ഛിന്നഗ്രഹവലയം

വിക്കിപീഡിയ, ഒരു സ്വതന്ത്ര വിജ്ഞാനകോശം.
പ്രധാന ഛിന്നഗ്രഹ വലയം (വെള്ള നിറത്തിൽ കാണിച്ചിരിക്കുന്നു) ചൊവ്വയുടേയും വ്യാഴത്തിന്റേയും പരിക്രമണ പഥങ്ങൾക്കിടയിൽ സ്ഥിതിചെയ്യുന്നു.

സൗരയൂഥത്തിൽ ഏതാണ്ട് ചൊവ്വയ്ക്കും വ്യാഴത്തിനുമിടയിലെ മേഖലയാണ് ഛിന്നഗ്രഹ വലയം. ഛിന്നഗ്രഹങ്ങൾ എന്ന് വിളിക്കപ്പെടുന്ന അനിയതരൂപത്തിലുള്ള വളരെയധികം വസ്തുക്കൾ കാണപ്പെടുന്ന മേഖലയാണ് ഇത്. ട്രോജൻ ഛിന്നഗ്രഹങ്ങൾ, ഭൂമിയോടടുത്ത ഛിന്നഗ്രഹങ്ങൾ എന്നിങ്ങനെ സൗരയൂഥത്തിന്റെ മറ്റ് മേഖലകളിലും ഛിന്നഗ്രഹങ്ങൾ ഉള്ളതിനാൽ ഈ ഛിന്നഗ്രഹ വലയത്തെ പ്രധാന ഛിന്നഗ്രഹ വലയം എന്ന് വിളിക്കാറുണ്ട്.

ഈ വലയത്തിന്റെ മൊത്തം പിണ്ഡത്തിന്റെ പാതിയും സീറീസ് (Ceres), 4 വെസ്റ്റ (4 Vesta), 2 പാളസ് (2 Pallas), 10 ഹൈഗീയ (10 Hygiea) എന്നീ അംഗങ്ങളുടെ ഭാഗമാണ്. ഈ നാലെണ്ണത്തിനും 400 കിലോമീറ്ററിൽ കുറയാത്ത വ്യാസമുണ്ട്, അതിൽ തന്നെ ഛിന്നഗ്രഹ വലയത്തിലെ ഒരേയൊരു കുള്ളൻ ഗ്രഹമായ സീറീസിന് ഏതാണ്ട് 950 കിലോമീറ്റർ വ്യാസമുണ്ട്.[1][2][3][4] ഇതിൽ താഴോട്ട് വലിപ്പം കുറഞ്ഞ് പൊടിപടലങ്ങൾ വരെ ഈ മേഖലയിലുണ്ട്. ഈ ഛിന്നഗ്രഹ പദാർത്ഥങ്ങളെല്ലാം നേർത്തരീതിയിലാണ് വിതരണം ചെയ്യപ്പെട്ടിരിക്കുന്നത്, ഏതാനും ബഹിരാകാശപേടകങ്ങൾ കേടുപാടുകൾ കൂടാതെ ഈ മേഖല കടന്ന് സഞ്ചരിച്ചിട്ടുണ്ട്. എങ്കിലും ഇവയ്ക്കിടയിലെ വലിയ അംഗങ്ങൾ തമ്മിൽ കൂട്ടിയിടികൾ നടക്കാറുണ്ട്, തൽഫലമായി സമാന പരിക്രമണ സ്വഭാവങ്ങളും ഘടനകളുമുള്ള ഒരു ഛിന്നഗ്രഹം കുടുംബം രൂപം കൊള്ളും. കൂട്ടിയിടികൾ ഫലമായി നേർത്ത ധൂളികളും രൂപം കൊള്ളാറുണ്ട്, രാശി പ്രഭ (zodiacal light) ഉണ്ടാവാൻ ഈ ധൂളികളും കാരണക്കാരാണ്. വലയത്തിലെ ഓരോ ഛിന്നഗ്രഹത്തേയും അവയുടെ വർണ്ണരാജിയനുസരിച്ച് വർഗ്ഗീകരിച്ചിട്ടുണ്ട്, അവയിൽ ഭൂരിഭാഗത്തേയും മൂന്ന് തരമായി തിരിക്കാം: കാർബണീകം (carbonaceous, C-type), സിലിക്കേറ്റ് (S-type), ലോഹസമ്പുഷ്ടം (M-type) എന്നിവയാണവ.


ആദി സൗരനെബുലയിൽ നിലനിന്നിരുന്നതും ഇന്നത്തെ ഗ്രഹങ്ങളുടെ മുൻഗാമികളായ ധൂമഗ്രഹപദാർത്ഥങ്ങൾ (planetesimals) വഴിയാണ് ഛിന്നഗ്രഹ വലയവും രൂപം കൊണ്ടിട്ടുള്ളത്. ചൊവ്വയ്ക്കും വ്യാഴത്തിനുമിടയിലെ ധൂമഗ്രഹപദാർത്ഥങ്ങൾ കൂടിച്ചേർന്ന് ഗ്രഹം രൂപം കൊള്ളുന്നതിനെ ഭീമൻ ഗ്രഹങ്ങളുടെ ഗുരുത്വബലങ്ങൾ അവയുടെ പരിക്രമണത്തിൽ സ്വാധീനം ചെലുത്തി തടയുകയായിരുന്നു. സങ്കീർണ്ണമായ കൂട്ടിയിടികളും നടക്കാറുണ്ടായിരുന്നു, ഒട്ടിച്ചേർന്ന് ഒരുമിച്ച് നിൽക്കുന്നതിനു പകരം അവ ചിതറിപ്പോകുകയും ചെയ്തു. ഇതൊക്കെ കാരണം സൗരയൂഥ രൂപീകരണത്തിനു ശേഷം ഈ വലയത്തിന്റെ നല്ലൊരു ശതമാനം പിണ്ഡവും നഷ്ടമായിട്ടുണ്ട്. ചില അംഗങ്ങൾ ആന്തരസൗരയൂഥത്തിലേക്ക് കടക്കുകയും ഉൽക്കാവർഷമായി ആന്തരഗ്രഹങ്ങളുമായി കൂട്ടിയിടിക്കുകയും ചെയ്യുന്നു. എപ്പോഴെല്ലാം ഈ ഛിന്നഗ്രഹങ്ങളുടെ പരിക്രമണം വ്യാഴത്തിന്റെ പരിക്രമണവുമായി അനുരണനത്തിലാകുന്നുവോ അപ്പോഴൊക്കെ അവ സംഭ്രാന്തമാകുന്നു (Perturbation). ഇത്തരത്തിലുള്ള അനുരണനം ഫലത്തിൽ വരുന്ന പരിക്രമണ അകലങ്ങളിലെ അംഗങ്ങൾ ആ സ്ഥാനത്തു നിന്നും നീക്കപ്പെടുന്നതിനാൽ ആ ഭാഗത്ത് കിർക്ക്‌വുഡ് വിടവ് (Kirkwood gap) ഉണ്ടാവുന്നു.

ഈ മേഖലയിലെ പോലെ സൗരയൂഥത്തിൽ ചെറിയ അംഗങ്ങൾ കാണപ്പെടുന്ന മറ്റ് മേഖലകളാണ് സെന്റോറസ് (centaurs), കൈപ്പർ വലയം (Kuiper belt), ഓർട്ട് മേഘം (Oort cloud) എന്നിവ.

നിരീക്ഷണ ചരിത്രം[തിരുത്തുക]

സീറീസിനെ കണ്ടെത്തിയ ഗിസെപ്പെ പിയസ്സി (Giuseppe Piazzi), കുറേ കാലങ്ങളോളം സീറീസ് ഗ്രഹമായാണ് അറിയപ്പെട്ടത്, പിന്നീട് ഛിന്നഗ്രഹങ്ങളിൽ ഒന്നാമത്തേതായും ഇപ്പോൾ ഒരു കുള്ളൻ ഗ്രഹമായും കണക്കാക്കുന്നു.

1766 ൽ ചാൾസ് ബോണെറ്റിന്റെ Contemplation de la Nature[5] എന്ന കൃതിയുടെ വിവർത്തനത്തിൽ ജോഹൻ ഡാനിയേൽ ടൈറ്റസ്[6][7] ഗ്രഹങ്ങളുടെ വിതരണത്തിലുള്ള ക്രമത്തിന്റെ പാറ്റേണിനെ കൂറിച്ച് കുറിച്ചിട്ടുണ്ട്. 0 ൽ തുടങ്ങി ശേഷം 3, 6, 12, 24, 48,... (ഓരോ സംഖ്യയും ഇരട്ടിപ്പിക്കുന്നു) എന്നിങ്ങനെ ഒരു അനുക്രമമെടുക്കുകയും അതിലെ ഒരോന്നിനോടും 4 കൂട്ടി 10 കൊണ്ട് ഹരിക്കുകയും ചെയ്താൽ ലഭിക്കുന്ന അനുക്രമത്തിന് അന്നറിയുന്ന ഗ്രഹങ്ങളുടെ സൗരദൂരത്തിലുള്ള അകലങ്ങളോട് താദാമ്യം ഉണ്ടെന്ന വസ്തുതയായിരുന്നു അത്. ടൈറ്റസ്-ബോഡെ നിയമം എന്നറിയപ്പെടുന്ന ഈ പാറ്റേൺ അന്നറിയുന്ന ഗ്രഹങ്ങളായ ബുധൻ, ശുക്രൻ, ഭൂമി, ചൊവ്വ, വ്യാഴം, ശനി തുടങ്ങിയവയുടെ സെമി-മേജർ അക്ഷം പ്രവചിക്കുകയും ചൊവ്വ, വ്യാഴം എന്നിവയ്ക്കിടയിലെ വിടവിൽ വേറൊന്നിനുള്ള സാധ്യത കാണിക്കുകയും ചെയ്തു. "എന്നാലും ഈ ഭാഗം കാലിയാക്കിയിടാൻ തന്നെയാണോ ദൈവം ഉദ്ദേശിച്ചിരിക്കുക? അങ്ങനെയാവില്ലെന്ന് കരുതുന്നു" എന്നാണ് ടൈറ്റസ് തന്റെ കുറിപ്പിൽ ചേർത്തിരിക്കുന്നത്.[6] 1768 ൽ ടൈറ്റസിന്റെ കുറിപ്പിലെ കാര്യം ജോഹൻ എലേർട്ട് ബോഡെ തന്റെ Anleitung zur Kenntniss des gestirnten Himmels എന്ന കൃതിയിൽ ടൈറ്റസിന് കടപ്പാട് നൽകാതെ പരമാശിക്കുകയും ചെയ്തു, ഇത് പലരും "ബോഡെയുടെ നിയമം" എന്നുമാത്രം വിളിക്കുന്നതിന് കാരണമായിട്ടുമുണ്ട്.[7] 1781 ൽ വില്യം ഹെർഷെൽ യുറാനെസിനെ കണ്ടെത്തുകയും ആ ഗ്രഹത്തിന്റെ സ്ഥാനവും ഈ നിയമം അനുസരിക്കുന്നെണ്ടെന്ന് കാണുകയും ചെയ്തപ്പോൾ ചൊവ്വയ്ക്കും വ്യാഴത്തിനുമിടയിൽ വേറൊരു ഗ്രഹമുണ്ടായിരിക്കും എന്ന് ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞർ അനുമാനിക്കുകയും ചെയ്തു.

1800 ൽ ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞനായ ബാരോൺ ഫ്രാൻസ് സേവെർ അദ്ദേഹത്തിന്റെ അനുചരന്മാരിൽ 23 പേരെ "Lilienthal Society" എന്ന അനൗപചാരിക സംഘത്തിൽ ചേർത്തു. സൗരയൂഥത്തിന് ക്രമം വിശദീകരിക്കാൻ വേണ്ടി രൂപീകരിച്ച ഈ സംഘം "Himmelspolizei" അഥവാ ഖഗോള പോലീസ് എന്നറിയപ്പെട്ടു. ഹെർഷൽ, നേവിൽ മസ്കെലിൻ, ചാൾസ് മെസ്സിയർ, ഹെന്രിച്ച് ഓൽബെർസ് എന്നീ ശ്രദ്ധേയ വ്യക്തിത്വങ്ങൾ സംഘത്തിന്റെ ഭാഗമായിരുന്നു.[8] വിട്ടുപോയ ഗ്രഹത്തെ കണ്ടെത്തുന്നതിയായുള്ള തിരച്ചിലിന് ഒരോ ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞനും ഖഗോളത്തിന്റെ 15° ഭാഗം നിശ്ചയിക്കപ്പെട്ടിരുന്നു.[9]

