Formația principală

De la Wikipedia, enciclopedia liberă.
Salt la navigare Salt la căutare
Centura principală de asteroizi (în alb) se află între orbitele lui Marte și Jupiter .

Centura principală de asteroizi este regiunea sistemului solar situată aproximativ între orbitele lui Marte și Jupiter . Este ocupat de numeroase corpuri de formă neregulată numite asteroizi sau planete minore. Aproximativ jumătate din masa centurii este conținută în cele mai mari patru asteroizi, Ceres , Vesta , Pallas și Hygiea . Acestea au diametre medii de peste 400 km, în timp ce Ceres, singura planetă pitică din centură, are un diametru mediu de aproximativ 950 km.[1] [2] [3] [4] Corpurile rămase sunt mai mici, până la cel al unui bob de praf. Materialul asteroidal este extrem de subțire distribuit; numeroase nave spațiale fără pilot au trecut prin ea fără incidente.

Generalitate

Pot apărea coliziuni între asteroizi mai mari care pot forma o familie de asteroizi ai cărei membri au caracteristici și compoziții orbitale similare. S-a crezut cândva că coliziunile dintre asteroizi produc acel praf fin care contribuie cel mai mult la formarea luminii zodiacale . Cu toate acestea, Nesvorny și Jenniskens (2010 Astrophysical Journal) au atribuit 85% din praful luminos zodiacal fragmentărilor de comete din familia Jupiter, mai degrabă decât coliziunilor dintre asteroizi. Asteroizii individuali din centură sunt clasificați în funcție de spectrul lor. Majoritatea se încadrează în trei grupe de bază: pe bază de carbon ( tip C ), pe bază de silicat ( tip S ), pe bază de metal ( tip M ).

Conform teoriei lui Viktor Safronov despre așa-numita ipoteză planetesimală [5] , centura de asteroizi s-a format din nebuloasa solară primordială ca o agregare a planetesimalelor , care la rândul lor au format protoplanetele . Între Marte și Jupiter , totuși, perturbările gravitaționale provocate de Jupiter înzestraseră protoplanetele cu prea multă energie orbitală pentru ca acestea să crească în planete. Coliziunile au devenit prea violente, așa că, în loc să se agregeze, planetesimalele și majoritatea protoplanetelor s-au spulberat. Ca urmare, 99,9% din masa inițială a centurii de asteroizi s-a pierdut în primii 100 de milioane de ani din viața sistemului solar. [6] În cele din urmă, unele fragmente s-au îndreptat spre sistemul solar interior , provocând impacturi de meteorit cu planetele interioare. Orbitele asteroizilor continuă să fie perturbate semnificativ de fiecare dată când perioada lor de revoluție din jurul Soarelui intră în rezonanță orbitală cu Jupiter. La distanțele orbitale la care se află, atunci când sunt împinse în alte orbite, se formează un decalaj Kirkwood .

În alte regiuni ale sistemului solar există alte corpuri minore , inclusiv: centaurii , obiectele centurii Kuiper și discului difuz , cometele norului Oort .

fundal

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: Definiția Planetei și Lista Asteroizilor .
Giuseppe Piazzi , descoperitorul lui Ceres , cel mai mare obiect din centura de asteroizi. Câteva decenii după descoperire, Ceres a fost considerată o planetă, după care a fost reclasificată ca asteroid numărul 1. În 2006 a fost reclasificată ca o planetă pitică.

Într-o notă anonimă a traducerii sale a lui Contemplation de la Nature a lui Charles Bonnet în 1766, [7] astronomul Johann Daniel Titius din Wittenberg [8] [9] notase un model aparent în aranjarea planetelor. Pornind o secvență numerică de la 0, apoi 3, 6, 12, 24, 48 etc., dublând de fiecare dată, adăugând patru la fiecare număr și împărțind la 10, am obținut cu o bună aproximare razele orbitelor planetelor cunoscute atunci , măsurată în unități astronomice . Acest model, cunoscut acum sub numele de legea Titius-Bode , a prezis axa semi-majoră a celor șase planete ale timpului (Mercur, Venus, Pământ, Marte, Jupiter și Saturn) cu inserarea unui „gol” între orbitele Marte și Jupiter. În nota sa, Titius se întreba: ar arăta vreodată Lordul Arhitect acel spațiu gol? Cu siguranta nu. [8] În 1768, astronomul Johann Elert Bode a menționat rapoartele lui Titius în Anleitung zur Kenntniss des gestirnten Himmels (Instrucțiuni pentru cunoașterea cerului înstelat), fără a-l acredita pe Titius, cu excepția edițiilor ulterioare. A devenit cunoscută sub numele de „legea lui Bode”. [9] Când William Herschel l-a descoperit pe Uranus în 1781, orbita planetei se potrivea aproape perfect cu legea, determinându-i pe astronomi să concluzioneze că trebuie să existe o planetă între orbitele lui Marte și Jupiter.

În 1800 astronomul Baron Franz Xaver von Zach a adunat 24 de însoțitori într-un club, Vereinigte Astronomische Gesellschaft („Societatea Astronomică Unită”), pe care l-a numit în mod informal „Societatea Lilienthal” [10] pentru întâlnirile sale din Lilienthal , un oraș lângă Bremen . Hotărât să aducă ordine în sistemul solar, grupul a devenit cunoscut sub numele de „Himmelspolizei”, Poliția Celestă. A prezentat membri proeminenți precum Herschel, astronomul regal britanic Nevil Maskelyne , Charles Messier și Heinrich Olbers . [11] Societatea a atribuit fiecărui astronom o regiune a zodiacului de 15 ° pentru a căuta planeta dispărută. [12]

Doar câteva luni mai târziu, cineva și-a confirmat așteptările. La 1 ianuarie 1801, Giuseppe Piazzi , profesor de astronomie la Universitatea din Palermo , a descoperit un mic obiect în mișcare pe o orbită cu o rază prevăzută de legea Titius-Bode. El a numit-o Ceres , în cinstea zeiței romane a secerișului și patronului Siciliei. Piazzi a crezut inițial că este o cometă, dar lipsa comăi a indicat că era o planetă. [11] Cincisprezece luni mai târziu, Heinrich Wilhelm Olbers a descoperit un al doilea obiect în aceeași regiune, Pallas . Spre deosebire de celelalte planete, aceste obiecte aveau lumină punctuală și, chiar și la mărirea maximă a telescopului, nu prezentau un disc. În afară de mișcarea lor rapidă, ei păreau să nu se distingă de stele . În consecință, în 1802 William Herschel a propus ca acestea să fie clasificate într-o categorie separată, numită asteroizi, de la asteroeides grecesc , care înseamnă „asemănătoare stelelor”. [13] [14] La sfârșitul unei serii de observații ale lui Ceres și Pallas, el a concluzionat,

