แถบดาวเคราะห์น้อย (อังกฤษ: Asteroid belt) เป็นบริเวณในระบบสุริยะที่อยู่ระหว่างวงโคจรของดาวอังคาร กับดาวพฤหัสบดี ประกอบไปด้วยก้อนหินจำนวนมากลอยเกาะกลุ่มกันเป็นแถบ เรียกหินเหล่านี้ว่า ดาวเคราะห์น้อย หรือ ดาวเคราะห์แคระ บางครั้งก็เรียกแถบดาวเคราะห์น้อยว่า "แถบหลัก" เพื่อแยกแยะมันออกจากแถบดาวเคราะห์แคระอื่นๆ ที่มีอยู่ในระบบสุริยะ เช่นแถบไคเปอร์ และแถบหินกระจาย
มวลกว่าครึ่งหนึ่งของแถบดาวเคราะห์น้อยอยู่ในวัตถุขนาดใหญ่ 4 ชิ้น ได้แก่ ซีรีส, 4 เวสต้า, 2 พัลลัส และ 10 ไฮเจีย ทั้งสี่ชิ้นนี้มีขนาดเส้นผ่านศูนย์กลางมากกว่า 400 กิโลเมตร สำหรับซีรีสซึ่งถือเป็นดาวเคราะห์แคระเพียงดวงเดียวในแถบดาวเคราะห์น้อย มีขนาดเส้นผ่านศูนย์กลางประมาณ 950 กิโลเมตร[1][2][3][4] ส่วนที่เหลือมีขนาดลดหลั่นกันลงไปจนถึงเศษฝุ่น ชิ้นส่วนในแถบดาวเคราะห์น้อยกระจายอยู่อย่างเบาบางจนกระทั่งยานอวกาศหลายลำสามารถแล่นผ่านไปได้โดยไม่ชนกับอะไรเลย นอกจากนั้น ชิ้นส่วนดาวเคราะห์น้อยขนาดใหญ่ยังแตกสลายลง เกิดเป็นกลุ่มตระกูลดาวเคราะห์น้อยที่มีองค์ประกอบธาตุและวงโคจรใกล้เคียงกัน การแตกสลายทำให้เกิดเศษฝุ่นละเอียดขึ้นซึ่งกลายเป็นองค์ประกอบสำคัญที่ทำให้เกิดแสงในแนวจักรราศี ดาวเคราะห์น้อยแต่ละชิ้นในแถบดาวเคราะห์น้อยจะจัดแบ่งกลุ่มโดยแยกตามการสะท้อนแสง โดยหลักแล้วมีสามกลุ่มได้แก่ กลุ่มคาร์บอน (C-type) กลุ่มซิลิกา (S-type) และกลุ่มโลหะ (M-type)
แถบดาวเคราะห์น้อยเป็นองค์ประกอบพื้นฐานของเนบิวลาระบบสุริยะในยุคเริ่มต้น ซึ่งเตรียมจะก่อตัวขึ้นเป็นดาวเคราะห์ แต่เนื่องจากตกอยู่ระหว่างวงโคจรของดาวอังคารกับดาวพฤหัสบดี แรงโน้มถ่วงขนาดสูงของดาวเคราะห์ยักษ์ทำให้ชิ้นส่วนกำเนิดดาวเคราะห์มีพลังงานในการโคจรสูงเกินไปจนไม่สามารถรวมตัวกันขึ้นเป็นดาวเคราะห์ได้ นอกจากนี้ยังเกิดการกระทบอย่างรุนแรง ซึ่งแทนที่ชิ้นส่วนเหล่านั้นจะรวมเข้าด้วยกัน กลับยิ่งแตกกระจัดกระจาย ด้วยเหตุนี้มวลส่วนใหญ่ในแถบดาวเคราะห์น้อยจึงมลายหายไปนับแต่ยุคเริ่มต้นของระบบสุริยะ บางชิ้นส่วนอาจหลุดรอดเข้ามายังระบบสุริยะชั้นในและพุ่งเข้าชนดาวเคราะห์ชั้นในกลายเป็นสะเก็ดดาว วงโคจรของแถบดาวเคราะห์น้อยยังคงถูกรบกวนอยู่เสมอ ในบางครั้งวงโคจรรอบดวงอาทิตย์ของมันบังเอิญไปสอดคล้องกับวงโคจรของดาวพฤหัสบดี ทำให้ชิ้นส่วนจำนวนหนึ่งถูกพัดพาข้ามช่องว่างเคิร์กวูดไปยังวงโคจรอีกระดับหนึ่ง
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 ปิอาซซีประธานสมาคมดาราศาสตร์แห่งมหาวิทยาลัยปาเลร์โม 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
[แก้]กำเนิดของดาวเคราะห์น้อย
[แก้]การก่อตัว
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 และทำให้เกิดมหาสมุทรแม็กม่า อย่างไรก็ดี เนื่องจากรูปร่างของตัววัตถุเองที่ค่อนข้างเล็ก จึงเกิดช่วงเวลาในการหลอมละลายนี้ค่อนข้างสั้น (เมื่อเทียบกับวัตถุที่ใหญ่กว่ามาก เช่น ดาวเคราะห์) และสิ้นสุดลงในราว 4,500 ล้านปีที่แล้ว ซึ่งนับเป็นเวลาหลายสิบล้านปีแรกๆ ของยุคการก่อตัว[23] ในเดือนสิงหาคม ค.ศ. 2007 มีการศึกษาผลึกเพทายในอุกกาบาตที่แอนตาร์กติกที่เชื่อว่ามีกำเนิดจากดาวเคราะห์น้อย 4 เวสต้า ผลการศึกษาชี้ว่ามันถือกำเนิดขึ้นอย่างรวดเร็วภายในช่วงสิบล้านปีแรกของการกำเนิดระบบสุริยะ ซึ่งดาวเคราะห์น้อยอื่นๆ ในแถบหลักก็น่าจะมีกำเนิดในช่วงเดียวกัน[24]
[แก้]วิวัฒนาการ
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
1.โรคโซโคลกิต้า