ഏതാനും മാസങ്ങൾക്ക് ശേഷം കഴിഞ്ഞപ്പോൾ തന്നെ ഈ ഖഗോള പോലീസിന്റെ അനുമാനങ്ങൾ ഉറപ്പിക്കുന്ന രീതിയിലുള്ള കണ്ടുപിടുത്തം സംഘാംഗമല്ലാത്ത ഒരാൾ നടത്തുകയും ചെയ്യുകയുണ്ടായി. സിസിലിയിലെ പാലെർമൊ സർവ്വകലാശാലയിലെ ജ്യോതിശാസ്ത്ര വിഭാഗ തലവനായ ഗിസെപ്പെ പിയസ്സി 1801 ജനുവരി 1 ന് ടൈറ്റസ്-ബോഡെ നിയമം പ്രവചിച്ച അതേ അകലത്തിൽ വളരെ ചെറിയ ഒരു വസ്തു നീങ്ങുന്നതായി കണ്ടെത്തി. അദ്ദേഹം അതിനെ റോമൻ ദേവതയായയുടെ നാമമായ സീറീസ് (Ceres) എന്ന് വിളിക്കുകയും ചെയ്തു. അതൊരു വാൽനക്ഷത്രമാണെന്നായിരുന്നു ആദ്യം പിയസ്സി കണക്കാക്കിയത്, പക്ഷെ വാൽനക്ഷത്രങ്ങൾക്കുണ്ടാവേണ്ട വാലിന്റെ അഭാവം അതൊരു ഗ്രഹമാണെന്ന അനുമാനത്തിലേക്കെത്തിച്ചു.[8] പതിനഞ്ച് മാസങ്ങൾക്ക് ശേഷം അതേ മേഖലയിൽ മറ്റൊരു വസ്തുവിനെ ഓൽബെർസ് കണ്ടെത്തി, അതിന് പാളസ് (Pallas) എന്ന് പിന്നീട് നാമകരണം ചെയ്യപ്പെട്ടു. മറ്റ് ഗ്രഹങ്ങളിൽ നിന്ന് വിഭിന്നമായി ദൂരദർശിനിയിൽ കൂടിയുള്ള വിപുലീകൃത വീക്ഷണത്തിൽ പോലും അവ പോട്ടുപോലെയേ കാണപ്പെടുന്നുണ്ടായിരുന്നുള്ളൂ, ദൂരദർശിനിയിൽ കൂടിയുള്ള വിപുലീകൃത വീക്ഷണത്തിൽ ഗ്രഹങ്ങൾ ഡിസ്ക് രൂപത്തിൽ വലിപ്പത്തിൽ തെളിഞ്ഞുവരും. വേഗത്തിലുള്ള ചലനം കാരണം അവയെ നക്ഷത്രങ്ങളിൽ നിന്ന് വേർതിരിച്ച് മനസ്സിലാക്കാനും കഴിയുന്നുണ്ടായിരുന്നു. ഇതൊക്കെ കാരണം 1802 ൽ വില്യം ഹെർഷൽ അവയെ പ്രത്യേക വിഭാഗമായി കണക്കാക്കണമെന്ന് നിർദ്ദേശിക്കുകയും "നക്ഷത്ര സമാനമായ" എന്നർത്ഥം വരുന്ന ഗ്രീക്ക് വാക്കായ ആസ്റ്റീറോയിഡുകൾ (ഛിന്നഗ്രഹങ്ങൾ) എന്ന് വിളിക്കുകയും ചെയ്തു.[10][11] സീറീസ്, പാളസ് എന്നിവയെ തുടർച്ചയായ നിരീക്ഷണത്തിന് വിധേയമാക്കിയതിനു ശേഷം അദ്ദേഹം ഇങ്ങനെയൊരു നിഗമനത്തിലെത്തി:[12]

ഗ്രഹങ്ങളെ പോലെയല്ല വാൽനക്ഷത്രങ്ങളുമല്ല, ഭാഷയിലെ ഏതെങ്കിലും വ്യവഹാരങ്ങളുപയോഗിച്ച് ഈ രണ്ട് നക്ഷത്രങ്ങളെ സൂചിപ്പിക്കുവാൻ സാധിക്കുമോ...അവ ചെറിയ നക്ഷത്രങ്ങളെ പോലെയാണ് തോന്നിക്കുന്നത്. ഈ നക്ഷത്രസമാന രൂപത്തിൽ നിന്ന് അവയ്ക്ക് നൽകാൻ ഒരു പേര് ഞാനെടുക്കുന്നെങ്കിൽ അവയെ ആസ്റ്റീറോയിഡുകൾ എന്ന് വിളിക്കുന്നു; അവയുടെ പ്രകൃതിയോട് യോജിക്കുന്ന മറ്റൊന്നു കണ്ടെത്തുന്നത് വരെ ഈ പേര് മാറ്റാനുള്ള അവകാശം എന്നിൽ തന്നെ സംക്ഷിപ്തമാക്കുകയും ചെയ്യുന്നു.

ഹെർഷൽ താൽക്കാലികമായി പേര് നൽകിയതെങ്കിലും ഏതാനും ദശകങ്ങളോളം ഈ രണ്ട് വസ്തുക്കളേയും ഗ്രഹങ്ങൾ എന്ന രീതിയിൽ തന്നെയായിരുന്നു പലരും സൂചിപ്പിച്ചത്.[5] പിന്നീട് നടത്തിയ നിരീക്ഷണങ്ങൾക്കിടയിൽ 1807 ൽ ആ മേഖലയിൽ പുതിയ രണ്ട് വസ്തുക്കൾ കൂടി ശ്രദ്ധയിപ്പെട്ടു: 3 ജൂനൊ (3 Juno), 4 വെസ്റ്റ (4 Vesta) എന്നിവയായിരുന്നു അവ.[13] തുടർന്നുണ്ടാവേണ്ടിയിരുന്ന കണ്ടുപിടുത്തങ്ങളെ ആ സമയത്ത് നടന്ന നെപ്പോളിയൻ യുദ്ധങ്ങൾ താൽക്കാലികമായി ഇല്ലാതാക്കി.[13] പിന്നീട് 1845 വരെ ഈ മേഖലയിൽ വസ്തുക്കളെ കണ്ടെത്തിയില്ലായിരുന്നു, 5 ആസ്ട്രെ (5 Astraea) ആണ് അന്ന് കണ്ടെത്തിയത്. ഇതിനെ തുടർന്ന് കണ്ടുപിടിക്കുന്ന വസ്തുക്കളുടെ എണ്ണത്തിൽ ഗണ്യമായ വർദ്ധനവുണ്ടായി, ഗ്രഹങ്ങളായി അവയെ എണ്ണുന്നത് തന്നെ ക്ലേശകരമായിത്തീർന്നു. പിന്നീട് 1850 കളുടെ തുടക്കത്തിൽ അലക്സാണ്ടർ വോൺ ഹംബോൾട്ടിന്റെ നിർദ്ദേശ പ്രകാരം അവയെ ഗ്രഹങ്ങളുടെ പട്ടികയിൽ നിന്നും നീക്കുകയും പതുക്കെ ആസ്റ്റീറോയിഡുകൾ എന്ന വില്യം ഹെർഷലിന്റെ നാമകരണ രീതി പിന്തുടരാനും തുടങ്ങുകയുണ്ടായി.[5]

1846 ൽ സംഭവിച്ച നെപ്റ്റ്യൂണിന്റെ കണ്ടുപിടുത്തം ടൈറ്റസ്-ബോഡെ നിയമത്തിൽ ശാസ്ത്രജ്ഞർക്കുള്ള മതിപ്പ് ഇല്ലാതാകുന്നതിന് കാരണമായി, ടൈറ്റ്സ്-ബോഡെ നിയമം പ്രവചിച്ച ദൂരത്തിനടുത്തൊന്നും ആയിരുന്നില്ല നെപ്റ്റ്യൂൺ പരിക്രമണം ചെയ്തിരുന്നതായി കണ്ടെത്തിയത്. ഇന്നുവരെ ആ നിയമത്തിന് ശാസ്ത്രീയമായ വിശദീകരണമൊന്നും കണ്ടെത്തിയിട്ടില്ല, അത് യാദൃശ്ചികമായി സംഭവിച്ചതാണെന്നാണ് മിക്ക ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞരുടേയും അഭിപ്രായം.[14]

കൃത്യമായി ആരാണ് "ഛിന്നഗ്രഹ വലയം" ("asteroid belt") എന്ന വാക്ക് ഉപയോഗിക്കാൻ തുടങ്ങിയതെന്ന് വ്യക്താമായി അറിവില്ലെങ്കിലും 1850 കളുടെ തുടക്കത്തിൽ തന്നെ ഈ രീതിയിൽ ഉപയോഗിക്കാൻ തുടങ്ങിയിരുന്നു. 1850 ലെ അലക്സാണ്ടർ വോൺ ഹംബോൾട്ടിന്റെ കോസ്മോസ് ന്റെ വിവർത്തനത്തിൽ ഇത് ഇംഗ്ലീഷിൽ ഉപയോഗിച്ചിരുന്നതായി കാണാം.[15] റോബർട്ട് ജെയിംസ് മാനിന്റെ (Robert James Mann) സ്വർഗ്ഗ വിജ്ഞാനത്തിലേക്കുള്ള വഴികാട്ടി (A Guide to the Knowledge of the Heavens) എന്ന രചനയിലും സമാന സൂചനകൾ കാണാം.[16] അമേരിക്കൻ ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞനായ ബെഞ്ചമിൻ പെഴ്സ് (Benjamin Peirce) ഈ വാക്ക് കടമെടുക്കുകയും അതിന് നല്ല പ്രചാരം ലഭിക്കുന്നതിന് കാരണമാകുകയും ചെയ്തിട്ടുണ്ട്.[17] 1868 ആയപ്പോഴേക്കും കണ്ടുപിടിക്കപ്പെട്ട ഛിന്നഗ്രഹങ്ങളുടെ എണ്ണം നൂറിൽ എത്തി. 1891 ൽ മാക്സ് വോൾഫ് ജ്യോതിർഛായാഗ്രഹണത്തിന് (astrophotography‌) തുടക്കം കുറിച്ചതോടെ കണ്ടുപിടിക്കപ്പെടുന്നവയുടെ എണ്ണം പിന്നേയും പൊടുന്നനെ വർദ്ധിച്ചു.[18] 1921 ഓടെ 1,000 എണ്ണവും 1981 ഓടെ 10,000 എണ്ണവും[19] 2000 ഓടെ 100,000 എണ്ണവും കണ്ടുപിടിക്കപ്പെട്ടു.[20] നിലവിൽ ഇവയെ നിരീക്ഷിക്കുന്ന ആധുനീക വാനനിരീക്ഷണ സങ്കേതങ്ങൾ യാന്ത്രികമായി കണ്ടെത്തുന്ന രീതി ഉപയോഗപ്പെടുത്തുന്നതിനാൽ എണ്ണം പിന്നേയും വർദ്ധിച്ചിട്ടുണ്ട്.

ഉല്പത്തി[തിരുത്തുക]

ഛിന്നഗ്രഹ വലയം ഛിന്നഗ്രഹങ്ങളുടെ പരിക്രമണ തലത്തിന്റെ ചെരിവുകളുടെ അടിസ്ഥാനത്തിൽ. പ്രധാന വലയത്തെ ചുവപ്പ്, നീല നിറങ്ങളിൽ കാണിച്ചിരിക്കുന്നു.

രൂപീകരണം[തിരുത്തുക]

ചൊവ്വയ്ക്കും വ്യാഴത്തിനുമിടയിലുണ്ടായിരുന്ന ഒരു ഗ്രഹത്തിന്റെ ഖണ്ഡങ്ങളായിരിക്കും സീറീസും പാളസും എന്നായിരുന്നു 1802 ൽ പാളസ് കണ്ടെത്തിയതിനു കുറച്ച് നാൾ കഴിഞ്ഞപ്പോൾ ഹെന്രിച്ച് ഒൽബേർസ് വില്യം ഹെർഷലിനോട് അഭിപ്രായപ്പെട്ടത്. ദശലക്ഷം വർഷങ്ങൾക്ക് മുൻപ് ആന്തരിക പൊട്ടിത്തേറിയോ വാൽനക്ഷത്രവുമായുള്ള കൂട്ടിയിടിയോ ഗ്രഹത്തിനു സംഭവിച്ചിരിക്കാമെന്നുമായിരുന്നു നിഗമനം.[21] പിന്നീട് ഈ സിദ്ധാന്തം പിന്തള്ളപ്പെട്ടു. എല്ലാം കൂട്ടിയാലും ഭൂമിയുടെ ചന്ദ്രന്റെ പിണ്ഡത്തിന്റെ മൊത്തം ഭാരത്തിന്റെ 4 ശതമാനം മാത്രം വരുന്നതും ഗ്രഹത്തിന്റെ തകർച്ചക്ക് വലിയ ഊർജ്ജം ആവശ്യമാനെന്നതിനാലുമായിരുന്നു ഈ സിദ്ധാന്തം പിന്തള്ളപ്പെട്ടത്. അവയുടെ രാസഘടനകൾ തമ്മിലുള്ള അന്തരവും അവ ഒരേ ഗ്രഹത്തിൽ നിന്നുള്ള വാദത്തെ പിന്തുണക്കുന്നില്ലായിരുന്നു.[22] ഛിന്നഗ്രഹങ്ങൾ ഒരു ആദി ഗ്രഹത്തിൽ നിന്നും വേർപ്പെട്ട് വന്നതല്ലെന്നു അവ ഒരിക്കലും ഒരു ഗ്രഹത്തിന്റെയും ഭാഗമായിരുന്നില്ലെന്നും നിലവിൽ ഭൂരിഭാഗം ശാസ്ത്രജ്ഞരും അംഗീകരിക്കുന്ന കാര്യമാണ്.

ആദി സൗരനെബുലയിൽ നിന്നാണ് സൗരയൂഥത്തിലെ ഗ്രഹങ്ങൾ ഉണ്ടായതെന്ന സിദ്ധാന്തമാണ് പരക്കെ അംഗീകരിക്കപ്പെട്ടിരിക്കുന്നത്: നക്ഷത്രാന്തരീയ ധൂളികളും വാതകങ്ങളും ഗുരുത്വബലത്തിന്റെ പ്രേരകത്താൽ ഒരുമിച്ച് കൂടി കറങ്ങുന്ന ഡിക്സ് രൂപപ്പെടുകയും പിന്നേയും പദാർത്ഥങ്ങൾ ഒരുമിച്ച് കൂടി സൂര്യനും ഗ്രഹങ്ങളും രൂപം കൊള്ളുകയായിരുന്നു.[23] സൗരയൂഥ ചരിത്രത്തിലെ ആദ്യത്തെ ഏതാനും ദശലക്ഷം വർഷങ്ങളിൽ ഈ ഒരുമിച്ച് കൂടൽ പ്രക്രിയ ഫലമായി പദാർത്ഥങ്ങളുടെ ചെറുവലിപ്പത്തുലുള്ളവ രൂപം കൊള്ളുകയായിരുന്നു, പതിയെ അവയുടെ വലിപ്പം വർദ്ധിച്ചു വന്നു. ആവശ്യത്തിന് പിണ്ഡം കൈവരിച്ചു കഴിഞ്ഞപ്പോൾ അവ ഗുരുത്വബലത്താൽ സമീപത്തുള്ള മറ്റ് പദാർത്ഥങ്ങളെ ആകർഷിക്കുകയും കൂടിച്ചേർന്ന് ധൂമഗ്രഹപദാർത്ഥങ്ങൾ രൂപം കൊള്ളുകയും ചെയ്തു. തുടർന്ന് സംഭവിച്ച ഗുരുത്വ അടിയൽ പാറ ഗ്രഹങ്ങളും വാതക ഭീമന്മാരും രൂപം കൊള്ളുന്നതിലേക്കെത്തിച്ചു.