«Nici denumirea de planetă, nici cea de cometă nu pot fi date cu proprietăți de limbaj acestor două stele ... Ele seamănă atât de mult cu stelele mici încât cu greu pot fi distinse de ele. Deci, având în vedere aspectul de asteroid, dacă trebuie să le dau un nume, îi numesc asteroizi, rezervându-mi libertatea de a-l schimba oricum, dacă ar veni cu altul care să le exprime mai bine natura. "

( [15] )

În ciuda termenului inventat de Herschel, timp de câteva decenii a rămas o practică obișnuită să se numească aceste obiecte drept planete. [7] Până în 1807, investigațiile ulterioare au dezvăluit două obiecte noi în regiune: Juno și Vesta . [16] Incendiul lui Lilienthal în timpul războaielor napoleoniene a pus capăt acestei prime perioade de descoperire [16] și abia în 1845 unii astronomi au descoperit un alt obiect, Astrea . La scurt timp după aceea, noi obiecte au fost găsite într-un ritm accelerat, iar numărarea lor printre planete a devenit din ce în ce mai greoaie. În cele din urmă, acestea au fost eliminate din lista planetelor, așa cum a sugerat Alexander von Humboldt la începutul anilor 1850, iar nomenclatura aleasă de William Herschel, „asteroizii”, a intrat treptat în uz comun. [7]

Descoperirea lui Neptun în 1846 a adus legea Titius-Bode în dispreț în ochii oamenilor de știință, deoarece orbita sa nu se apropia de pozițiile prezise. Nu există explicații științifice pentru lege, iar comunitatea astronomică o consideră doar o coincidență. [17]

Origini

Distribuirea înclinației orbitale a asteroizilor centurii principale

Formare

În 1802, la câteva luni după descoperirea lui Pallas, Heinrich Olbers i-a propus lui William Herschel ipoteza că Ceres și Pallas erau fragmente ale unei planete mult mai mari care a suferit o explozie internă sau un impact cu o cometă cu multe milioane de ani în urmă. [18] Cu timpul, însă, această ipoteză și-a pierdut credința. Cantitatea enormă de energie necesară pentru a distruge o planetă, pe lângă masa modestă globală a centurii, aproximativ 4% din cea a Lunii ,[1] nu susțin ipoteza. În plus, diferențele chimice semnificative dintre asteroizi ar fi dificil de explicat dacă ar proveni de pe aceeași planetă. [19] Astăzi, majoritatea oamenilor de știință acceptă ideea că, mai degrabă decât fragmente ale unei planete părinte, asteroizii nu au format niciodată o planetă.

În general, se crede că formarea planetelor din sistemul solar a avut loc printr-un proces similar cu cel al ipotezei nebulare: un nor de praf și gaz interstelar care se prăbușește sub influența gravitației pentru a forma un disc rotativ de material care apoi se condensează în continuare pentru a forma Soarele și planetele. [20] În timpul primului milion de ani ai sistemului solar, un proces de acumulare a provocat agregarea particulelor mici, care au crescut treptat ca dimensiune. Odată ce a atins o masă suficientă, materialul agregat ar putea atrage alte corpuri prin atracție gravitațională devenind planetesimale . Această acreție gravitațională a dus la formarea de planete stâncoase și giganți gazoși .

În regiunea care va deveni ulterior centura de asteroizi, planetesimalele au fost tulburate prea intens de gravitația lui Jupiter pentru ca acestea să formeze o planetă. În schimb, au continuat să orbiteze Soarele, ciocnindu-se reciproc din când în când. [21] În regiunile în care viteza medie a coliziunilor a fost prea mare, spargerea planetesimalelor a avut tendința de a domina acreția, [22] împiedicând formarea corpurilor de dimensiuni planetare. Rezonanțele orbitale au apărut atunci când perioada orbitală a unui obiect din centură a format o fracțiune întreagă cu perioada orbitală a lui Jupiter, perturbând obiectul pe o orbită diferită; în regiunea dintre orbitele lui Marte și Jupiter există multe dintre aceste rezonanțe orbitale. Odată cu migrarea lui Jupiter către interiorul sistemului solar , aceste rezonanțe ar fi măturat centura de asteroizi, excitând populația planetesimalelor și determinând creșterea vitezei lor relative. [23]

În primele etape ale sistemului solar, asteroizii s-au topit într-o anumită măsură, permițând elementelor din interior să fie parțial sau complet diferențiate prin masă. Unele dintre corpurile progenitoare pot suferi, de asemenea, perioade de vulcanism exploziv cu formarea oceanelor magmatice . Cu toate acestea, datorită dimensiunii relativ mici a corpurilor, perioada de fuziune fusese neapărat scurtă (în comparație cu planetele mult mai mari) și a avut loc în primele zeci de milioane de ani de la formarea sistemului solar. [24] Un studiu (august 2007) privind cristalele de zircon ale unui meteorit din Antarctica, despre care se crede că provine din Vesta , sugerează că acesta din urmă și, prin extensie, restul centurii de asteroizi, s-au format destul de repede, în cele zece milioane ani de la originea sistemului solar. [25]

Evoluţie

Asteroizii nu sunt campioni ai sistemului solar timpuriu. Au suferit o evoluție considerabilă de la formarea lor, inclusiv încălzirea internă (în primele zeci de milioane de ani), topirea impactului de suprafață, eroziunea spațială prin radiații și bombardarea de către micro-meteoriți . [26] Deși unii oameni de știință se referă la asteroizi ca reziduuri ale planetesimalelor, [27] alții consideră că sunt distincte. [28]

