeasta 5 Astraea ja niin edelleen. Aluetta Marsin ja Jupiterin välillä ruvettiin kutsumaan asteroidivyöhykkeeksi. Sittemmin päävyöhykkeen asteroideja on löydetty tuhansia. Vuonna 2006 Ceres luokiteltiin kääpiöplaneetaksi.

Alkuperä thumb|P/2010 A2, kuvassa myös suurennos itse kappaleesta, josta törmäysaines irtoaa. Aluksi ajateltiin, että asteroidivyöhyke oli syntynyt suuremman planeetan hajotessa palasiin. Tämän teorian keksi Heinrich Olbers aikana, jolloin asteroideja pidettiin vielä planeettoina, mutta niiden tiedettiin olevan pienehköjä. Oikeastaan asteroidivyöhykettä ei tuolloin vielä tiedetty olevan olemassa sillä ainoastaan Ceres ja Pallas tunnettiin tuolloin. 1800-luvun alussa uskottiinkin, että neljä pientä planeettaa: Vesta, Juno, Ceres ja Pallas ovat saattaneet aluksi muodostaa yhden suuremman planeetan.

Nykyisin kuitenkin uskotaan, että asteroidit ovat Jupiterin ja Marsin ratojen väliin jäänyttä materiaalia, joka ei koskaan päässyt muodostumaan planeetaksi Jupiterin gravitaatiovaikutuksen vuoksi. Tähän viittaavat esimerkiksi eri asteroidien väliset kemialliset erot sekä se, että Vesta, Ceres ja Pallas ovat ominaisuuksiltaan protoplaneetarisia kappaleita; Vestalla ja Cereksellä on esimerkiksi planeettojen ja suurten kuiden tavoin kerrostunut rakenne: ydin, vaippa ja kuori.

Asteroidivyöhykkeellä on tiettävästi tapahtunut asteroidien pilkkoutumista ja yhdistymistä törmäysten seurauksena. Asteroidiryhmien olemassaolo todistaa törmäyksistä. Vuonna 2010 havaittiin kohde P/2010 A2, jonka uskotaan olevan kahden päävyöhykkeen asteroidin välinen törmäys. Myös 596 Scheilaan on havaittu törmänneen kappale.

Päävyöhykkeen rakenteesta

Päävyöhykkeen etäisyys Auringosta on noin 2–4 AU, mutta asteroidit jakautuvat vyöhykkeelle epätasaisesti: tietyillä etäisyyksillä Auringosta asteroideja on suhteellisesti hyvin vähän. Jupiter on gravitaatiovaikutuksellaan häirinnyt päävyöhykkeen asteroideja ja poistanut niitä vyöhykkeeltä kohdilta, joita kutsutaan Kirkwoodin aukoiksi. Aukkojen kohdalla asteroidivyöhykkeen pikkuplaneetta ja Jupiter ovat tietyissä rataresonansseissa. Merkittävimmät aukkojen resonanssit ovat: 2:1, 3:1, 5:3, ja 7:2 (3,3; 2,5; 3,7 ja 2,3 AU:n etäisyydellä Auringosta). Rataresonanssi tarkoittaa taivaankappaleiden kiertoaikojen suhdetta, esim. Kirkwoodin aukon 2:1 resonanssissa pikkuplaneetta kiertää Auringon kahdesti ajassa jossa Jupiter suorittaa vain yhden kierroksen. Vaikka suurin osa Jupiter-resonansseista on epävakaita, niin Hilda-ryhmän kappaleet asteroidivyöhykkeen ulko-osissa (kuten 153 Hilda) ovat vakaassa 3:2 resonanssissa Jupiterin kanssa. Päävyöhykkeen sisäreunan 4:1 Kirkwoodin aukon kohdalla sijaitsee Hungaria-ryhmä, jonka kappaleet ovat pysyneet radoillansa suuren inklinaationsa (radan kaltevuus) vuoksi, mutta ne eivät silti ole vakaita. Ryhmä on nimetty 434 Hungarian mukaan.