ചൊവ്വയ്ക്കും വ്യാഴത്തിനുമിടയിലുള്ള മേഖലയിലെ ധൂമഗ്രഹപദാർത്ഥങ്ങളെ വ്യാഴത്തിന്റെ ഗുരുത്വബലം ശക്തമായി സംഭ്രമിപ്പിച്ചുക്കൊണ്ടിരുന്നതിനാൽ അവ കൂടിച്ചേർന്ന ഗ്രഹമായി മാറുന്നത് സംഭവിക്കാതിരുന്നതാകാം. ചിലപ്പോഴൊക്കെ കൂട്ടിയിടികളിലേർപ്പെട്ടുകോണ്ട് അവ സൂര്യനെ വലംവയ്ക്കുന്നത് തുടർന്നു.[24] ഈ മേഖലയിലെ ഉയർന്ന കൂട്ടിയിടി നിരക്ക് അക്രീഷന് ശേഷവും ഗ്രഹധൂമപദാർത്ഥങ്ങൾ കൂടുതലായി തുടരുന്നതിന് കാരണമാകുകയും[25] ഗ്രഹം രൂപം കൊള്ളുന്നതിനെ തടയുകയും ചെയ്യുന്നു. ഈ മേഖലയിൽ വ്യാഴവുമായി പരിക്രമണം അനുരണനത്തിലാകുന്ന ഇടങ്ങളിൽ നിന്നൊക്കെ വസ്തുക്കൾ വ്യതിചലിച്ചു പോകുന്നു, ഈ രീതിയിൽ ആ മേഖലയിൽ നിരവധി പരിക്രമണ അനുരണന മേഖലകളുണ്ട്. രൂപീകരണത്തെ തുടർന്ന് വ്യാഴം സൗരയൂഥത്തിന്റെ അന്തർഭാഗത്തേക്ക് കുറച്ച് കൂടി നീങ്ങിയപ്പോൾ ഈ അനുരണന മേഖലകളും അതിനനുസരിച്ച് നീങ്ങുകയും വലയത്തിനകത്തെ അംഗസംഖ്യ വർദ്ധിക്കുകയും അവ തമ്മിലുള്ള ആപേക്ഷിക പ്രാവേഗങ്ങൾ വർദ്ധിക്കുകയും ചെയ്തു.[26]

സൗരയൂഥത്തിന്റെ ആദ്യകാലത്ത് ഛിന്നഗ്രഹങ്ങളും നിശ്ചിതപരിമാണം ഉരുകിയ രൂപത്തിലായിരുന്നിരിക്കാം, ഇത് അവയിലെ മൂലകങ്ങൾ ഭാഗികമായോ പൂർണ്ണമായോ പിണ്ഡത്താൽ വേർതിരിക്കുന്നതിലേക്കെത്തിച്ചു. ചില മുൻഗാമികളിൽ അഗ്നിപർവ്വത പൊട്ടിത്തെറികൾക്ക് വിധേയമാകുകയും മാഗ്മാ സമുദ്രങ്ങൾ ഉണ്ടാകുകയും സംഭവിച്ചിരിക്കാം. എന്നാൽ വലിയ ഗ്രഹങ്ങളിൽ നിന്ന് വ്യത്യസ്തമായി ചെറുവലിപ്പം മാത്രമായതിനാൽ പെട്ടെന്ന് തണുക്കലിന് വിധേയമാകുകയായിരുന്നു, ഏതാണ്ട് 450 കോടി വർഷങ്ങൾക്ക് മുൻപ് തന്നെ അവ ഈ രീതിയിൽ തണുത്തു, അതായത് രൂപീകരികരണത്തിന് ഏതാനും ദശലക്ഷം വർഷങ്ങൾക്ക് ശേഷം തന്നെ അത് സംഭവിച്ചു.[27] 4 വെസ്റ്റ എന്ന ഛിന്നഗ്രഹത്തിൽ നിന്നുള്ളതെന്ന കരുതപ്പെടുന്ന, അന്റാർട്ടിക്കയിലെ ഉൽക്കാവർഷത്തിൽ നിന്ന് ലഭിച്ച സിർക്കോൺ (zircon) പരലുകൾ 2007 ഓഗസ്റ്റിൽ പരിശോധിച്ചതിൽ നിന്നും മനസ്സിലാകുന്നത് ആ ഛിന്നഗ്രഹവും അതുപോലെ മറ്റുള്ള ഛിന്നഗ്രഹങ്ങളും സൗരയൂഥരൂപീകരണത്തിന് പത്ത് ലക്ഷം വർഷങ്ങൾ കഴിഞ്ഞപ്പോൾ തന്നെ രൂപപ്പെട്ടിരുന്നു എന്നാണ്.[28]

പരിണാമം[തിരുത്തുക]

ഛിന്നഗ്രഹങ്ങളെ ആദി സൗരയൂഥത്തിന്റെ മാതൃക വസ്തുക്കളായി കാണാൻ കഴിയില്ല. ആദ്യകാലത്ത് സംഭവിച്ച ആന്തരീക തപീകരണം, കൂട്ടിയിടികൾ വഴി ഉപരിതലം ഉരുകുക, ബഹിരാകാശ വികിരണങ്ങൾ വഴി സംഭവിക്കുന്ന മാറ്റങ്ങൾ, ചെറു ഉൽക്കകളുടെ വർഷം തുടങ്ങിയ നിരവധി പരിണാമങ്ങൾക്ക് അവയും വിധേയമായിട്ടുണ്ട്.[29] അതേ സമയം ചില ശാസ്ത്രജ്ഞർ ഛിന്നഗ്രഹങ്ങളെ സൗരയൂഥത്തിൽ ശേഷിക്കുന്ന ധൂമഗ്രഹപദാർത്ഥങ്ങളായി കരുതുന്നു,[30] ഇതിൽ നിന്നും വ്യത്യസ്തമായ അഭിപ്രായവും ഉള്ളവരുമുണ്ട്.[31]

നിലവിലുള്ള ഛിന്നഗ്രഹ വലയം ആദിയിൽ നിലനിന്നിരുന്നതിന്റെ ചെറിഭാഗം മാത്രമാണെന്ന് കരുതുന്നു. ആദ്യകാലത്ത് നിലനിന്നിരുന്നവയുടെ മൊത്തം പിണ്ഡം ഭൂമിയുടെ പിണ്ഡത്തോളം വരുമെന്നാണ് കമ്പ്യൂട്ടർ അനുകരണങ്ങളിൽ നിന്നും മനസ്സിലാകുന്നത്. രൂപീകരണത്തിന് ദശലക്ഷം വർഷങ്ങൾ കഴിഞ്ഞപ്പോൾ ഗുരുത്വബലത്തിന്റെ സംഭ്രമങ്ങളാൽ മേഖലയിൽ പദാർത്ഥങ്ങളിൽ ഭൂരിഭാഗവും നഷ്ടപ്പെടുകയും തുടക്കത്തിലുണ്ടായിരുന്നതിന്റെ 0.1% കുറഞ്ഞ അളവ് മാത്രം ശേഷിക്കുകയും ചെയ്തു.[24] രൂപീകരണത്തിനു ശേഷം അവിടെ വിതരണം ചെയ്യപ്പെട്ടിരിക്കുന്ന ഛിന്നഗ്രഹങ്ങളുടെ വലിപ്പത്തിൽ കാര്യമായ മാറ്റമൊന്നു വന്നിട്ടില്ല, പ്രധാന വലയത്തിലെ സാധാരണ ഛിന്നഗ്രഹങ്ങളുടെ വലിപ്പം കാര്യമായി കൂടുകയോ കുറയുകയോ ചെയ്തിട്ടുമില്ല.[32]

2.06 ആസ്ട്രോണമിക്കൽ യൂണിറ്റ് അകലെയുള്ള വ്യാഴവുമായി 4:1 പരിക്രമണ അനുരണനം വരുന്ന മേഖലലെയെ പ്രധാന വലയത്തിന്റെ ആന്തര അതിർത്തിയായി കണക്കിലെടുക്കാം. അവിടെ സ്ഥിതിചെയ്യുന്ന വസ്തുക്കളെ വ്യാഴം വ്യതിചലിപ്പിച്ച് അസ്ഥിരമായ പരിക്രമണത്തിലേക്ക് തള്ളിവിടുന്നു. ഈ അതിർത്തിക്കുളിൽ രൂപപ്പെട്ട ഭൂരിഭാഗം എണ്ണത്തേയും സൗരയൂഥത്തിന്റെ ആദ്യകാലത്തുതന്നെ ചൊവ്വ തുടച്ചു നീക്കുകയോ അതിന്റെ ഗുരുത്വ സംഭ്രമങ്ങളാൽ തെറിപ്പിച്ച് കളയുകയോ ചെയ്തിട്ടുണ്ട്.[33] 4:1 അനുരണന മേഖലയേക്കാൾ അടുത്ത് കിടക്കുന്നവയാണ് ഹംഗേറിയ ഛിന്നഗ്രഹങ്ങളെങ്കിലും അവയുടെ ഉയർ പരിക്രമണതല ചെരിവ് നിമിത്തം വലിയ രീതിയിലുള്ള വ്യതിചലനങ്ങൾക്ക് വിധേയമാകാറില്ല.[34]

പ്രധാന വലയം രൂപപ്പെട്ട അവസരത്തിൽ 2.7 ആസ്ട്രോണമിക്കൽ യൂണിറ്റ് അകലെ ഒരു "ഹിമരേഖ", അതായത് ഖനീഭവന നിലയ്ക്ക് (condensation point) താഴെ വരുന്ന മേഖല, രൂപപ്പെട്ടിരുന്നു. ഈ മേഖലയ്ക്കപ്പുറം രൂപപ്പെട്ട ധൂമഗ്രഹപദാർത്ഥങ്ങൾക്ക് ഹിമ ശേഖരണം സാധ്യമായിരുന്നു.[35][36] ഭൂമിയിലെ ജലത്തിന് കാരണക്കാരാണെന്ന് കരുതുന്ന ഒരു കൂട്ടം വാൽനക്ഷത്രങ്ങളെ ഈ മേഖലയ്ക്കപ്പുറം ഉള്ളതായി കണ്ടെത്തിയെന്ന് 2006 ൽ പ്രഖ്യാപനം വന്നിരുന്നു. ഭൗമ രൂപീകരണ വേളയിൽ ഭൂമിയിൽ ഇന്നത്തെ സമുദ്രങ്ങൾ രൂപം കൊള്ളാനാവശ്യമായ ജലബാഷ്പം ഉണ്ടായിരുന്നില്ലെന്നാണ് ചില മാതൃകകൾ കാണിക്കുന്നത്, അതനുസരിച്ച് വാൽനക്ഷത്ര കൂട്ടിയിടി പോലെ ഏതെങ്കിലും പുറം സ്രോതസ്സുകളായിരിക്കണം ജലം സംഭാവന ചെയ്തത്.[37]

ഭൗതികഗുണങ്ങൾ[തിരുത്തുക]

951 ഗാസ്പ്ര (951 Gaspra) എന്ന ഛിന്നഗ്രഹം, ഇതാണ് ഒരു ബഹിരാകാശ പേടകം ആദ്യമായി ചിത്രം പകർത്തിയ ഛിന്നഗ്രഹം. 1991 ൽ പേടകം കടന്നുപോയപ്പോൾ പകർത്തിയത് (നിറങ്ങൾ വിപുലീകരിച്ചിരിക്കുന്നു).
1969 ൽ മെക്സിക്കോയിൽ പതിച്ച അലെൻഡെ ഉൽക്ക (Allende Meteorite), കാർബണിക കോണ്ഡ്രൈറ്റാണ് ഈ ഉൽക്ക.