Se crede că actuala centură de asteroizi conține doar o mică parte din masa primordială. Simulările pe computer indică faptul că centura originală ar fi putut fi alcătuită dintr-o masă echivalentă cu cea a Pământului. [29] În principal din cauza perturbațiilor gravitaționale, cea mai mare parte a materialului a fost evacuată din centură în decurs de aproximativ un milion de ani de la formarea sa, lăsând în urmă mai puțin de 0,1% din masa inițială. [21] De la formarea lor, dimensiunea asteroizilor a rămas relativ stabilă: nu au existat creșteri sau scăderi semnificative ale dimensiunii tipice a asteroizilor centurii principale. [30]

Rezonanța orbitală 4: 1 cu Jupiter, pe o rază de 2,06 UA , poate fi considerată limita interioară a centurii de asteroizi. Perturbările lui Jupiter împing corpurile acolo, pentru a rătăci pe orbite instabile. Majoritatea corpurilor formate în raza acestui decalaj au fost fie măturate de Marte (care are un afeliu la 1,67 UA), fie s-au îndepărtat de perturbațiile gravitaționale din sistemul solar timpuriu. [31] Asteroizii grupului Hungaria sunt situați mai aproape de Soare decât corpurile de rezonanță 4: 1, dar sunt protejați prin orbite de înclinare ridicată. [32]

Odată cu formarea centurii de asteroizi, temperaturile au atins linia de îngheț la o distanță de 2,7 UA de Soare, sub punctul de îngheț al apei. Planetesimalele formate dincolo de această rază au putut acumula gheață. [33] [34] În 2006 s-a anunțat că o populație de comete fusese descoperită în centura de asteroizi, dincolo de linia de îngheț; astfel de comete ar fi putut fi o sursă de apă pentru oceanele Pământului. Potrivit unor ipoteze, nu a existat suficientă degazare a apei în perioada nașterii Pământului pentru ca oceanele să se formeze, eveniment care ar fi necesitat o sursă externă, cum ar fi un bombardament cometar. [35]

Caracteristici

Gaspra , primul asteroid capturat de o sondă spațială, Galileo , în timpul zborului din 1991; culorile nu sunt reale.
Fragment al meteoritului Allende , un condrit carbonic care a căzut în Mexic în 1969

Contrar credinței populare, centura de asteroizi este în cea mai mare parte goală. Asteroizii sunt distribuiți într-un volum atât de mare încât este puțin probabil să ajungă la unul fără o urmărire precisă. Cu toate acestea, în prezent sunt cunoscute sute de mii de asteroizi, iar numărul total, în funcție de dimensiunea mai mică, poate ajunge la milioane. Peste 200 de asteroizi au un diametru mai mare de 100 km, [36] și o investigație efectuată folosind lungimi de undă în infraroșu a arătat că centura de asteroizi are 700.000-1.700.000 cu un diametru de 1 km sau mai mult. [37] Magnitudinea aparentă a majorității asteroizilor variază între 11 și 19, cu o medie de aproximativ 16. [38]

Se estimează că masa totală a centurii de asteroizi este de 2,8 × 10 21 până la 3,2 × 10 21 kg (4% din masa Lunii). [2] Cele mai mari patru obiecte, Ceres , Vesta , Pallas și Hygiea reprezintă jumătate din masa totală a fasciei, în timp ce Ceres singur reprezintă aproape o treime. [3] [4]

Compoziţie

Cureaua actuală este alcătuită în principal din trei categorii de asteroizi: tip C (pe bază de carbon), tip S (pe bază de silicat), tip M (pe bază de metal).

Asteroizii carbonacei, așa cum sugerează și numele lor, sunt bogați în carbon și domină regiunile exterioare ale centurii. [39] Acestea reprezintă peste 75% din asteroizii vizibili. Sunt mai roșii decât celelalte și au un albedo foarte scăzut. Compoziția suprafeței lor este similară cu cea a meteoriților condrit carbonici. Din punct de vedere chimic, spectrele lor corespund compoziției primordiale a sistemului solar, cu cele mai ușoare elemente și elemente volatile eliminate.

Asteroizii bogați în silicați sunt mai răspândiți către regiunea interioară a centurii, la 2,5 UA de la Soare. [39] [40] Spectrele suprafețelor lor dezvăluie prezența silicaților și a unor metale, în timp ce prezența compușilor carbonici este modest. Acest lucru indică faptul că materialele au fost modificate semnificativ din compoziția lor primordială, probabil prin turnare. Au un albedo relativ ridicat și reprezintă aproximativ 17% din întreaga populație de asteroizi.

Asteroizii bogați în metal reprezintă aproximativ 10% din populația totală; spectrele lor seamănă cu cele ale fierului-nichelului. Se crede că unii s-au format din miezurile metalice ale unor progenitori diferențiați care au fost spulberate de coliziuni. Cu toate acestea, există și unii compuși pe bază de silicat care pot produce un aspect similar. De exemplu, marele asteroid 22 Kalliope de tip M nu pare să fie compus în principal din metal. [41] În centura de asteroizi, distribuția asteroizilor de tip M atinge nivelul maxim la o distanță de aproximativ 2,7 UA. [42]

Un aspect care nu a fost încă clarificat este raritatea relativă a asteroizilor bazaltici (tip V). [43] Teoriile formării asteroizilor prezic că obiectele de dimensiunea lui Vesta sau mai mari ar trebui să formeze cruste și mantale, compuse în principal din roci bazaltice; mai mult de jumătate din asteroizi ar trebui, prin urmare, să fie compuși din bazalt sau olivină . Cu toate acestea, observațiile indică faptul că în 99% din cazuri materialul bazaltic nu este prezent. [44] Până în 2001, se credea că multe corpuri bazaltice descoperite în centura de asteroizi provin de la Vesta (de unde și numele lor de tip V). Cu toate acestea, descoperirea asteroidului 1459 Magnya a dezvăluit o compoziție chimică ușor diferită de ceilalți asteroizi bazaltici descoperiți până atunci, sugerând o origine diferită. [44] Această ipoteză a fost întărită de descoperirea ulterioară în 2007 a doi asteroizi din centura exterioară, 7472 Kumakiri și (10537) 1991 RY 16 , cu o compoziție bazaltică diferită care nu ar fi putut proveni din Vesta. Ultimii doi sunt singurii asteroizi de tip V descoperiți până acum în centura exterioară. [43]

Temperatura centurii de asteroizi variază în funcție de distanța față de Soare. Pentru particulele de praf din centură, temperaturile variază de la 200 K (-73 ° C) la 2,2 UA până la 165 K (-108 ° C) până la 3,2 UA. [45] Cu toate acestea, datorită rotației, temperatura suprafeței unui asteroid poate varia considerabil, deoarece laturile sunt expuse alternativ la radiația solară mai întâi și apoi la fundalul stelar.