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. On esitetty arvioita, että olisi noin miljoona päävyöhykkeen asteroidia, joiden läpimitta on suurempi kuin 1 km. Näiden kappaleiden etäisyys toisiinsa olisi täten arviolta keskimäärin noin miljoona kilometriä. Tämä on noin 2,5 kertaa Maan ja Kuun etäisyys toisiinsa. 100 m–1 km:n läpimittaisten asteroidivyöhykkeen kohteiden keskimääräinen etäisyys olisi eräiden olettamusten mukaan kuitenkin arviolta vain noin 100 000 km, mikä vastaa neljäsosaa Maan ja Kuun etäisyydestä toisiinsa. Siltikin tämä etäisyys on erittäin suuri, yli seitsemän kertaa Maan läpimitan suuruinen. Mahdollisuus, että luotain ei selviäisi asteroidivyöhykkeen läpi, on lähes olematon.

Itse asiassa avaruusluotainten on täytynyt valita lentoreittinsä tarkasti, jos niiden on haluttu ohittavan edes yhden asteroidivyöhykkeen pikkuplaneetan lähietäisyydeltä. NASA:n Galileo-luotaimen työryhmältä vaadittiinkin vaivannäköä, kun he yrittivät selvittää mikä asteroideista olisi tarpeeksi lähellä Galileon reittiä, jotta luotain voisi suorittaa tarpeelliset lentoreitin muutokset lähiohituksen onnistumiseksi. Tämä kuitenkin johti ensimmäiseen lähikuvaan asteroidista, 951 Gasprasta ja myöhemmin myös 243 Idasta.

Päävyöhykkeen asteroidien ratojen eksentrisyys (soikeus) on yleensä vähemmän kuin noin 0,33 ja inklinaatio (kaltevuus) on yleensä alle noin 20 astetta. Yhteensä päävyöhykkeen asteroideista tulisi halkaisijaltaan noin 1300–1500 km kokoinen kappale, joka olisi noin 4 % Kuun massasta. Materiaa on ollut enemmänkin, mutta siitä suurin osa on jo pudonnut Aurinkoon tai poistunut aurinkokunnasta pääasiassa noin 4 miljardia vuotta sitten tapahtuneen jättiläisplaneettojen vaelluksen aikana.

right|pienoiskuva|Vaaka-akselilla on radan isoakselin puolikas ja pystyakselilla asteroidien tiheys. Kirkwoodin aukkojen kohdalla tiheys on lähellä nollaa.220px|thumb|Asteroidivyöhykkeen asteroidien etäisyys Auringosta ja radan soikeus- kaavio. Päävyöhyke punaisella värillä.220px|thumb| Asteroidivyöhykkeen asteroidien etäisyys Auringosta ja radan kaltevuus -kaavio. Päävyöhyke punaisella värillä.

Asteroidiryhmät

thumb|Asteroidiryhmät erottuvat selvästi puhtaiden rata-arvojen kaaviossa, jossa vaaka-akselina on asteroidin radan soikeus ja pystyakselina kaltevuus.

Asteroideja voidaan ryhmitellä niin sanottuihin asteroidiryhmiin (); samassa ryhmässä asteroidien puhtaat rata-arvot (rataelementit) ovat lähellä toisiaan: muun muassa radan isoakselin puolikas, inklinaatio ja eksentrisyys. Ryhmien arvellaan muodostuneen isompien asteroidien törmäyksistä toisiinsa. On myös olemassa asteroideja, joiden radat ovat samantyyppiset, mutta niiden alkuperä ei ole sama kappale vaan ne ovat syntyneet erikseen, esimerkiksi Hilda-ryhmän asteroidit. Noin puolet asteroideista kuuluu johonkin asteroidiryhmään. Hungaria- ja Phocaea-ryhmät erottuvat muusta päävyöhykkeestä suuren inklinaationsa vuoksi. Hungaria-ryhmä sijaitsee epävakaan 4:1 Jupiter-rataresonanssin alueella päävyöhykkeen sisäosissa, mutta Hungaria-asteroidien suuri inklinaatio suojaa niitä. Hildojen tapaan nämä ryhmät eivät välttämättä ole törmäyksen tuotetta vaan niiden kappaleet vain kulkevat samantyyppisillä radoilla.