വർണ്ണിക്കപ്പെടുന്ന ഭാവനകളിൽ നിന്ന് വ്യത്യസ്തമായി ഛിന്നഗ്രഹ വലയ മേഖലയിൽ കൂടുതലും ഒഴിഞ്ഞ സ്ഥലമാണുള്ളത്. വളരെ വിശാലമായ മേഖലയിൽ അവ വിതരണം ചെയ്യപ്പെട്ടിരിക്കുകയാണ്, കൃത്യമായ ലക്ഷ്യവച്ച് നീങ്ങിയാലല്ലാതെ ഒരു ഛിന്നഗ്രഹത്തിനടുത്ത് എത്തിച്ചേരാൻ സാധിക്കില്ല. അതേ സമയം വളരെയധികം ഛിന്നഗ്രഹങ്ങളുണ്ടെന്ന് അറിയുന്ന കാര്യമാണ്. കുറഞ്ഞ വലിപ്പത്തിനുള്ള പരിധിയനിസരിച്ച് ദശലക്ഷക്കണക്കിന് വരെ അവയുണ്ടാകും. 100 കിലോമീറ്ററിൽ കൂടുതൽ വ്യാസമുള്ള 200 ഛിന്നഗ്രഹങ്ങളെ കണ്ടെത്തിയിട്ടുണ്ട്,[38] 1 കിലോമീറ്ററോ അതിലധികമോ വ്യാസമുള്ള 700,000 മുതൽ 17 ലക്ഷം വരെ ഛിന്നഗ്രഹങ്ങളുണ്ടെന്ന് ഇൻഫ്രാറെഡ് വികിരണങ്ങൾ വഴിയുള്ള മാപനങ്ങളിൽ നിന്നും വ്യക്തമായിട്ടുണ്ട്.[39] ശരാശരി 16 ഓടെ 11 നും 19 നും ഇടയിലാണ് അറിയുന്ന ഭൂരിഭാഗം ഛിന്നഗ്രഹങ്ങളുടേയും ദൃശ്യകാന്തിമാനം.[40]

3.0×1021 നും 3.6×1021 നും ഇടയിലാണ് ഛിന്നഗ്രഹ വലയത്തിന്റെ ആകെ പിണ്ഡം എന്ന് കണക്കാക്കപ്പെട്ടിരിക്കുന്നു, ഇത് വെറും ഭൂമിയുടെ ചന്ദ്രന്റെ 4 ശതമാനം മാത്രമാണ്.[1][2] മൊത്തം പിണ്ഡത്തിന്റെ പാതിയും സീറീസ്, 4 വെസ്റ്റ, 2 പാളസ്, 10 ഹൈഗിയ എന്നീ വലിയ നാലെണ്ണത്തിന്റെ വകയാണ്, സീറിസിന്റേത് മാത്രം മൂന്നിലൊന്ന് വരും.[3][4] 2.766 ആസ്ട്രോണമിക്കൾ യൂണിറ്റ് അകലെയാണ് സീറീസ് പരിക്രമണം ചെയ്യുന്നത്, ഇത് ഏതാണ്ട് 2.8 ആസ്ട്രോണമിക്കൽ ദൂരം അകലെയുള്ള വലയത്തിന്റെ പിണ്ഡം കേന്ദ്രത്തിന് സമീപമാണ്.[41]

ഘടന[തിരുത്തുക]

നിലവിൽ വലയത്തിൽ മൂന്ന് തരത്തിലുള്ള ഛിന്നഗ്രഹങ്ങളാണുള്ളത്: സി-ടൈപ്പ് അഥവാ കാർബണീക്കമായ ഛിന്നഗ്രഹങ്ങൾ, എസ്-ടൈപ്പ് അഥവാ സിലിക്കേറ്റ് ഛിന്നഗ്രഹങ്ങൾ, എം-ടൈപ്പ് അഥവാ ലോഹീയ ഛിന്നഗ്രഹങ്ങൾ.

കാർബണീകമായ ഛിന്നഗ്രഹങ്ങൾ പേര് സൂചിപ്പിക്കന്നത് പോലെ കാർബണിനാൽ സമ്പുഷ്ടമായവയാണ്, വലയത്തിന്റെ പുറം മേഖലകളിലാണ് ഇവ കൂടുതലുള്ളത്.[42] ദൃശ്യമാകുന്ന 75 ശതമാനം ഛിന്നഗ്രഹങ്ങളും ഈ തരത്തിൽ പെട്ടവയാണ്. ചുവപ്പ് ചായയാണ് ഇവയ്ക്ക് കൂടാതെ കുറഞ്ഞ ആൽബിഡോയുമാണ് ഉണ്ടായിരിക്കുക. കാർബണീകമായ കോണ്ട്രൈറ്റ് ഉൽക്കാശിലകളെ പോലെയുള്ള ഉപരിതല രാസഘടനയാണ് ഇവയുടേതും. ലഘു മൂലകങ്ങൾ മാത്രം അടങ്ങിയതും ബാഷ്പീകരണ വസ്തുക്കൾ നഷ്ടപ്പെട്ടതുമായ ഇവയുടെ വർണ്ണരാജി രാസപരമായി ആദ്യകാല സൗരയൂഥത്തിലെ അവസ്ഥയോട് ചേർന്നു നിൽക്കുന്നു.

2.5 ആസ്ട്രോണമിക്കൽ യൂണിറ്റ് അകലെ വലയത്തിന്റെ ആന്തര ഭാഗത്താണ് എസ്-ടൈപ്പ് അഥവാ സിലിക്കേറ്റ് ഛിന്നഗ്രഹങ്ങൾ കാണപ്പെടുന്നത്.[42][43] സിലിക്കേറ്റുകളുടേയും അല്പം ലോഹങ്ങളുടേയും സാന്നിദ്ധ്യമണ് ഇവയുടെ വർണ്ണരാജിയിൽ തെളിയുന്നത്, കാർബണീക സംയുക്തങ്ങൾ വലിയ അളവിലില്ല. ആദ്യ കാലങ്ങളിൽ നിന്നും വ്യത്യസ്തമാകുന്ന തരത്തിൽ അവയുടെ പദാർത്ഥങ്ങൾക്ക് മാറ്റം സംഭവിച്ചിരിക്കുന്നു എന്നാണ് ഇത് സൂചിപ്പിക്കുന്നത്, ഉരുകൽ വഴിയും പുനഃക്രമീകരങ്ങൾ വഴിയുമായിരിക്കും അങ്ങനെ സംഭവിച്ചിരിക്കുക. താരതമ്യേന ഉയർന്ന ആൽബിഡോ ഇവയ്ക്കുണ്ട്, ഛിന്നഗ്രഹ സമൂഹത്തിന്റെ 17 ശതമാനത്തോളമാണ് ഇവയുള്ളത്.

ലോഹ സമ്പുഷ്ടമായ എം-ടൈപ്പ് ഛിന്നഗ്രഹങ്ങൾ 8 ശതമാനത്തോളം വരും; ഇരുമ്പ്-നിക്കൽ വർണ്ണരാജിയാണ് ഇവയ്ക്കുള്ളത്. ലോഹ കാമ്പുള്ള ജനകവസ്തുക്കളുടെ കൂട്ടിയിടികൾ വഴിയാണ് ഇവയിലെ ചിലത് രൂപപ്പെട്ടിരിക്കുക. അതേ സമയം ഇതേ രൂപഭാവം പ്രകടിപ്പിക്കുന്ന സിലിക്കേറ്റ് സംയുക്തങ്ങളുണ്ട്. ഉദാഹരണത്തിന് 22 കാളിയോപ്പ് (22 Kalliope) എന്ന വലിയ എം-ടൈപ്പ് ഛിന്നഗ്രഹം പ്രധാനമായും ലോഹങ്ങൾ അടങ്ങിയതല്ലെന്നാണ് മനസ്സിലാക്കാൻ കഴിഞ്ഞിട്ടുള്ളത്.[44] വലയത്തിനകത്ത് സെമി-മേജർ അക്ഷം 2.7 ആസ്ട്രോണമിക്കൽ യൂണിറ്റ് അകലം വരുന്ന ഇടങ്ങളിലാണ് ഇവയുടെ വിതരണം കൂടുതലായി കാണുന്നത്.[45] എം-ടൈപ്പ് ഛിന്നഗ്രഹങ്ങളെല്ലാം ഘടനാ പരമായി സദൃശ്യങ്ങളാണോ അതല്ല സി-ടൈപ്പ്, എസ്-ടൈപ്പ് തരങ്ങളിൽ ഉൾപ്പെടുത്താനാവാത്തവയെ അക്കൂട്ടത്തിൽ പെടുത്തിയിരിക്കുകയാണോ എന്ന് വ്യക്തമല്ല.[46]

വി-ടൈപ്പ് അഥവാ ബാസാൾട്ടികമായ ഛിന്നഗ്രഹങ്ങൾ വളരെ കുറഞ്ഞിരിക്കുന്നത് അല്പം ആശ്ചര്യത്തിന് വക നൽകുന്ന കാര്യമാണ്.[47] വെസ്റ്റ പോലെയുള്ള വലിയ വസ്തുക്കൾക്ക് പുറംതോടും മാന്റിലുമൊക്കെയുള്ള ഘടനയായിരിക്കും എന്നാണ് ഛിന്നഗ്രഹ രൂപീകരണം സിദ്ധാന്തങ്ങൾ മുന്നോട്ട് വയ്ക്കുന്നത്, അവയുടെ ഭൂരിഭാഗവും ബാസാൾട്ടികമായ ശിലകളായിരിക്കും, അങ്ങെനെ വരുമ്പോൾ ഛിന്നഗ്രഹങ്ങളിലെ പാതിയിൽ കൂടുതലും ബസാൾട്ടികമോ ഒലീവൈനികമോ ആയിരിക്കണം. അതേസമയം 99 ശതമാനം ബാസാൾട്ട് വസ്തുക്കളും അപ്രത്യക്ഷമാണെന്നാണ് നിരീക്ഷണങ്ങളിൽ നിന്ന് മനസ്സിലാകുന്നത്.[48] 2001 വരെ കണ്ടെത്തിയ ബസാൾട്ടിക ഛിന്നഗ്രഹങ്ങളെല്ലാം തന്നെ വെസ്റ്റയിൽ നിന്ന് രൂപപ്പെട്ടവയാണ് (അതുകൊണ്ടാണ് വി-ടൈപ്പ് എന്ന് വിളിക്കുന്നത്). എന്നാൽ അതുവരെ കണ്ടെത്തിയ ബസാൾട്ടിക ഛിന്നഗ്രഹങ്ങളിൽ നിന്ന് വ്യത്യസ്തമായ ഘടനയോട് കൂടിയ 1459 മാഗ്ന്യ (1459 Magnya) ഛിന്നഗ്രഹത്തെ കണ്ടെത്തിയത് വ്യതസ്തമായ ഉല്പത്തിയെപ്പറ്റിയുള്ള സൂചന നൽകുന്നു.[48] വെസ്റ്റയിൽ നിന്നല്ലാത്ത ബസാൾട്ടിക്ക് ഘടനയോടുകൂടിയ 7472 കുരമകിരി (7472 Kumakiri), (10537) 1991 RY16 എന്നീ ഛിന്നഗ്രഹങ്ങളെ 2007 ൽ കണ്ടെത്തിയതോടു കൂടി വ്യത്യസ്ത ഉൽപ്പത്തിയെപ്പറ്റിയുള്ള സൂചനകൾക്ക് ആക്കം കൂടി. ഇവയാണ് ഇതുവരെ വലയത്തിന്റെ പുറംഭാഗത്ത് കണ്ടെത്തിയ ഛിന്നഗ്രഹങ്ങൾ.[47]

ഛിന്നഗ്രഹത്തിനകത്തെ താപനില സൂര്യനിൽ നിന്നുള്ള ദൂരത്തിനനുസരിച്ച് വ്യത്യാസപ്പെടുന്നു. ധൂളിപടലങ്ങളുടെ കാര്യത്തിൽ താപനില 2.2 AU അകലത്തിൽ 200 കെൽവിൻ (−73 °C) മുതൽ 3.2 AU അകലെ 165 കെൽവിൻ (−108 °C) വരെയാണ്.[49] ഛിന്നഗ്രഹങ്ങൾ കറങ്ങുന്നതിനാൽ ഉപരിതലത്തിന്റെ ഭാഗങ്ങൾ സൂര്യനഭിമുഖമായി വരികയും പിന്നീട് മാറി എതിർവശത്തും എത്തുന്നതിനനുസരിച്ച് താപനിലയയിൽ വലിയ വ്യത്യാസമുണ്ടാകുന്നു.

പ്രധാന വലയ ധൂമകേതുക്കൾ[തിരുത്തുക]

വലത്തിന്റെ പുറം വശത്ത് സ്ഥിതിചെയ്യുന്ന ശ്രദ്ധിക്കപ്പെടാത്ത പലവസ്തുക്കളും ധൂമകേതു സ്വഭാവം കാണിക്കുന്നുണ്ട്. സാധാരണ ധൂമകേതുക്കളെ പോലെ ഇവയുടെ പരിക്രമണം പഥം വിശദീകരിക്കുക എളുപ്പമല്ല, പുറം വശത്തുള്ള പല ഛിന്നഗ്രഹങ്ങളും ഹിമത്താലുള്ളതാണ്, ചെറിയ കൂട്ടിയിടികൾ വഴി ഇവ ബാഷ്പീകരിക്കപ്പെടാറുണ്ട്. സാധാരണ ധൂമകേതുക്കളിൽ ഡ്യൂട്ടീരിയം-ഹൈഡ്രജൻ അനുപാതം വളരെ കുറവായതിനാൽ ഒരു പക്ഷെ പ്രധാന വലയത്തിലെ ധൂമകേതുക്കളായിരിക്കാം ഭൂമിയിലെ സമുദ്രജലത്തിന്റെ സ്രോതസ്സ്.[50]

പരിക്രമണങ്ങളും ഭ്രമണങ്ങളും[തിരുത്തുക]

ഛിന്നഗ്രഹ വലയം ഛിന്നഗ്രഹങ്ങളുടെ ഉത്കേന്ദ്രതയുടെ അടിസ്ഥാനത്തിൽ. പ്രധാന വലയം ചുവപ്പ്, നീല നിറങ്ങളിൽ കാണിച്ചിരിക്കുന്നു, ചുവപ്പ് നിറത്തിലുള്ളത് മർമ്മ ഭാഗമാണ്.

പ്രധാനവലയത്തിലെ ഭൂരിഭാഗം ഛിന്നഗ്രഹങ്ങളുടേയും പരിക്രമണപഥത്തിന് 0.4 ൽ കുറഞ്ഞ ഉത്കേന്ദ്രതയും 30° യിൽ കുറഞ്ഞ ചെരിവുമാണുള്ളത്. 0.07 വരെ ഉത്കേന്ദ്രതയുള്ളതും 4° വരെ ചെരിവുള്ളതുമായ ഛിന്നഗ്രഹങ്ങളുമുണ്ട്.[40] സാധാരണ ഛിന്നഗ്രഹങ്ങൾക്കൊക്കെ താരതമ്യേന വൃത്താകാരമായതും ക്രാന്തിവൃത്തത്തോട് ചേർന്നതുമായ പരിക്രമപഥങ്ങളുള്ളപ്പോൾ വളരെ ഉത്കേന്ദ്രതയുള്ളതും ക്രാന്തിവൃത്തതിന് വളരെ അകലെ എത്തുന്ന പരിക്രമണപഥത്തൊടു കൂടിയവയുമുണ്ട്.