Cometele centurii principale

Câteva corpuri din fascia exterioară prezintă activitate asemănătoare cometarilor . Deoarece orbitele lor nu pot fi explicate prin capturarea cometelor clasice, se crede că multe dintre asteroizii externi pot fi înghețate, gheața fiind uneori sublimată prin mici umflături. Cometele din centura principală ar fi putut fi una dintre principalele surse ale oceanelor Pământului: cometele clasice au un raport prea mic deuteriu-hidrogen pentru a fi considerate sursa principală. [46]

Orbite

Distribuția excentricității asteroizilor centurii principale

Majoritatea asteroizilor din centură au o excentricitate orbitală mai mică de 0,4 și o înclinație mai mică de 30 °. Distribuția lor orbitală este cea mai mare la o excentricitate de aproximativ 0,07 și o înclinație mai mică de 4 °. [38] Astfel, în timp ce un asteroid tipic are o orbită aproape circulară și este relativ aproape de planul ecliptic , unele pot avea orbite foarte excentrice și se extind bine în afara planului ecliptic.

Uneori, termenul „centură principală” este folosit pentru a indica doar regiunea centrală, unde se găsește cea mai puternică concentrație de corpuri. Acesta este situat între găurile Kirkwood 4: 1 și 2: 1 (la 2,06 și respectiv 3,27 UA) și la excentricitățile orbitale mai mici de aproximativ 0,33, cu înclinații orbitale mai mici de aproximativ 20 °. Regiunea centrală conține aproximativ 93,4% din totalul asteroizilor numerotați din sistemul solar. [47]

Kirkwood Gaps

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: lacuna Kirkwood .
Acest grafic arată distribuția semi-axelor majore ale asteroizilor în „inima” centurii de asteroizi. Săgețile negre indică golurile Kirkwood, unde rezonanțele orbitale cu Jupiter destabilizează orbitele.

Axa semi-majoră a unui asteroid este utilizată pentru a descrie orbita sa în jurul Soarelui, iar valoarea sa determină perioada orbitală a planetei minore. În 1866 Daniel Kirkwood a anunțat descoperirea unor goluri la distanțele orbitelor acestor corpuri față de Soare. Acestea erau situate în poziții în care perioada lor de revoluție în jurul Soarelui era o fracțiune întreagă din perioada orbitală a lui Jupiter. Kirkwood a propus ipoteza că perturbațiile gravitaționale ale planetei au făcut ca asteroizii să se îndepărteze de aceste orbite. [48]

Când perioada orbitală medie a unui asteroid este o fracțiune întreagă din cea a lui Jupiter, se generează o rezonanță medie a mișcării cu gigantul gazos suficient pentru a perturba elementele orbitale ale asteroidului. Asteroizii care ajunseseră în goluri (fie inițial datorită migrației orbitei lui Jupiter, [49] sau din cauza perturbațiilor sau coliziunilor anterioare) sunt deplasați treptat pe alte orbite aleatorii, cu o axă semi-majoră diferită.

Lacunele nu sunt vizibile într-un simplu instantaneu al pozițiilor asteroidului la un anumit moment, deoarece orbitele asteroizilor sunt eliptice, iar mulți asteroizi încă traversează razele corespunzătoare golurilor. Densitatea asteroizilor din aceste goluri nu diferă semnificativ de cea a regiunilor învecinate. [50]

Lacunele principale corespund următoarelor rezonanțe ale mișcării medii cu Jupiter: 3: 1, 5: 2, 7: 3 și 2: 1. De exemplu, un asteroid din gaura Kirkwood 3: 1, pentru fiecare orbită a lui Jupiter, orbitează Soarele de trei ori. Rezonanțe mai slabe apar cu alte valori ale axei semi-majore, cu mai puțini asteroizi găsiți decât în ​​apropiere. (De exemplu, o rezonanță 8: 3 pentru asteroizi cu o axă semi-majoră de 2,71 UA). [51]

Populația principală (sau centrală) a centurii de asteroizi este uneori împărțită în trei zone, pe baza celor mai importante lacune. Prima zonă este situată între golurile Kirkwood cu rezonanță 4: 1 (2,06 UA) și 3: 1 (2,5 UA). A doua zonă continuă de la sfârșitul primei până la gaură cu o rezonanță de 5: 2 (2,82 AU). A treia zonă se extinde de la marginea exterioară a celei de-a doua până la decalaj cu rezonanță 2: 1 (3,28 UA). [52]

Centura de asteroizi poate fi, de asemenea, împărțită în centura interioară și exterioară, unde centura interioară este formată din asteroizi care orbitează mai aproape de Marte decât decalajul 3: 1 (2,5 UA) și centura exterioară formată din acei asteroizi cei mai apropiați de orbita Jupiter. (Unii autori împart banda interioară de banda exterioară cu rezonanță 2: 1 (3,3 UA), în timp ce alții o împart în bandă interioară, mediană și exterioară.)

Coliziuni

Lumina zodiacală, creată parțial de praful coliziunilor din centura de asteroizi.

Populația mare a centurii principale determină un mediu foarte activ, unde adesea apar coliziuni între asteroizi (pe scări astronomice de timp). Coliziunile dintre corpurile centurii principale cu altele cu o rază medie de 10 km apar aproximativ o dată la 10 milioane de ani. [53] O coliziune poate fragmenta un asteroid în mai multe bucăți mai mici (ducând la formarea unei noi familii de asteroizi ). Dimpotrivă, coliziunile care au loc la viteze relativ mici pot uni și doi asteroizi. După mai bine de 4 miliarde de ani de astfel de procese, membrii centurii de asteroizi seamănă acum cu populația inițială.

Pe lângă asteroizi, centura principală conține și benzi de praf compuse din particule cu o rază de până la câteva sute de micrometri. Acest material fin este produs, cel puțin parțial, de coliziuni între asteroizi și de impactul micrometeoriților asupra asteroizilor. Datorită efectului Poynting-Robertson , presiunea radiației solare face ca acest praf din interior să spiraleze încet spre Soare. [54]

Combinația acestui praf fin de asteroid, precum și a materialului cometar expulzat, produce lumina zodiacală . Această lumină aurorală slabă poate fi văzută noaptea extinzându-se din direcția Soarelui de-a lungul planului eclipticii . Particulele care produc lumină zodiacală vizibilă au o rază medie de aproximativ 40 microni. Viața medie a acestor particule este de aproximativ 700.000 de ani; prin urmare, pentru a păstra benzile de praf, trebuie să se producă constant particule noi în centura de asteroizi. [54]

Meteoriți

Unele resturi produse de coliziuni pot forma meteoroizi care pătrund în atmosfera Pământului. [55] Din cei 50.000 de meteoriți găsiți pe Pământ până în prezent, se crede că 99,8 la sută provin din centura de asteroizi. [56] Un studiu din septembrie 2007 a emis ipoteza că coliziunea dintre asteroidul 298 Baptistina și un corp mare a trimis o serie de fragmente în sistemul solar interior. Se crede că impactul acestor fragmente a creat atât Craterul Tycho pe Lună, cât și Craterul Chicxulub din Mexic, epava impactului masiv care a dus la dispariția dinozaurilor acum 65 de milioane de ani. [57]

Familii și grupuri

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: Familia asteroizilor .
Diagrama de înclinație orbitală ( i p ) - excentricitatea ( e p ) a asteroizilor numerotați ai centurii principale; arată clar grupuri reprezentând familii de asteroizi.

În 1918, astronomul japonez Kiyotsugu Hirayama a observat că orbitele unor asteroizi aveau parametri similari; s-a gândit astfel să-i clasificăm în familii și grupuri. [58]

Aproximativ o treime din asteroizii centurii principale sunt membri ai unei familii de asteroizi. Acestea împărtășesc elemente orbitale similare, cum ar fi axa semi-majoră, excentricitatea și înclinația orbitală, precum și caracteristici spectrale similare, fiecare dintre acestea indicând o origine comună în fragmentarea unui corp mai mare. Diagramele acestor elemente prezintă concentrații de asteroizi care indică prezența unei familii. Există aproximativ 20-30 de asociații care sunt aproape sigur familii de asteroizi. Acestea pot fi confirmate atunci când membrii lor prezintă caracteristici spectrale comune. [59] Cele mai mici asociații de asteroizi sunt numite grupuri sau grupuri.

Unele dintre cele mai importante familii ale centurii de asteroizi (în ordine crescătoare a axei semi-majore) sunt: Flora , Eunomia , Coronide , Eos și Themes . [42] Familia Flora, una dintre cele mai mari cu peste 800 de membri, s-ar fi putut forma dintr-o coliziune cu mai puțin de un miliard de ani în urmă. [60] Cel mai mare asteroid care este un adevărat membru al unei familii (spre deosebire de intrusul Ceres cu Familia Gefion ) este 4 Vesta. Se crede că familia Vesta a fost formată de un impact (cu formarea relativă a unui crater) asupra Vesta. Meteoriții HED ar putea fi, de asemenea, rezultatul acestei coliziuni. [61]

În centura de asteroizi, au fost descoperite trei benzi de praf cu înclinații orbitale similare cu cele ale familiilor Eos, Koronis și Themis, deci ar putea fi asociate cu aceste grupuri. [62]

Periferie

Aproape de marginea interioară a fasciei (la o distanță de 1,78 până la 2,0 UA, cu o axă semi-majoră medie de 1,9 UA) se află grupul Hungaria . Este numit după membrul principal, 434 Hungaria , și conține cel puțin 52 de asteroizi cu orbite foarte înclinate. Alcuni membri appartengono alla categoria degli asteroidi che intersecano l'orbita di Marte , le cui perturbazioni gravitazionali sono probabilmente un fattore che riduce la popolazione totale di questo gruppo. [63]

Un altro gruppo ad alta inclinazione orbitale nella parte interna della fascia degli asteroidi è la famiglia Phocaea . Questi sono composti principalmente da asteroidi di tipo S, mentre la vicina famiglia Hungaria comprende alcuni asteroidi di tipo E . [64] La famiglia Phocaea orbita tra 2,25 e 2,5 UA dal Sole.

Vicino al bordo esterno della fascia vi è il gruppo di Cibele , in orbita tra 3,3 e 3,5 UA, e con una risonanza orbitale 7:4 con Giove. La famiglia Hilda orbita tra 3,5 e 4,2 UA, in orbite relativamente circolari e con una risonanza orbitale stabile 3:2 con Giove. Ci sono pochi asteroidi oltre 4,2 UA, fino all'orbita di Giove. Qui si trovano le due famiglie di asteroidi troiani che, almeno tra oggetti di dimensioni superiori a 1 km, sono numerosi all'incirca quanto gli asteroidi della fascia principale. [65]

Nuove famiglie

Alcune famiglie di asteroidi si sono formati di recente, in termini astronomici. La Famiglia Karin apparentemente formata circa 5,7 milioni di anni fa da una collisione con un asteroide progenitore di raggio di 33 km. [66] La famiglia Veritas si formò circa 8,3 milioni di anni fa, e la prova di questa affermazione è costituita da polvere interplanetaria recuperata da sedimenti marini. [67]

Più di recente, il gruppo Datura sembra essersi formato circa 450 000 anni fa da una collisione con un asteroide della fascia principale. La stima dell'età si basa sull'ipotesi che, a quel tempo, le orbite dei suoi membri fossero quelle attuali. Questo gruppo e altre formazioni, come ad esempio il gruppo Iannini (circa 1,5 milioni di anni fa), potrebbero essere stati una fonte di materiale per la polvere zodiacale. [68]

Esplorazioni

Rappresentazione artistica del veicolo spaziale Dawn con Vesta (a sinistra) e Cerere (a destra).