ചിലപ്പോൾ പ്രധാന വലയം എന്നത് കൂടുതൽ അംഗസാന്ദ്രത കൂടുതാലായുള്ള "കേന്ദ്ര"ഭാഗത്തെ സൂചിപ്പിക്കാൻ ഉപയോഗിക്കാറുണ്ട്. ഇത് 2.06 AU നും 3.27 AU നും ഇടയിലായുള്ള 4:1, 2:1 കിർക്ക്‌വുഡ് വിടവുകൾക്കിടയിലായി സ്ഥിതി ചെയ്യുന്നതും, 0.33 പരിക്രമണ ഉത്കേന്ദ്രതയുക്ക് താഴയുള്ളതും 20° താഴെ ചെരിഞ്ഞതുമായ പരിക്രമണ പഥത്തൊടു കൂടിയവയേയുമാണ് ഇക്കൂട്ടത്തിൽ ഉൾപ്പെടുത്തിയിട്ടുള്ളത്. ഈ "കേന്ദ്ര" ഭാഗത്താണ് സൗരയൂഥത്തിൽ പേര് നൽകപ്പെട്ടിട്ടുള്ള 93.4% ലഘു ഗ്രഹങ്ങളും (minor planets) കാണപ്പെടുന്നത്.[51]

ഭ്രമണം ചെയ്യുന്നതിന് ഒരു പരിധിയുണ്ടെന്നാണ് പ്രധാനവലയത്തിനകത്തെ വലിയ ഛിന്നഗ്രഹങ്ങളുടെ ഭ്രമണങ്ങൾ നിരീക്ഷിക്കുകവഴി മനസ്സിലാകുന്നത്. 100 മീറ്ററിൽ കൂടുതൽ വ്യാസമുള്ള ഒരു ഛിന്നഗ്രഹത്തിനും 2.2 മണിക്കൂറിൽ കൂടിയ വേഗതയോടെയുള്ള ഭ്രമണം കാണപ്പെടുന്നില്ല. ഇതിനേക്കാൾ കൂടിയ വേഗത്തിൽ ഛിന്നഗ്രഹം ഭ്രമണം ചെയ്യുകയാണെങ്കിൽ അവയുടെ ഉപരിതലത്തിൽ പദാർത്ഥങ്ങളുടെ ജഡത്വം (inertia) അനുഭവപ്പെടുന്ന ഗുരുത്വാകർഷണത്തേക്കാൾ കൂടുതാലാകുകയും ഉപരിതലപദാർത്ഥങ്ങൾ പുറത്തേക്ക് തെറിച്ച് നഷ്ടമാകുകയും ചെയ്യും. അതേ സമയം ഉറച്ച ശരീരത്തോടു കൂടിയ വസ്തുക്കൾക്ക് ഇതിനേക്കാൾ വേഗത്തിലുള്ള ഭ്രമണം സാധ്യമാകേണ്ടതാണ്.100 മീറ്ററിൽ കൂടുതൽ വ്യാസമുള്ള ഭൂരിഭാഗം ഛിന്നഗ്രഹങ്ങളും കൂട്ടിയിടികൾ വഴിയുള്ള അവശിഷ്ടങ്ങളുടെ പാറക്കൂമ്പാരമെന്നാണ് ഇതുവഴി മനസ്സിലാക്കാൻ സാധിക്കുന്നത്.[52]

കിർക്ക്‌വുഡ് വിടവുകൾ[തിരുത്തുക]

പ്രധാന വലയത്തിലെ മർമ്മ ഭാഗത്തുള്ള ഛിന്നഗ്രഹങ്ങളുടെ വിതരണമാണ് ചാർട്ടിൽ കാണിച്ചിരിക്കുന്നത്. വ്യാഴവുമായുള്ള പരിക്രമണം അനുരണനം വരുന്ന കിർക്ക്‌വുഡ് വിടവുകൾ കറുത്ത അമ്പടയാളങ്ങൾ വഴി കാണിച്ചിരിക്കുന്നു.

ഛിന്നഗ്രഹത്തിന്റെ സെമി-മേജർ അക്ഷം അറിയുന്നതുവഴി സൂര്യനു ചുറ്റുമുള്ള അതിന്റെ പരിക്രമണപഥത്തെ കുറിച്ചുള്ള അറിവ് ലഭിക്കുന്നു, അതിന്റെ പരിക്രമണ ദൈർഘ്യത്തെ കുറിച്ച് അറിയാനും സാധിക്കുന്നു. ഇത്തരം വസ്തുക്കൾ പരിക്രമണം ചെയ്യുന്ന മേഖലയിൽ വിടവുകൾ കണ്ടെത്തിയതായി 1866 ൽ ഡാനിയേൽ കിർക്ക്‌വുഡ് പ്രഖ്യാപിക്കുകയുണ്ടായി. വ്യാഴത്തിന്റെ പരിക്രമണ ദൈർഘ്യത്തിന്റെ പൂർണ്ണ ഘടകങ്ങളായ പരിക്രമണ ദൈർഘ്യം വരുന്ന മേഖലകളായിരുന്നു അവ. ഗ്രഹത്തിൽ നിന്നുള്ള ഗുരുത്വബല സംഭ്രമങ്ങൾ ആ സ്ഥാനങ്ങളിൽ നിന്നും വസ്തുക്കളെ നീക്കം ചെയ്യുന്നതായിരിക്കും എന്ന കാര്യവും അദ്ദേഹം മുന്നോട്ട് വച്ചു.[53]

ഒരു ഛിന്നഗ്രഹത്തിന്റെ ശരാശരി പരിക്രമണ ദൈർഘ്യം വ്യാഴത്തിന്റെ പരിക്രമണ ദൈർഘ്യത്തിന്റെ പൂർണ്ണ ഘടകമാകുമ്പോൾ വാതക ഭീമനുമായി സമമായ-ചലന അനുരണനം സംഭവിക്കുകയും അത് ഛിന്നഗ്രഹത്തെ സംഭ്രമം ചെയ്യിക്കുന്ന രീതിയിൽ പരിക്രമണ ഘടകങ്ങളിൽ മാറ്റം വരുത്തുകയും ചെയ്യുന്നു. വ്യാഴം കാലക്രമേണ നീങ്ങുന്നതിനനുസരിച്ചോ[54] അതുമല്ലാതെ ഈ വിടവുകളിലേക്ക് കാലാനുസൃതമായോ കൂട്ടിയിടി ഫലമായോ അതുപോലെ മറ്റ് കാരണങ്ങളാലോ എത്തിപ്പെടുന്ന ഛിന്നഗ്രഹങ്ങൾ അപ്പോഴുള്ളതിനേക്കാൽ വലുതോ ചെറുതോ ആയ സെമി-മേജർ അക്ഷമുള്ള പരിക്രമണം പഥത്തിലേക്ക് മാറ്റപ്പെടുന്നു.

ഛിന്നഗ്രഹങ്ങളുടെ പരിക്രമണ പാതകൾ ദീർഘവൃത്താകാരങ്ങളായതിനാൽ ഈ വിടവുകൾ നേരിട്ട് തിരിച്ചറിയാൻ സാധിക്കില്ല, കൂടാതെ വിടവിന്റെ വ്യാസാർദ്ധത്തിനു തുല്യമായ അകലത്തിലൂടെ ഛിന്നഗ്രഹങ്ങൾ കടന്നുപോകുന്നതും വീക്ഷിക്കാൻ കഴിയും. ഈ വിടവുകളിലെ ഛിന്നഗ്രഹങ്ങളുടെ അംഗസാന്ദ്രതയ്ക്ക് ചുറ്റിലുമുള്ള മേഖലകളിലെ അംഗസാന്ദ്രതയോട് വലിയ വ്യത്യാസമൊന്നും കാണാനും സാധിക്കില്ല.[41]

പ്രധാന വിടവുകൾ വരുന്നത് വ്യാഴവുമായി 3:1, 5:2, 7:3, 2:1 പരിക്രമണ അനുരണനങ്ങൾ വരുന്നയിടങ്ങളിലാണ്. വ്യാഴം ഒരു പരിക്രമണം പൂർത്തിയാകുമ്പോഴേക്കും 3:1 കിർക്ക്‌വുഡ് വിടവിൽ നിലനിൽക്കുന്ന ഒരു ഛിന്നഗ്രഹം മൂന്ന് തവണ പരിക്രമണം പൂർത്തിയാക്കും. മറ്റ് സെമി-മേജർ അക്ഷങ്ങളിലും ബലഹീനമായ അനുരണങ്ങൾ ഉണ്ടാകും, ഈ ഭാഗങ്ങളിൽ ചുറ്റിലുള്ളതിനേക്കാൾ കുറഞ്ഞ എണ്ണം ഛിന്നഗ്രഹങ്ങളാണുണ്ടാകുക. ഉദാഹരണത്തിന് 2.71 AU അകലത്തിലത്തിലുള്ള ഛിന്നഗ്രഹങ്ങൾ 8:3 എന്ന അനുരണനത്തിലായിരിക്കും.[55]

പ്രധാനപ്പെട്ട കിർക്ക്‌വുഡ് വിടവുകൾ കണക്കിലെടുത്ത് ഛിന്നഗ്രഹങ്ങൾ കൂടുതലായി കാണപ്പെടുന്ന മൂന്ന് മേഖലകൾ (zones) കണക്കാക്കപ്പെട്ടിട്ടുണ്ട്. 4:1 (2.06 AU), 3:1 (2.5 AU) കിർക്ക്‌വുഡ് വിടവുകൾക്കിടയിലാണ് മേഖല I. മേഖല I ന്റെ അതിർത്തി മുതൽ 5:2 (2.82 AU) കിർക്ക്‌വുഡ് വിടവ് വരെയാണ് മേഖല II. മേഖല II ന്റെ അതിർത്തി മുതൽ 2:1 (3.28 AU) കിർക്ക്‌വുഡ് വിടവ് വരെ മേഖല III സ്ഥിതിചെയ്യുന്നു.[56]

പ്രധാന വലയത്തെ അകം, പുറം വലയങ്ങൾ എന്നിങ്ങനെ രണ്ടായി വിഭജിക്കാവുന്നതാണ്, 3:1 കിർക്ക്‌വുഡ് വിടവിനേക്കാൾ (2.5 AU) ചൊവ്വോയോട് അടുത്ത് സ്ഥിതി ചെയ്യുന്നവയാണ് അകം വലയത്തിലുള്ളത്, വ്യാഴത്തോട് അടുത്ത് കിടക്കുന്നവ പുറം വലയത്തിലും. (ചില നിരീക്ഷകർ 2:1 വിടവിനെ അടിസ്ഥാനമാക്കിയാണ് വിഭജനം നടത്തുന്നത്, മറ്റു ചിലർ അകം, മധ്യം, പുറം എന്നിങ്ങനെ മൂന്നെണ്ണമായി വിഭജിച്ചിരിക്കുന്നു.)

കൂട്ടിയിടികൾ[തിരുത്തുക]

ഛിന്നഗ്രഹ വലയത്തിൽ നടക്കുന്ന കൂട്ടിയിടികൾ വഴിയുണ്ടാകുന്ന ധൂളികൾ രാശി പ്രഭ (zodiacal light) ഉണ്ടാകുന്നതിന് കാരണക്കാരാണ്.

പ്രധാനവലയത്തിലെ ഉയർന്ന അംഗ സംഖ്യ അതിനെ ഒരു സജീവ മേഖലയാക്കി മാറ്റുന്നു, ഛിന്നഗ്രഹങ്ങൾ തമ്മിലുള്ള കൂട്ടിയിടികൾ ഇവിടെ (ജ്യോതിശാസ്ത്ര കാലദൈർഘ്യം കണക്കിലെടുക്കുമ്പോൾ) ഇടയ്ക്കിടെ നടക്കാറുണ്ട്. 10 കിലോമീറ്ററിൽ കൂടുതൽ ശരാശരി വ്യാസമുള്ള വസ്തുക്കൾ തമ്മിലുള്ള കൂട്ടിയിടി 1 കോടി വർഷത്തിൽ ഒന്ന് എന്ന തോതിൽ സംഭവിക്കാറുണ്ട്.[57] കൂട്ടിയിടി ഫലമായി ഛിന്നഗ്രഹം ചെറു കഷ്ടണങ്ങളായി വിഭജിക്കപ്പെടുകയും ഒരു ഛിന്നഗ്രഹ കുടുംബം രൂപപ്പെടുകയും സംഭാവിക്കാം. ഇതിനു വിപരീതമായി സാവകാശമുള്ള കൂട്ടിയിടിയിൽ രണ്ട് ഛിന്നഗ്രഹങ്ങൾ ഒന്നായി തീരുകയും സംഭവിക്കാം. ഇങ്ങനെയുള്ള പ്രവർത്തനങ്ങൾ നടക്കുന്ന അവിടം 400 കോടി വർഷം കഴിഞ്ഞിട്ടും തുടക്കത്തിലെ അംഗസംഖ്യയോട് സാമ്യമുള്ള വിധത്തിലാണുള്ളത്.