Il primo veicolo spaziale ad attraversare la fascia degli asteroidi fu Pioneer 10 , che entrò nella regione il 16 luglio 1972. A quel tempo si temeva che i detriti della fascia potessero rappresentare un rischio per la navicella, ma da allora è stata attraversata da 11 veicoli partiti dalla Terra senza alcun incidente. Pioneer 11 , Voyager 1 e 2 e Ulysses passarono attraverso la fascia senza riprendere alcun'immagine. Galileo riprese immagini dell'asteroide 951 Gaspra nel 1991 e di 243 Ida nel 1993, NEAR , di 253 Mathilde nel 1997, Cassini , di 2685 Masursky nel 2000, Stardust , di 5535 Annefrank nel 2002, New Horizons , di 132524 APL nel 2006, Rosetta , di 2867 Šteins nel 2008. A causa della bassa densità di materiale all'interno della fascia, oggi si stima che, per una sonda, le probabilità di impatto con un asteroide sono meno di una su un miliardo. [69]

La maggior parte delle immagini degli asteroidi della fascia provengono da brevi flyby di sonde dirette verso altri obiettivi. Solo le missioni Dawn , NEAR e Hayabusa hanno studiato le orbite e le superfici degli asteroidi per un periodo prolungato. Dawn ha esplorato Vesta dal luglio 2011 al settembre 2012, ed per poi osservare Cerere dal 2015 fino a fine missione. Una possibile visita di Pallade della sonda, a missione conclusa, fu pensata marginalmente, ma risultò irrealizzabile per la forte differenza di orbita, mentre la proposta di visitare un altro asteroide fu rifiutata. [70]

Note

  1. ^ a b GA Krasinsky, Pitjeva, EV; Vasilyev, MV; Yagudina, and EI, Hidden Mass in the Asteroid Belt , in Icarus , vol. 158, n. 1, luglio 2002, pp. 98–105, DOI : 10.1006/icar.2002.6837 .
  2. ^ a b EV Pitjeva, High-Precision Ephemerides of Planets—EPM and Determination of Some Astronomical Constants ( PDF ), in Solar System Research , vol. 39, n. 3, 2005, p. 176, DOI : 10.1007/s11208-005-0033-2 . URL consultato il 20 dicembre 2011 (archiviato dall' url originale il 7 settembre 2012) .
  3. ^ a b 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. ^ a b Donald K. Yeomans, JPL Small-Body Database Browser , su ssd.jpl.nasa.gov , NASA JPL, 13 luglio 2006. URL consultato il 27 settembre 2010 ( archiviato il 29 settembre 2010) .
  5. ^ ( EN ) H. Jeffreys, The planetesimal hypothesis ( abstract ), in The Observatory , vol. 52, 1929, pp. 173-178, Bibcode : 1929Obs....52..173J .
  6. ^ Sculpting the Asteroid Belt , su skyandtelescope.com . URL consultato il 3 maggio 2013 (archiviato dall' url originale il 30 dicembre 2013) .
  7. ^ a b c Hilton, J., When Did the Asteroids Become Minor Planets? , su US Naval Observatory (USNO) , 2001. URL consultato il 1º ottobre 2007 (archiviato dall' url originale il 6 aprile 2012) .
  8. ^ a b Dawn: A Journey to the Beginning of the Solar System , su Space Physics Center: UCLA , 2005. URL consultato il 3 novembre 2007 .
  9. ^ a b Hoskin, Michael, Bode's Law and the Discovery of Ceres , su Churchill College, Cambridge . URL consultato il 12 luglio 2010 .
  10. ^ Linda T. Elkins-Tanton, Asteroids, Meteorites, and Comets , 2010:10
  11. ^ a b Call the police! The story behind the discovery of the asteroids , in Astronomy Now , giugno 2007, pp. 60–61.
  12. ^ Pogge, Richard, An Introduction to Solar System Astronomy: Lecture 45: Is Pluto a Planet? , su An Introduction to Solar System Astronomy , Ohio State University , 2006. URL consultato l'11 novembre 2007 .
  13. ^ Douglas Harper, Asteroid , su Online Etymology Dictionary , Etymology Online, 2010. URL consultato il 15 aprile 2011 .
  14. ^ DeForest, Jessica, Greek and Latin Roots , su msu.edu , Michigan State University, 2000. URL consultato il 25 luglio 2007 ( archiviato il 12 agosto 2007) .
  15. ^ Clifford Cunningham, William Hershel and the First Two Asteroids , in The Minor Planet Bulletin , vol. 11, Dance Hall Observatory, Ontario, 1984, p. 3.
  16. ^ a b Staff, Astronomical Serendipity , su dawn.jpl.nasa.gov , NASA JPL, 2002. URL consultato il 20 aprile 2007 (archiviato dall' url originale il 6 febbraio 2012) .
  17. ^ Is it a coincidence that most of the planets fall within the Titius-Bode law's boundaries? , su astronomy.com . URL consultato il 16 ottobre 2007 .
  18. ^

    «How might it be if Ceres and Pallas were just a pair of fragments, or portions of a once greater planet which at one time occupied its proper place between Mars and Jupiter, and was in size more analogous to the other planets, and perhaps millions of years ago, had, either through the impact of a comet, or from an internal explosion, burst into pieces?»

    ( Olbers in una lettera a Herschel del 17 maggio 1802, citato da ( EN ) Paul Murdin, Rock Legends: The Asteroids and Their Discoverers , Springer, 2016, pp. 41-42, ISBN 978-3-319-31836-3 . )
  19. ^ Masetti, M.; and Mukai, K., Origin of the Asteroid Belt , su imagine.gsfc.nasa.gov , NASA Goddard Spaceflight Center, 1º dicembre 2005. URL consultato il 25 aprile 2007 .
  20. ^ Susan Watanabe, Mysteries of the Solar Nebula , su jpl.nasa.gov , NASA, 20 luglio 2001. URL consultato il 2 aprile 2007 .
  21. ^ a b Petit, J.-M.; Morbidelli, A.; and Chambers, J., The Primordial Excitation and Clearing of the Asteroid Belt ( PDF ), in Icarus , vol. 153, n. 2, 2001, pp. 338–347, DOI : 10.1006/icar.2001.6702 . URL consultato il 22 marzo 2007 ( archiviato il 21 febbraio 2007) .
  22. ^ Edgar, R.; and Artymowicz, P., Pumping of a Planetesimal Disc by a Rapidly Migrating Planet ( PDF ), in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 354, n. 3, 2004, pp. 769–772, DOI : 10.1111/j.1365-2966.2004.08238.x . URL consultato il 16 aprile 2007 (archiviato dall' url originale il 21 giugno 2007) .
  23. ^ E. rd Scott, Constraints on Jupiter's Age and Formation Mechanism and the Nebula Lifetime from Chondrites and Asteroids , League City, Texas, Lunar and Planetary Society, 13-17 marzo 2006. URL consultato il 16 aprile 2007 .
  24. ^ Taylor, GJ; Keil, K.; McCoy, T.; Haack, H.; and Scott, ERD et al. , Asteroid differentiation – Pyroclastic volcanism to magma oceans , in Meteoritics , vol. 28, n. 1, 1993, pp. 34–52.
  25. ^ Kelly, Karen, U of T researchers discover clues to early solar system , su University of Toronto , 2007. URL consultato il 12 luglio 2010 .
  26. ^ Clark, BE; Hapke, B.; Pieters, C.; Britt, D. et al. , Asteroid Space Weathering and Regolith Evolution , in Asteroids III , 2002, p. 585. Gaffey, Michael J., The Spectral and Physical Properties of Metal in Meteorite Assemblages: Implications for Asteroid Surface Materials , in Icarus (ISSN 0019-1035) , vol. 66, n. 3, 1996, p. 468, Bibcode : 1986Icar...66..468G , DOI : 10.1016/0019-1035(86)90086-2 . Keil, K., Thermal alteration of asteroids: evidence from meteorites , su Planetary and Space Science , 2000. URL consultato l'8 novembre 2007 . Baragiola, RA; Duke, CA; Loeffler, M.; McFadden, LA; and Sheffield, J., Duke, Loeffler, McFadden e Sheffield, Impact of ions and micrometeorites on mineral surfaces: Reflectance changes and production of atmospheric species in airless solar system bodies , in EGS – AGU – EUG Joint Assembly , 2003, p. 7709, Bibcode : 2003EAEJA.....7709B .
  27. ^ Chapman, CR; Williams, JG; Hartmann, WK, The asteroids , in Annual review of astronomy and astrophysics , vol. 16, 1978, pp. 33–75, DOI : 10.1146/annurev.aa.16.090178.000341 .
  28. ^ Kracher, A., Asteroid 433 Eros and partially differentiated planetesimals: bulk depletion versus surface depletion of sulfur ( PDF ), su Ames Laboratory , 2005. URL consultato l'8 novembre 2007 (archiviato dall' url originale il 28 novembre 2007) .
  29. ^ Dr. Robert Piccioni, Did Asteroid Impacts Make Earth Habitable? , su guidetothecosmos.com . URL consultato il 3 maggio 2013 .
  30. ^ Lori Stiles, Asteroids Caused the Early Inner Solar System Cataclysm , University of Arizona News, 15 settembre 2005. URL consultato il 18 aprile 2007 .
  31. ^ Alfvén, H.; Arrhenius, G., The Small Bodies , su SP-345 Evolution of the Solar System , NASA, 1976. URL consultato il 12 aprile 2007 ( archiviato il 13 maggio 2007) .
  32. ^ Christopher E. Spratt, The Hungaria group of minor planets , in Journal of the Royal Astronomical Society of Canada , vol. 84, aprile 1990, pp. 123–131.
  33. ^ Lecar, M.; Podolak, M.; Sasselov, D.; Chiang, E., Infrared cirrus – New components of the extended infrared emission , in The Astrophysical Journal , vol. 640, n. 2, 2006, pp. 1115–1118, DOI : 10.1086/500287 .
  34. ^ Phil Berardelli, Main-Belt Comets May Have Been Source Of Earths Water , Space Daily, 23 marzo 2006. URL consultato il 27 ottobre 2007 ( archiviato l'11 ottobre 2007) .
  35. ^ Emily Lakdawalla, Discovery of a Whole New Type of Comet , su planetary.org , The Planetary Society, 28 aprile 2006. URL consultato il 20 aprile 2007 ( archiviato il 1º maggio 2007) .
  36. ^ Donald K. Yeomans, JPL Small-Body Database Search Engine , su ssd.jpl.nasa.gov , NASA JPL, 26 aprile 2007. URL consultato il 26 aprile 2007 . – search for asteroids in the main belt regions with a diameter >100.
  37. ^ Tedesco, EF; and Desert, F.-X., The Infrared Space Observatory Deep Asteroid Search , in The Astronomical Journal , vol. 123, n. 4, 2002, pp. 2070–2082, DOI : 10.1086/339482 .
  38. ^ a b Gareth Williams, Distribution of the Minor Planets , su minorplanetcenter.org , Minor Planets Center, 25 settembre 2010. URL consultato il 27 ottobre 2010 .
  39. ^ a b Wiegert, P.; Balam, D.; Moss, A.; Veillet, C.; Connors, M.; and Shelton, I., Evidence for a Color Dependence in the Size Distribution of Main-Belt Asteroids ( PDF ), in The Astronomical Journal , vol. 133, n. 4, 2007, pp. 1609–1614, DOI : 10.1086/512128 . URL consultato il 6 settembre 2008 (archiviato dall' url originale l'11 agosto 2011) .
  40. ^ BE Clark, New News and the Competing Views of Asteroid Belt Geology , in Lunar and Planetary Science , vol. 27, 1996, pp. 225–226.
  41. ^ Margot, JL; and Brown, ME, A Low-Density M-type Asteroid in the Main Belt , in Science , vol. 300, n. 5627, 2003, pp. 1939–1942, DOI : 10.1126/science.1085844 .
  42. ^ a b Kenneth R. Lang, Asteroids and meteorites , su ase.tufts.edu , NASA's Cosmos, 2003. URL consultato il 2 aprile 2007 .
  43. ^ a b Duffard, RD; Roig, F., Two New Basaltic Asteroids in the Main Belt? , Baltimore, Maryland, 14–18 luglio 2008.
  44. ^ a b Than, Ker, Strange Asteroids Baffle Scientists , su space.com , 2007. URL consultato il 14 ottobre 2007 .
  45. ^ Low, FJ; et al. , Infrared cirrus – New components of the extended infrared emission , in Astrophysical Journal, Part 2 – Letters to the Editor , vol. 278, 1984, pp. L19–L22, DOI : 10.1086/184213 .
  46. ^ Interview with David Jewitt , su youtube.com . URL consultato il 21 maggio 2011 .
  47. ^ 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.
  48. ^ J. Donald Fernie, The American Kepler , in American Scientist , vol. 87, n. 5, 1999, p. 398. URL consultato il 4 febbraio 2007 (archiviato dall' url originale l'11 giugno 2011) .
  49. ^ Liou, Jer-Chyi; and Malhotra, Renu, Depletion of the Outer Asteroid Belt , in Science , vol. 275, n. 5298, 1997, pp. 375–377, DOI : 10.1126/science.275.5298.375 . URL consultato il 1º agosto 2007 .
  50. ^ McBride, N.; and Hughes, DW, The spatial density of asteroids and its variation with asteroidal mass , in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 244, 1990, pp. 513–520.
  51. ^ S. Ferraz-Mello, Kirkwood Gaps and Resonant Groups , Belgirate, Italy, Kluwer Academic Publishers, 14–18 giugno 1993, pp. 175–188. URL consultato il 28 marzo 2007 .
  52. ^ Jozef Klacka, Mass distribution in the asteroid belt , in Earth, Moon, and Planets , vol. 56, n. 1, 1992, pp. 47–52, DOI : 10.1007/BF00054599 .
  53. ^ DE Backman, Fluctuations in the General Zodiacal Cloud Density , su Backman Report , NASA Ames Research Center, 6 marzo 1998. URL consultato il 4 aprile 2007 (archiviato dall' url originale il 3 marzo 2012) .
  54. ^ a b William T. Reach, Zodiacal emission. III – Dust near the asteroid belt , in Astrophysical Journal , vol. 392, n. 1, 1992, pp. 289–299, DOI : 10.1086/171428 .
  55. ^ Danny Kingsley, Mysterious meteorite dust mismatch solved , su abc.net.au , ABC Science, 1º maggio 2003. URL consultato il 4 aprile 2007 .
  56. ^ ( EN ) Meteors and Meteorites , su nasa.gov , NASA. URL consultato il dicembre 2020 .
  57. ^ Breakup event in the main asteroid belt likely caused dinosaur extinction 65 million years ago , su Southwest Research Institute , 2007. URL consultato il 14 ottobre 2007 ( archiviato l'11 ottobre 2007) .
  58. ^ David W. Hughes, Finding Asteroids In Space , su open2.net , BBC, 2007. URL consultato il 20 aprile 2007 (archiviato dall' url originale il 10 marzo 2012) .
  59. ^ Anne Lemaitre, Asteroid family classification from very large catalogues , Belgrade, Serbia and Montenegro, Cambridge University Press, 31 agosto - 4 settembre 2004, pp. 135–144. URL consultato il 15 aprile 2007 .
  60. ^ Linda MV Martel, Tiny Traces of a Big Asteroid Breakup , su psrd.hawaii.edu , Planetary Science Research Discoveries, 9 marzo 2004. URL consultato il 2 aprile 2007 ( archiviato il 1º aprile 2007) .
  61. ^ Michael J. Drake,The eucrite/Vesta story , in Meteoritics & Planetary Science , vol. 36, n. 4, 2001, pp. 501–513, DOI : 10.1111/j.1945-5100.2001.tb01892.x .
  62. ^ Love, SG; and Brownlee, DE, The dust band contribution to the interplanetary dust complex – Evidence seen at 60 and 100 microns , in Astronomical Journal , vol. 104, n. 6, 1992, pp. 2236–2242, DOI : 10.1086/116399 .
  63. ^ Christopher E. Spratt, The Hungaria group of minor planets , in Journal of the Royal Astronomical Society of Canada , vol. 84, n. 2, 1990, pp. 123–131.
  64. ^ Carvano, JM; Lazzaro, D.; Mothé-Diniz, T.; Angeli, CA; and Florczak, M., Spectroscopic Survey of the Hungaria and Phocaea Dynamical Groups , in Icarus , vol. 149, n. 1, 2001, pp. 173–189, DOI : 10.1006/icar.2000.6512 .
  65. ^ Roger Dymock, Asteroids and Dwarf Planets and How to Observe Them , Springer, 2010, p. 24, ISBN 1-4419-6438-X . URL consultato il 4 aprile 2011 .
  66. ^ ( EN ) Nesvorný, David et al. , Karin cluster formation by asteroid impact , in Icarus , vol. 183, n. 2, agosto 2006, pp. 296–311, DOI : 10.1016/j.icarus.2006.03.008 .
  67. ^ Maggie McKee, Eon of dust storms traced to asteroid smash , New Scientist Space, 18 gennaio 2006. URL consultato il 15 aprile 2007 (archiviato dall' url originale il 14 marzo 2012) .
  68. ^ Nesvorný, D.; Bottke, WF; Levison, HF; and Dones, L., Recent Origin of the Solar System Dust Bands ( PDF ), in The Astrophysical Journal , vol. 591, n. 1, 2003, pp. 486–497, DOI : 10.1086/374807 . URL consultato il 15 aprile 2007 .
  69. ^ Alan Stern, New Horizons Crosses The Asteroid Belt , Space Daily, 3 giugno 2006. URL consultato il 14 aprile 2007 .
  70. ^ Staff, Dawn Mission Home Page , su dawn.jpl.nasa.gov , NASA JPL, 10 aprile 2007. URL consultato il 14 aprile 2007 ( archiviato l'11 aprile 2007) .