പ്രധാനവലയത്തിൽ ഛിന്നഗ്രഹങ്ങളെ കൂടാതെ മൈക്രോമീറ്റർ തലത്തിലുള്ള പൊടി കണങ്ങളും ഉണ്ട്. ഛിന്നഗ്രഹങ്ങൾ തമ്മിലുള്ള കൂട്ടിയിടികൾ ഫലമായും, ഛിന്നഗ്രഹങ്ങളുടെ മേൽ സംഭവിക്കുന്ന സൂക്ഷ്മ ഉൽക്കാവർഷങ്ങൾ കാരണമായും ആവാം ഇത്തരത്തിലുള്ള നേർത്ത ധൂളികൾ ഉണ്ടായിട്ടുള്ളത്. പോയിന്റിങ്-റോബേർട്ട്സൺ ഇഴക്കൽ (Poynting-Robertson drag) ഫലമായി ഈ ധൂളികൾ വർത്തുളപാതയിലൂടെ പതുക്കെ സൂര്യനിലേക്ക് സഞ്ചരിക്കുന്നുണ്ട്.[58]

ഛിന്നഗ്രഹങ്ങളുടെ ഈ നേർത്ത പൊടിയും വാൽനക്ഷത്രങ്ങൾ വഴി പുറത്തുവരുന്ന നേർത്തപൊടിയും ചേർന്നാണ് രാശി പ്രഭ സൃഷ്ടിക്കുന്നത്. ഈ മങ്ങിയ ദീപ്തി രാത്രിയിൽ സൂര്യന്റെ ഭാഗം മുതൽ കാന്തിവൃത്തതിലൂടെ വ്യാപിച്ച് കാണാം. 40 മൈക്രോമീറ്റർ മുതൽ വാസാർദ്ധമുള്ള കണികളാണ് ദൃശ്യമാകുന്ന രാശിപ്രഭയ്ക്ക് കാരണമാകുന്നത്. 700,000 വർഷങ്ങളാണ് ഇത്തരം കണങ്ങളുടെ സാധാരണ കാലദൈർഘ്യം. അതുകൊണ്ട് തന്നെ ഈ പൊടിപടലങ്ങൾ സ്ഥിരമായി കാണപ്പെടണമെങ്കിൽ അവയുടെ തുടർച്ചയായ ഉല്പാദനം സംഭവിക്കേണ്ടതുണ്ട്.[58]

ഉൽക്കാവർഷങ്ങൾ[തിരുത്തുക]

കൂട്ടിയിടികൾ ഫലമായുണ്ടാകുന്ന ഖണ്ഡങ്ങൾ ഭൂമിയുടെ അന്തരീക്ഷത്തിൽ പ്രവേശിക്കുന്ന ഉൽക്കകളായി പരിണമിക്കാം.[59] ഭൂമിയിൽ ഇതുവരെ കണ്ടെത്തിയ 30,000 ഉൽക്കാവർഷങ്ങളുടെ 99.8 ശതമാനവും ഛിന്നഗ്രഹവലയത്തിൽ നിന്നുള്ളതാണെന്ന് മനസ്സിലാക്കാൻ കഴിഞ്ഞിട്ടുണ്ട്.[60] ഭൂതകാലത്തെ കൂട്ടിയിടി വഴി 298 ബാപ്റ്റിസ്റ്റിന (298 Baptistina) ഛിന്നഗ്രഹത്തിന്റെ ഖണ്ഡങ്ങൾ ആന്തര സൗരയൂഥത്തിൽ പ്രവേശിച്ചതായി 2007 സെപ്റ്റംബറിൽ യു.എസ്., ചെക്ക് സംയുക്തസംഘം നടത്തിയ പഠനത്തിൽ നിന്ന് മനസ്സിലാക്കാൻ സാധിച്ചിട്ടുണ്ട്. ചന്ദ്രനിലെ ടൈക്കൊ (Tycho) ഗർത്തവും മെക്സിക്കൊയിലെ ചിക്സുല്യുബ് (Chicxulub) ഗർത്തവും രൂപപ്പെടാൻ കാരണവും 6.5 കോടി വർഷങ്ങൾക്ക് മുൻപ് ദിനോസറുകളുടെ കുറ്റിയറ്റുപോകാൻ കാരണവും ആ ഖണ്ഡങ്ങളാണെന്ന് വിശ്വസിക്കപ്പെടുന്നു.[61]

വലിയ ഛിന്നഗ്രഹങ്ങൾ[തിരുത്തുക]

കുള്ളൻ ഗ്രഹമായ സീറീസ്.

ഛിന്നഗ്രഹ വലയത്തിലായതിനാൽ സീറീസ്, വെസ്റ്റ, പാളസ്, ഹൈഗിയ എന്നിവയ്ക്ക് ഗ്രഹപദവി കിട്ടുന്നില്ലെങ്കിലും ക്ഷുദ്ര ഗ്രഹങ്ങളെയും ചെറു സൗരയൂഥ വസ്തുക്കളേയും വേർതിരിക്കുന്ന സ്വഭാവിശേഷതയുടെ വക്കിലാണ് അവയുടെ സ്ഥാനം. ഗ്രഹങ്ങൾ കാണിക്കുന്ന പല സ്വഭാവവിശേഷതകളും അവ പ്രകടിപ്പിക്കുന്നുണ്ടെങ്കിലും പാറ പോലെയുള്ള ഛിന്നഗ്രഹങ്ങളുടെ സ്വഭാവവിശേഷതകളും അവ പ്രകടിപ്പിക്കുന്നു.

കൂട്ടത്തിൽ ഗുരുത്വബലത്താൽ ഏതാണ്ട് ഗോള രൂപം പ്രാപിക്കാൻ തക്ക വലിപ്പം സീറിസിന് മാത്രമേ ഉള്ളൂ, അതുകൊണ്ട് തന്നെ 2006 ലെ ഐ.എ.യു. ടെ നിർവ്വചന പ്രകാരം ഇതിനെ കുള്ളൻ ഗ്രഹമായാണ് പരിഗണിച്ചിരിക്കുന്നത്.[62] മറ്റ് മൂന്നിനേയും ഇതേ രീതിയിൽ ഉൾപ്പെടുത്താവുന്നതാണ്.[63][64] സീറീസിന് മറ്റ് ഛിന്നഗ്രഹങ്ങളേക്കാൾ വളരെ കൂടുതൽ കേവല കാന്തിമാനമുണ്ട്, ഏതാണ്ട് 3.32 ആണ് അതിന്റെ കേവല കാന്തിമാനം,[65] അതിന്റെ ഉപരിതലത്തിൽ ഹിമത്തിന്റെ പാളി ഉണ്ടായിരിക്കാം.[66] ഗ്രഹങ്ങളെ പോലെ സീറീസിനും കാമ്പ്, മാന്റിൽ, പുറംതോട് എന്നിങ്ങനെയായുള്ള വ്യക്തമായ ഘടനയുണ്ട്.[66] വെസ്റ്റയ്ക്കും ഇതുപോലെയുള്ള ഘടനയുണ്ട്, എന്നാൽ സൗരയൂഥത്തിലെ ഹിമരേഖയ്ക്കുള്ളിൽ രൂപപ്പെട്ടതിനാൽ അതിന് ജലത്തിന്റെ അഭാവമുണ്ട്,[67] ഒലീവൈൻ പോലെയുള്ള ബസാൾട്ടിക്ക് പാറകളാണ് ഭൂരിഭാഗവും.[48] യുറാനസിനെ പോലെ വശങ്ങളിൽ കറങ്ങുന്നതാണ് പാളസ്, ഇതിന്റെ ഒരു ധ്രുവം സ്ഥിരമായി സൂര്യനഭിമുഖമായും മറ്റേത് സ്ഥിരമയി സൂര്യന്റെ എതിർവശത്തുമായി നിൽക്കുന്നരീതിയിലാണ് ചലനം.[68] സീറീസിന്റെ രാസഘടനയോട് സാമ്യതയുള്ള രീതിയിൽ കാർബൺ,സിലിക്കൺ സമ്പുഷ്ടമാണ് ഇത്.[69] കാർബണികമായ ഛിന്നഗ്രഹമാണ് ഹൈഗിയ, മറ്റ് ഛിന്നഗ്രഹങ്ങളിൽ നിന്ന് വിഭിന്നമായി ക്രാന്തി വൃത്തത്തോട് അടുത്താണ് ഇതിന്റെ സഞ്ചാരം.[70]

കുടുംബങ്ങളും കൂട്ടങ്ങളും[തിരുത്തുക]

പ്രധാന വലയത്തിലെ ഏതാനും അംഗങ്ങളുടെ പരിക്രമണ ചെരിവും ഉത്കേന്ദ്രതയും അടിസ്ഥാനമാക്കിയിള്ള ഈ ഗ്രാഫിൽ ഛിന്നഗ്രഹ കുടുബങ്ങളുടെ സമൂഹം കാണാം.

ചില ഛിന്നഗ്രഹങ്ങൾ ഒരേ പോലെയുള്ള സ്വഭാവവിശേഷതകൾ പ്രകടിപ്പിക്കുന്ന രീതിയിൽ കുടുംബങ്ങളും കൂട്ടങ്ങളുമായി നിലനിൽക്കുന്നുണ്ടെന്ന് 1918 ൽ ജപ്പാനീസ് ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞനായ കിയോത്സുഗു ഹിരായമയുടെ (Kiyotsugu Hirayama) ശ്രദ്ധയിൽ പെടുകയുണ്ടായി.[71]

ഛിന്നഗ്രഹങ്ങളിലെ മൂന്നിലൊന്നും ഏതെങ്കിലും ഛിന്നഗ്രഹ കുടുംബങ്ങളിൽ അംഗങ്ങളാണ്. ഒരേ കുടുംബത്തിൽ പെട്ടവ സെമി-മേജർ അക്ഷം, ഉത്കേന്ദ്രത, പരിക്രമണതലത്തിന്റെ ചെരിവ് തുടങ്ങിയ പരിക്രമണ ഘടകങ്ങളിൽ സമാനത കാണിക്കുന്നു അതുപോലെ വർണ്ണരാജിയിലും അവ സമാനമായി കാണപ്പെടും, വലിയ ഒരു വസ്തു ഖണ്ഡങ്ങളായി രൂപപ്പെട്ടതാണ് അവയെന്നാണ് ഇതൊക്കെ സൂചിപ്പിക്കുന്നത്. പ്രധാന വലയത്തിലെ ഇത്തരം അംഗങ്ങളുടെ ദൃശ്യമാതൃകകളിൽ കൂട്ടം കൂടിയിരിക്കുന്നതായി കാണപ്പെടുന്നവയോരോന്നും ഒരോ കുടുംബങ്ങളെയും സൂചിപ്പിക്കുന്നു. ഇത്തരത്തിലുള്ള ഏതാണ്ട് 20 മുതൽ 30 വരെ കുടുംബങ്ങളുണ്ട്. ഇതിലും ചെറിയ തലത്തിലുള്ള വർഗ്ഗീകരണങ്ങളുണ്ടെങ്കിലും അവ അപൂർവ്വമായേ കാണുന്നുള്ളൂ. ഒരേ വർണ്ണരാജി വിശേഷതകൾ പ്രകടിപ്പിക്കുന്നതിൽ നിന്നും ഛിന്നഗ്രഹ കുടുംബത്തെ മനസ്സിലാക്കാം.[72]

പ്രധാന വലയത്തിലെ പ്രധാനപ്പെട്ട കുടുംബങ്ങൾ ഇവയാണ്: (സെമി-മേജർ അക്ഷം വർദ്ധിക്കുന്ന ക്രമത്തിൽ) ഫ്ലോറ (Flora), യൂനോമ (Eunoma), കൊറോണിസ് (Koronis), ഇയോസ് (Eos), തേമിസ് (Themis).[45] ഏറ്റവും വലിയ കുടുംബങ്ങളിലൊന്നായ ഫ്ലോറയിൽ അറിയുന്നതായി 800 ൽ കൂടുതൽ അംഗങ്ങളുണ്ട്, 100 കോടിയിൽ കുറഞ്ഞ വർഷത്തിനുള്ളിൽ നടന്ന കൂട്ടിയിടിലൂടെയാണ് ഇത് രൂപപ്പെട്ടതെന്ന് കരുതുന്നു.[73] വെസ്റ്റ കുടുമബത്തിൽ പെട്ടതാണ് വലിയ ഛിന്നഗ്രഹങ്ങളിലൊന്നായ 4 വെസ്റ്റ. വെസ്റ്റയിൽ ഗർത്തരൂപീകരണത്തിൽ കാരണമാകുന്ന തരത്തിൽ നടന്ന കൂട്ടിയിടിലൂടെ രൂപപ്പെട്ടതാണീ കുടുംബം. ഈ കൂട്ടിയിടി വഴി രൂപപ്പെട്ടതാണ് HED ഉൽക്കകൾ എന്ന് കരുതുന്നു.[74]

പ്രധാന വലയത്തിൽ മൂന്ന് പ്രധാന ധൂളി പാടകൾ കണ്ടെത്തിയിട്ടുണ്ട്. ഇയോസ്, കൊറോണിസ്, തേമിസ് എന്നി കുടുംബങ്ങൾക്ക് സമാനമായ പരിക്രമണ ചെരിവാണിവയ്ക്ക്, അതുകൊണ്ട് ആ ധൂളി പാടകൾ ഈ കുടുബങ്ങളുമായി ബന്ധപ്പെട്ടതാകുന്നതിന് സാധ്യതയുണ്ട്.[75]


ആന്തര മേഖല[തിരുത്തുക]

1.78 AU മുതൽ 2.0 AU വരെയുള്ള വലയത്തിന്റെ ആന്തരഭാഗം, അതായത് 1.9 AU ശരാശരി സെമി-മേജർ അക്ഷം വരുന്ന ഇടത്താണ് ഹംഗേറിയ കുടുംബം നിലനിൽക്കുന്നത്. അതിലെ പ്രമുഖ അംഗമായ 434 ഹംഗേറിയ (434 Hungaria) പ്രകാരം പേര് നൽകപ്പെട്ടിരിക്കുന്ന കുടുംബത്തിൽ കുറഞ്ഞത് 52 പേര് നൽകപ്പെട്ട ഛിന്നഗ്രഹങ്ങളുണ്ട്. 4:1 കിർക്ക്‌വുഡ് വിടവിനാൽ പ്രധാന വലയത്തിൽ നിന്ന് വേർതിരിക്കപ്പെട്ടിരിക്കുന്ന ഇവയ്ക്ക് ഉയർന്ന പരിക്രമണ ചെരിവാണുള്ളത്. ഇതിലെ ചില അംഗങ്ങൾ ചൊവ്വയുടെ പഥം കടന്ന് സഞ്ചരിക്കുന്നുണ്ട്, ചൊവ്വയുടെ ഗുരുത്വാകർഷണം വഴിയുള്ള സംഭ്രമങ്ങൾ ഇവയുടെ അംഗസംഖ്യ കുറയുന്നതിന് കാരണമായിട്ടുണ്ടാകാം..[76]

പ്രധാന വലയത്തിന്റെ ആന്തരഭാഗത്തുള്ള ഉയർന്ന ചെരിവോടെയുള്ള പരിക്രമണ തലത്തോടെയുള്ള മറ്റൊരു കുടുംബമാണ് ഫൊക്കായെ (Phocaea). കൂടുതലും എസ്-ടൈപ്പ് ഛിന്നഗ്രഹങ്ങളാണ് ഈ കൂട്ടത്തിലുള്ളത്, അതേസമയം ഹംഗേറിയ കുടുംബത്തിൽ ഇ-ടൈപ്പ് ഛിന്നഗ്രഹങ്ങളുണ്ട്.[77] 2.25 AU നും 2.5 AU നും ഇടയിലാണ് ഫൊക്കായെ കുടുംബം പരിക്രമണം നടത്തുന്നത്.