Voci correlate

Altri progetti

Collegamenti esterni

V · D · M
 L'asteroide 4 Vesta
Pianeti nani Cerere • Plutoidi : Plutone ( ☾ ) · Haumea ( ☾ ) · Makemake ( ☾ ) · Eris ( ☾ )
Raggruppamenti asteroidali Vulcanoidi • NEA ( Apollo · Aten · Amor ) • Fascia principale • Planetosecanti ( Mercurio · Venere · Terra · Marte · Giove · Saturno · Urano · Nettuno ) • Troiani ( della Terra · di Marte · di Giove · di Nettuno ) • Centauri • TNO ( Fascia di Kuiper – Plutini · Cubewani · Twotini – · Disco diffuso ) • Gruppi e famiglie ( Famiglie collisionali )
Classi spettrali Tholen : B · F · G · C · S · X · M · E · P · A · D · T · Q · R · V • SMASS : C · B · S · A · Q · R · K · L · X · T · D · Ld · O · V
Altro Asteroidi principali • Lista completa • Satelliti asteroidali • Asteroidi binari • Famiglie asteroidali
Controllo di autorità LCCN ( EN ) sh2012000460
Sistema solare Portale Sistema solare : accedi alle voci di Wikipedia sugli oggetti del Sistema solare
Estratto da " https://it.wikipedia.org/w/index.php?title=Fascia_principale&oldid=122036677 "