പ്രധാന വലയത്തിന്റെ പുറം ഭാഗത്ത് സ്ഥിതി ചെയ്യുന്നതാണ് സൈബെലീ (Cybele) കൂട്ടം, 3.3 AU നും 3.5 AU നും ഇടയിലാണ് ഇവയുടെ പരിക്രമണം. വ്യാഴവുമായി 7:4 പരിക്രമണ അനുരണനം ഇവയ്ക്കുണ്ട്. 3.5 AU നും 4.2 AU നും ഇടയിലാണ് ഹിൽഡ (Hilda) കുടുംബം, ഏതാണ്ട് വൃത്താകാരവും വ്യാഴത്തോട് 3:2 അനുരണവുമുള്ളതാണ് ഇവയുടെ പരിക്രമണം. 4.2 AU നു ശേഷം വ്യാഴത്തിന്റെ പരിക്രമണ പഥം വരെ ചില ഛിന്നഗ്രഹങ്ങളുണ്ട്. ഇവിടെയാണ് ട്രോജൻ ഛിന്നഗ്രഹങ്ങളുള്ളത്, പ്രധാന വലയത്തിലേത് പോലെ കുറേ ഛിന്നഗ്രഹങ്ങൾ ഈ മേഖലയിലുണ്ട്.[78]

പുതിയ കുടുംബങ്ങൾ[തിരുത്തുക]

ജ്യോതിശാസ്ത്ര കാലദൈർഘ്യ കണക്കിൽ ചില കുടുംബങ്ങൾ കുറഞ്ഞ കാലത്തിനിടയിൽ ഉണ്ടായിട്ടുണ്ട്. 57 ലക്ഷം വർഷങ്ങൾക്ക് മുൻപ് 16 കിലോമീറ്റർ വ്യാസാർദ്ധമുള്ള ഛിന്നഗ്രഹത്തിൽ നടന്ന കൂട്ടിയിടി ഫലമായുണ്ടായതാണ് കാരിൻ കൂട്ടം (Karin Cluster).[79] 83 ലക്ഷം വർഷങ്ങൾക്ക് മുൻപ് രൂപപ്പെട്ടതാണ് വെരിറ്റാസ് (Veritas) കുടുംബം, സമുദ്രത്തിൽ അടിഞ്ഞിരിക്കുന്ന ഗ്രാഹാന്തര പദാർത്ഥങ്ങളിൽ ഇതിനുള്ള തെളിവുണ്ട്.[80]

കുറേ കൂടി അധികം വർഷങ്ങക്ക് മുൻപ്, ഏതാണ്ട് 4.5 കോടി വർഷങ്ങൾക്ക് മുൻപ്, പ്രധാന വലയത്തിലെ ഒരു ഛിന്നഗ്രഹവുമായി നടന്ന കൂട്ടിയിടിയിൽ നിന്നാണ് ഡാറ്റുറ (Datura) കൂട്ടം ഉണ്ടായിരിക്കുന്നത്. ഭൗതികമായ തെളിവുകളേക്കാൾ അവയുടെ ഇന്നത്തെ പരിക്രമണ പതകൾ കണക്കിലെടുത്താണ് പഴക്കം കണക്കാക്കിയിരിക്കുന്നത്. അതേ സമയം ഈ കൂട്ടമായിരിക്കാം ചില രാശി ധൂളി പദാർത്ഥങ്ങൾക്ക് കാരണം.[81] കുറേ കൂടി അടുത്ത കാലത്ത്, 10 ലക്ഷം മുതൽ 50 ലക്ഷം വരെ വർഷങ്ങൾക്ക് മുൻപ് രൂപപ്പെട്ട ഇയാന്നിനി (Iannini) കൂട്ടവും ധൂളികൾ പ്രദാനം ചെയ്യുന്നതിൽ പങ്കു ചേർന്നിരിക്കാം.[82]

പര്യവേഷണം[തിരുത്തുക]

ഡോൺ സംരംഭത്തിലെ പേടകം കലാകാരന്റെ ഭാവനയിൽ, ഇടത് വശം വെസ്റ്റയും വലത് സീറീസും കാണിച്ചിരിക്കുന്നു.

പയനിയർ 10 ആണ് ഛിന്നഗ്രഹ വലയത്തിലുടെ ആദ്യമായി സഞ്ചരിച്ച വാഹനം, 1972 ജൂലൈ 16 നാണ് അത്. വലയത്തിലെ അവശിഷ്ടങ്ങൾ പേടകത്തിനു ദോഷം വരുത്തും എന്ന ആശങ്ക അന്നുണ്ടായിരുന്നു, പക്ഷെ അതിന് 9 പേടകങ്ങൾ കൂടി ഈ മേഖല സുരക്ഷിതമായി സഞ്ചരിച്ച് കടന്നുപോയിട്ടുണ്ട്. പയനിയർ 11, വൊയേജർ 1 ഉം 2 ഉം എന്നിവ വലയത്തിലൂടെ ചിത്രങ്ങളൊന്നും എടുക്കാതെയാണ് കടന്നുപോയത്. 951 ഗാസ്പ്ര (951 Gaspra) ഛിന്നഗ്രഹത്തെ 1991 ഉം 243 ഇഡയെ (243 Ida) 1993 ഉം ഗലീലിയോ പേടകം പകർത്തിയിരുന്നു, 1997 ൽ 253 മാഥിൽഡെ (253 Mathilde) യെ നിയർ (NEAR) പേടകവും, 2000 ൽ 2685 മസൂർക്കി (2685 Masursky) യെ കാസ്സിനിയും, 2002 ൽ 5535 അന്നെഫ്രാങ്കിനെ (5535 Annefrank) സ്റ്റാർഡസ്റ്റും, 2006 ൽ 132524 എ.പി.ൽ. (132524 APL) ന്യു ഹറിസൺസും, 2008 ൽ 2867 Šteins നെ റോസെറ്റയും പകർത്തി.[83] പ്രധാന വലയത്തിലെ അംഗസാന്ദ്രത കുറവായതിനാൽ 100 കോടിയിൽ ഒന്ന് എന്ന നിരക്കിലേ ഈ മേഖലയിൽ പേടകങ്ങൾ അപകടത്തിൽ പെടുകയുള്ളൂ.[84]

ഇതുവരെ പേടകങ്ങൾ പകർത്തിയ ഛിന്നഗ്രഹങ്ങളുടെ ചിത്രങ്ങളെല്ലാം തന്നെ പേടകങ്ങൾ മറ്റുള്ള ലക്ഷ്യങ്ങളിലേക്ക് സഞ്ചരിക്കുന്നതിനിടയിൽ പകർത്തപ്പെട്ടവയാണ്. നിയറും (NEAR) ഹയാബുസയും (Hayabusa) മാത്രമേ കൂടുതൽ സമയം അവയെ നിരീക്ഷിച്ചിട്ടുള്ളൂ, അവ നിരീക്ഷച്ചത് ഭൂമിയോട് അടുത്ത ഛിന്നഗ്രഹങ്ങളേയുമായിരുന്നു. പ്രധാന വലയത്തിലെ സീറീസ്, വെസ്റ്റ ഛിന്നഗ്രഹങ്ങളെ നിരീക്ഷിക്കുന്നതിനായി ഡോൺ പേടകം വിക്ഷേപിക്കപ്പെട്ടിട്ടുണ്ട്. പേടകം അതിന്റെ പ്രാഥമിക ലക്ഷ്യം വിജയകരമായി പൂർത്തിയാക്കുകയാണെങ്കിൽ, അധികമായ പര്യവേഷണം ഉപയോഗപ്പെടുത്താനും സാധിക്കും.[85]

അവലംബം[തിരുത്തുക]

  1. 1.0 1.1 Krasinsky, G. A.; Pitjeva, E. V.; Vasilyev, M. V.; Yagudina, and E. I. (July 2002). "Hidden Mass in the Asteroid Belt". Icarus 158 (1): 98–105. ഡി.ഒ.ഐ.: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. ഡി.ഒ.ഐ.: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. ശേഖരിച്ചത് 2010-09-27. 
  5. 5.0 5.1 5.2 Hilton, J. (2001). "When Did the Asteroids Become Minor Planets?". US Naval Observatory (USNO). ശേഖരിച്ചത് 2007-10-01. 
  6. 6.0 6.1 "Dawn: A Journey to the Beginning of the Solar System". Space Physics Center: UCLA. 2005. ശേഖരിച്ചത് 2007-11-03. 
  7. 7.0 7.1 Hoskin, Michael. "Bode's Law and the Discovery of Ceres". Churchill College, Cambridge. ശേഖരിച്ചത് 2010-07-12. 
  8. 8.0 8.1 "Call the police! The story behind the discovery of the asteroids". Astronomy Now (June 2007): 60–61. 
  9. Pogge, Richard (2006). "An Introduction to Solar System Astronomy: Lecture 45: Is Pluto a Planet?". An Introduction to Solar System Astronomy. Ohio State University. ശേഖരിച്ചത് 2007-11-11. 
  10. "etymonline: asteroid". ശേഖരിച്ചത് 2007-11-05. 
  11. DeForest, Jessica (2000). "Greek and Latin Roots". Michigan State University. ശേഖരിച്ചത് 2007-07-25. 
  12. Cunningham, Clifford (1984). "William Hershel and the First Two Asteroids". Dance Hall Observatory, Ontario. ശേഖരിച്ചത് 2007-11-05. 
  13. 13.0 13.1 Staff (2002). "Astronomical Serendipity". NASA JPL. ശേഖരിച്ചത് 2007-04-20. 
  14. "Is it a coincidence that most of the planets fall within the Titius-Bode law's boundaries?". astronomy.com. ശേഖരിച്ചത് 2007-10-16. 
  15. von Humboldt, Alexander (1850). Cosmos: A Sketch of a Physical Description of the Universe 1. Harper & Brothers, New York (NY). p. 44. ഐ.എസ്.ബി.എൻ. 0801855039. 
  16. Mann, Robert James (1852). A Guide to the Knowledge of the Heavens. Jarrold. p. 171.  and 1853, p. 216
  17. "Further Investigation relative to the form, the magnitude, the mass, and the orbit of the Asteroid Planets". The Edinburgh New Philosophical Journal 5: 191. January–April 1857. : "[Professor Peirce] then observed that the analogy between the ring of Saturn and the belt of the asteroids was worthy of notice."
  18. Hughes, David W. (2007). "A Brief History of Asteroid Spotting". BBC. ശേഖരിച്ചത് 2007-04-20. 
  19. Asteroid Discovery From 1980 - 2010
  20. MPC Archive Statistics
  21. "A Brief History of Asteroid Spotting". Open2.net. ശേഖരിച്ചത് 2007-05-15. 
  22. Masetti, M.; and Mukai, K. (December 1, 2005). "Origin of the Asteroid Belt". NASA Goddard Spaceflight Center. ശേഖരിച്ചത് 2007-04-25. 
  23. Watanabe, Susan (July 20, 2001). "Mysteries of the Solar Nebula". NASA. ശേഖരിച്ചത് 2007-04-02. 
  24. 24.0 24.1 Petit, J.-M.; Morbidelli, A.; and Chambers, J. (2001). "The Primordial Excitation and Clearing of the Asteroid Belt" (PDF). Icarus 153: 338–347. ഡി.ഒ.ഐ.:10.1006/icar.2001.6702. ശേഖരിച്ചത് 2007-03-22. 
  25. Edgar, R.; and 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. ഡി.ഒ.ഐ.:10.1111/j.1365-2966.2004.08238.x. ശേഖരിച്ചത് 2007-04-16. 
  26. 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. ശേഖരിച്ചത് 2007-04-16. 
  27. Taylor, G. J.; Keil, K.; McCoy, T.; Haack, H.; and Scott, E. R. D. (1993). "Asteroid differentiation - Pyroclastic volcanism to magma oceans". Meteoritics 28 (1): 34–52. ശേഖരിച്ചത് 2007-04-19. 
  28. Kelly, Karen (2007). "U of T researchers discover clues to early solar system". University of Toronto. ശേഖരിച്ചത് 2010-07-12. 
  29. Clark, B. E.; Hapke, B.; Pieters, C.; and Britt, D. (2002). "Asteroid Space Weathering and Regolith Evolution". University of Arizona. ശേഖരിച്ചത് 2007-11-08.  Gaffey, Michael J. (1996). "The Spectral and Physical Properties of Metal in Meteorite Assemblages: Implications for Asteroid Surface Materials". ശേഖരിച്ചത് 2007-11-08.  Keil, K. (2000). "Thermal alteration of asteroids: evidence from meteorites". Planetary and Space Science. ശേഖരിച്ചത് 2007-11-08.  Baragiola, R. A.; Duke, C. A.; Loeffler, M.; McFadden, L. A.; and Sheffield, J. (2003). "Impact of ions and micrometeorites on mineral surfaces: Reflectance changes and production of atmospheric species in airless solar system bodies". ശേഖരിച്ചത് 2007-11-08. 
  30. "From Dust to Planetesimals: Workshop at Ringberg Castle Germany". 2006. ശേഖരിച്ചത് 2007-11-08. 
  31. Kracher, A. (2005). "Asteroid 433 Eros and partially differentiated planetesimals: bulk depletion versus surface depletion of sulfur" (PDF). Ames Laboratory. ശേഖരിച്ചത് 2007-11-08. 
  32. Stiles, Lori (September 15, 2005). "Asteroids Caused the Early Inner Solar System Cataclysm". University of Arizona News. ശേഖരിച്ചത് 2007-04-18. 
  33. Alfvén, H.; and Arrhenius, G. (1976). "The Small Bodies". SP-345 Evolution of the Solar System. NASA. ശേഖരിച്ചത് 2007-04-12. 
  34. The Hungaria group of minor planets
  35. Lecar, M.; Podolak, M.; Sasselov, D.; and Chiang, E. (2006). "Infrared cirrus - New components of the extended infrared emission". The Astrophysical Journal 640: 1115–1118. ഡി.ഒ.ഐ.:10.1086/500287. ശേഖരിച്ചത് 2007-04-11. 
  36. Berardelli, Phil (March 23, 2006). "Main-Belt Comets May Have Been Source Of Earths Water". Space Daily. ശേഖരിച്ചത് 2007-10-27. 
  37. Lakdawalla, Emily (April 28, 2006). "Discovery of a Whole New Type of Comet". The Planetary Society. യഥാർത്ഥ സൈറ്റിൽ നിന്ന് 2006-05-18-നു ആർക്കൈവ് ചെയ്തത്. ശേഖരിച്ചത് 2007-04-20. 
  38. Yeomans, Donald K. (April 26, 2007). "JPL Small-Body Database Search Engine". NASA JPL. ശേഖരിച്ചത് 2007-04-26.  — search for asteroids in the main belt regions with a diameter >100.
  39. Tedesco, E. F.; and Desert, F.-X. (2002). "The Infrared Space Observatory Deep Asteroid Search". The Astronomical Journal 123 (4): 2070–2082. ഡി.ഒ.ഐ.:10.1086/339482. ശേഖരിച്ചത് 2010-07-12. 
  40. 40.0 40.1 Williams, Gareth (April 3, 2007). "Distribution of the Minor Planets". Minor Planets Center. ശേഖരിച്ചത് 2007-04-15. 
  41. 41.0 41.1 McBride, N.; and 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. ശേഖരിച്ചത് 2007-04-19. 
  42. 42.0 42.1 Wiegert, P.; Balam, D.; Moss, A.; Veillet, C.; Connors, M.; and Shelton, I. (2007). "Evidence for a Color Dependence in the Size Distribution of Main-Belt Asteroids" (abstract). The Astronomical Journal 133 (4): 1609–1614. ഡി.ഒ.ഐ.:10.1086/512128. ശേഖരിച്ചത് 2008-09-06. 
  43. Clark, B. E. (1996). "New News and the Competing Views of Asteroid Belt Geology". Lunar and Planetary Science 27: 225–226. ശേഖരിച്ചത് 2007-03-27. 
  44. Margot, J. L.; and Brown, M. E. (2003). "A Low-Density M-type Asteroid in the Main Belt". Science 300 (5627): 1939–1942. PMID 12817147. ഡി.ഒ.ഐ.:10.1126/science.1085844. ശേഖരിച്ചത് 2007-04-10. 
  45. 45.0 45.1 Lang, Kenneth R. (2003). "Asteroids and meteorites". NASA's Cosmos. ശേഖരിച്ചത് 2007-04-02. 
  46. Mueller, M.; Harris, A. W.; Delbo, M.; and the 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. ശേഖരിച്ചത് 2007-07-23. 
  47. 47.0 47.1 Duffard, R.; and Roig, F. (2007). "Two new basaltic asteroids in the Outer Main Belt". ശേഖരിച്ചത് 2007-10-14. 
  48. 48.0 48.1 48.2 Than, Ker (2007). "Strange Asteroids Baffle Scientists". space.com. ശേഖരിച്ചത് 2007-10-14. 
  49. 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. ഡി.ഒ.ഐ.:10.1086/184213. ശേഖരിച്ചത് 2007-04-11. 
  50. Interview with David Jewitt
  51. This value was obtained by a simple count up of all bodies in that region using data for 120437 numbered minor planets from the Minor Planet Center orbit database, dated February 8, 2006.
  52. Rossi, Alessandro (2004-05-20). "The mysteries of the asteroid rotation day". The Spaceguard Foundation. ശേഖരിച്ചത് 2007-04-09. 
  53. Fernie, J. Donald (1999). "The American Kepler". The Americal Scientist 87 (5): 398. ശേഖരിച്ചത് 2007-02-04. 
  54. Liou, Jer-Chyi; and Malhotra, Renu (1997). "Depletion of the Outer Asteroid Belt". Science 275 (5298): 375–377. PMID 8994031. ഡി.ഒ.ഐ.:10.1126/science.275.5298.375. ശേഖരിച്ചത് 2007-08-01. 
  55. Ferraz-Mello, S. (June 14–18, 1993). "Kirkwood Gaps and Resonant Groups". proceedings of the 160th International Astronomical Union. Belgirate, Italy: Kluwer Academic Publishers. pp. 175–188. ശേഖരിച്ചത് 2007-03-28. 
  56. Klacka, Jozef (1992). "Mass distribution in the asteroid belt". Earth, Moon, and Planets 56 (1): 47–52. ഡി.ഒ.ഐ.:10.1007/BF00054599. ശേഖരിച്ചത് 2007-04-12. 
  57. Backman, D. E. (March 6, 1998). "Fluctuations in the General Zodiacal Cloud Density". Backman Report. NASA Ames Research Center. ശേഖരിച്ചത് 2007-04-04. 
  58. 58.0 58.1 Reach, William T. (1992). "Zodiacal emission. III - Dust near the asteroid belt". Astrophysical Journal 392 (1): 289–299. ഡി.ഒ.ഐ.:10.1086/171428. ശേഖരിച്ചത് 2007-04-04. 
  59. Kingsley, Danny (May 1, 2003). "Mysterious meteorite dust mismatch solved". ABC Science. ശേഖരിച്ചത് 2007-04-04. 
  60. "Meteors and Meteorites". NASA. ശേഖരിച്ചത് 2010-07-12.  [പ്രവർത്തിക്കാത്ത കണ്ണി]
  61. "Breakup event in the main asteroid belt likely caused dinosaur extinction 65 million years ago". Southwest Research Institute. 2007. ശേഖരിച്ചത് 2007-10-14. 
  62. "The Final IAU Resolution on the Definition of "Planet" Ready for Voting". IAU. August 24, 2006. ശേഖരിച്ചത് 2007-03-02. 
  63. "IAU draft resolution". 2006. ശേഖരിച്ചത് 2007-10-20. 
  64. "IAU 2006 General Assembly: Result of the IAU Resolution votes". ശേഖരിച്ചത് 2007-03-29. 
  65. Parker, J. W.; Stern, S. A.; Thomas, P. C.; Festou, M. C.; Merline, W. J.; Young, E. F.; Binzel, R. P.; and 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. ഡി.ഒ.ഐ.:10.1086/338093. arΧiv:astro-ph/0110258. 
  66. 66.0 66.1 "Asteroid 1 Ceres". The Planetary Society. യഥാർത്ഥ സൈറ്റിൽ നിന്ന് 2006-09-27-നു ആർക്കൈവ് ചെയ്തത്. ശേഖരിച്ചത് 2007-10-20. 
  67. "Key Stages in the Evolution of the Asteroid Vesta". Hubble Space Telescope news release. 1995. ശേഖരിച്ചത് 2007-10-20.  Russel, C. T.; et al. (2007). "Dawn mission and operations". NASA/JPL. ശേഖരിച്ചത് 2007-10-20. 
  68. Torppa, J.; et al. (1996). "Shapes and rotational properties of thirty asteroids from photometric data". Icarus 164 (2): 346–383. ഡി.ഒ.ഐ.:10.1016/S0019-1035(03)00146-5. ശേഖരിച്ചത് 2007-03-15. 
  69. Larson, H. P.; Feierberg, M. A.; and Lebofsky, L. A. (1983). "The composition of asteroid 2 Pallas and its relation to primitive meteorites". ശേഖരിച്ചത് 2007-10-20. 
  70. Barucci, M. A.; et al. (2002). "10 Hygiea: ISO Infrared Observations" (PDF). ശേഖരിച്ചത് 2007-10-21.  "Ceres the Planet". orbitsimulator.com. ശേഖരിച്ചത് 2007-10-20. 
  71. Hughes, David W. (2007). "Finding Asteroids In Space". BBC. ശേഖരിച്ചത് 2007-04-20. 
  72. Lemaitre, Anne (August 31-September 4, 2004). "Asteroid family classification from very large catalogues". Proceedings Dynamics of Populations of Planetary Systems. Belgrade, Serbia and Montenegro: Cambridge University Press. pp. 135–144. ശേഖരിച്ചത് 2007-04-15. 
  73. Martel, Linda M. V. (March 9, 2004). "Tiny Traces of a Big Asteroid Breakup". Planetary Science Research Discoveries. ശേഖരിച്ചത് 2007-04-02. 
  74. Drake, Michael J. (2001). "The eucrite/Vesta story". Meteoritics & Planetary Science 36 (4): 501–513. ശേഖരിച്ചത് 2007-02-04. 
  75. Love, S. G.; and 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. ഡി.ഒ.ഐ.:10.1086/116399. ശേഖരിച്ചത് 2007-04-11.  Wikilink embedded in URL title (സഹായം)
  76. Spratt, Christopher E. (1990). "The Hungaria group of minor planets". Journal of the Royal Astronomical Society of Canada 84 (2): 123–131. ശേഖരിച്ചത് 2007-02-04. 
  77. Carvano, J. M.; Lazzaro, D.; Mothé-Diniz, T.; Angeli, C. A.; and Florczak, M. (2001). "Spectroscopic Survey of the Hungaria and Phocaea Dynamical Groups". Icarus 149 (1): 173–189. ഡി.ഒ.ഐ.:10.1006/icar.2000.6512. ശേഖരിച്ചത് 2007-02-04. 
  78. The Trojan Page (Scott Sheppard)
  79. "SwRI researchers identify asteroid breakup event in the main asteroid belt". SpaceRef.com. June 12, 2002. ശേഖരിച്ചത് 2007-04-15. 
  80. McKee, Maggie (January 18, 2006). "Eon of dust storms traced to asteroid smash". New Scientist Space. ശേഖരിച്ചത് 2007-04-15. 
  81. Nesvorný, D.; Vokrouhlick, D.; and Bottke, W. F. (2006). "The Breakup of a Main-Belt Asteroid 450 Thousand Years Ago". Science 312 (5779): 1490. PMID 16763141. ഡി.ഒ.ഐ.:10.1126/science.1126175. ശേഖരിച്ചത് 2007-04-15. 
  82. Nesvorný, D.; Bottke, W. F.; Levison, H. F.; and Dones, L. (2003). "Recent Origin of the Solar System Dust Bands". The Astrophysical Journal 591: 486–497. ഡി.ഒ.ഐ.:10.1086/374807. ശേഖരിച്ചത് 2007-04-15. 
  83. Barucci, M. A.; Fulchignoni, M.; and Rossi, A. (2007). "Rosetta Asteroid Targets: 2867 Steins and 21 Lutetia". Space Science Reviews 128 (1–4): 67–78. ഡി.ഒ.ഐ.:10.1007/s11214-006-9029-6. 
  84. Stern, Alan (June 2, 2006). "New Horizons Crosses The Asteroid Belt". Space Daily. ശേഖരിച്ചത് 2007-04-14. 
  85. Staff (April 10, 2007). "Dawn Mission Home Page". NASA JPL. ശേഖരിച്ചത് 2007-04-14. 
സൗരയൂഥം
സൂര്യൻ ബുധൻ ശുക്രൻ ചന്ദ്രൻ ഭൂമി ഫോബോസും ഡെയ്മോസും ചൊവ്വ സെറെസ് ഛിന്നഗ്രഹവലയം വ്യാഴം വ്യാഴത്തിന്റെ ഉപഗ്രഹങ്ങൾ ശനി ശനിയുടെ ഉപഗ്രഹങ്ങൾ യുറാനസ് യുറാനസിന്റെ ഉപഗ്രഹങ്ങൾ നെപ്റ്റ്യൂൺറ്റെ ഉപഗ്രഹങ്ങൾ നെപ്റ്റ്യൂൺ കാരോൺ പ്ലൂട്ടോ കുയ്പർ വലയം ഡിസ്നോമിയ ഈറിസ് The scattered disc ഊർട്ട് മേഘംSolar System XXVII.png
നക്ഷത്രം: സൂര്യൻ
ഗ്രഹങ്ങൾ: ബുധൻ - ശുക്രൻ - ഭൂമി - ചൊവ്വ - വ്യാഴം - ശനി - യുറാനസ് - നെപ്റ്റ്യൂൺ
കുള്ളൻ ഗ്രഹങ്ങൾ: സീറീസ് - പ്ലൂട്ടോ - ഈറിസ്
മറ്റുള്ളവ: ചന്ദ്രൻ - ഛിന്നഗ്രഹങ്ങൾ - ധൂമകേതുക്കൾ - ഉൽക്കകൾ - കൈപ്പർ വലയം

"http://ml.wikipedia.org/w/index.php?title=ഛിന്നഗ്രഹവലയം&oldid=1986969" എന്ന താളിൽനിന്നു ശേഖരിച്ചത്