Päästeroidivyö | |
Sisäisen aurinkokunnan kaavio Jupiterin kiertoradalle, jossa näkyvät sisäisten planeettojen kiertoradat ja asteroidivyön sydämen likimääräinen sijainti; myös Troijan asteroidit ovat edustettuina. | |
Sukunimi | Aurinko |
---|---|
Spektrityyppi | G2 V |
Näkyvä suuruus | -26,74 |
Levy | |
Tyyppi | Jätelevy |
Orbitaalin ominaisuudet | |
Puoli-pääakseli (a) | 1,7 - 4,5 AU (laajat rajat) |
Fyysiset ominaisuudet | |
Massa | 3,0−3,6 × 10 21 kg (≈ 0,04 M kuu ) |
Löytö | |
Päivämäärä | Ensimmäinen osa ( (1) Cérès ) löydettiin vuonna 1801 |
lisäinformaatio | |
Main asteroisivyöhyke (joskus vain asteroisivyöhyke tai vyön ) on alue Aurinkokunnan välissä ratojen Marsin ja Jupiterin . Se sisältää suuren määrän asteroideja .
Asteroidivyötä kutsutaan joskus "päästeroidivyöksi", kun se erotetaan muista vastaavista aurinkokunnan vyöistä. Kaikki tämän vyön asteroidit ovat pieniä aurinkokunnan kappaleita, lukuun ottamatta Ceresiä , joka on kääpiöplaneetta .
Nimitys on vanha ja juontaa juurensa aikaan, jolloin vain ns. Päävyö tunnettiin; Kuiperin vyöhyke on sittemmin löydetty, se on paljon suurempi massa ja laajuudessa, mutta ei tällä hetkellä ole suunnitelmia muuttaa terminologiaa.
Asteroidivyö sisältää useita satoja tuhansia tunnettuja asteroideja ja mahdollisesti useita miljoonia, jotka vaihtelevat kooltaan pölypilkusta muutaman sadan kilometrin halkaisijaan saakka olevaan planetoidiin.
Vuoden 2005 lopussa yli 100 000 numeroitua asteroidia (noin 120 000: sta) kuului asteroidivyöhön. 200 000 muuta lueteltiin, mutta ei numeroitu. Arvioitiin, että yli 500 000 oli visuaalisesti havaittavissa ajan .
Vuonna 2018 tunnetaan 240 yli 100 km: n asteroidia , kun taas infrapunavyön systemaattinen tutkimus arvioi 700 000: n ja 1 700 000: n yli kilometrin suuruisten asteroidien lukumäärän. Mediaani absoluuttinen suuruus on asteroidien on noin 16.
Katsotaan, että tietyn kokoisten asteroidien määrä kasvaa kertoimella 100, kun halkaisija pienenee kertoimella 10 (toisin sanoen asteroideja, joiden halkaisija on 100 m kuin 1 km , olisi 100 kertaa enemmän ) . Tämä eteneminen jatkuu, kunnes niiden koko tulee riittävän pieneksi eli alle 0,1 μm . Tässä vaiheessa säteily paine päässä Sun kilpailee painovoima. Kun säteilyn voiman ja painovoiman suhde on suurempi kuin 0,5, tämä pöly poistetaan sisäisestä aurinkokunnasta . Mutta lähellä 0,1: tä olevaan suhteeseen Poynting-Robertsonin vaikutus saa tämän pölyn kiertymään hitaasti kohti aurinkoa, kunnes se haihtuu siitä noin tähtitieteelliseksi yksiköksi . Lopuksi, kun suhde on välillä 0,1 ja 0,5, pölyn kohtalo riippuu niiden alkuperäisistä nopeusolosuhteista.
Toisin kuin yleisesti uskotaan, ja asteroidien lukumäärästä huolimatta asteroidivyö pysyy olennaisesti tyhjänä ja jokainen asteroidi erotetaan yleensä lähimmästä keskimäärin miljoonalla kilometrillä .
Kokonaismassa asteroisivyöhyke arvioidaan välillä 3,0 ja 3,6 x 10 21 kg (3-3600000000 miljardia tonnia ), tai 4 kohteeseen 5% siitä on Moon . Neljä suurinta esinettä, Ceres , Vesta , Pallas ja Hygée , edustavat lähes puolta hihnan kokonaismassasta; Ceres laskee kolmanneksen itsestään. Ceres on ainoa riittävän suuri asteroidi, jotta sen painovoima voi muodostaa pallomaisen muodon, ja sitä pidetään nyt kääpiöplaneettana . Se kiertää 2,8 AU: n päässä Auringosta, mikä on myös etäisyys asteroidivyön massakeskipisteestä . Vesta on myös suurempi kuin muut asteroidit, noin 3,20.
Aurinkokunnan alussa asteroidit kokivat jonkin verran fuusiota, mikä mahdollisti niiden elementtien massaerotuksen osittain tai kokonaan. Jotkut alkukappaleet ovat saattaneet kokea räjähtävän vulkanismin ja magman valtameret . Pienen kokonsa vuoksi tämä fuusiojakso oli lyhyt (verrattuna planeetoihin) ja päättyi yleensä 4,5 miljardia vuotta sitten sen jälkeen, kun se oli kestänyt muutamasta kymmenestä sataan miljoonaan vuoteen.
Asteroidivyö käsittää pääasiassa kolme asteroidiluokkaa. Ulkopuolella, lähellä Jupiterin kiertoradaa, hallitsevat hiilipitoiset asteroidit . Nämä C-tyypin asteroidit sisältävät yli 75% kaikista näkyvistä asteroideista. Ne ovat punaisempia kuin muut asteroidit ja niillä on hyvin alhainen albedo . Niiden pintakoostumus on samanlainen kuin meteoriittien kondriitissa hiili. Kemiallisesta näkökulmasta niiden spektri osoittaa koostumuksen, joka on samanlainen kuin varhaisen aurinkokunnan, ilman kevyitä ja haihtuvia elementtejä (kuten jäätä).
Kohti vyön sisäosaa, noin 2,5 AU: n päässä auringosta, ovat yleisimpiä S-tyypin asteroidit ( silikaatit ). Niiden pinnan spektri paljastaa silikaattien ja joidenkin metallien läsnäolon, mutta ei merkittävää hiilipitoista yhdistettä. Siksi ne on valmistettu materiaaleista, joita on syvästi muokattu aurinkokunnan alusta lähtien. Niiden oletettu muodostumismekanismi sisältää fuusiovaiheen, joka aiheutti massan erilaistumisen. Heillä on suhteellisen korkea albedo ja ne muodostavat 17% kokonaismäärästä.
Kolmas luokka, joka edustaa 10% kokonaismäärästä, on tyypin M asteroidit (runsaasti metalleja ). Niiden spektri muistuttaa olevan rauta - nikkeliseoksesta , jossa on valkoinen tai lievästi punainen ulkonäkö ja ei absorptio-ominaisuudet. Uskotaan, että jotkut M-tyyppiset asteroidit muodostuivat isompien esineiden metallisydämiin, jotka olivat pirstoutuneet törmäyksellä. Jotkut silikaattiyhdisteet voivat kuitenkin tuottaa samanlaisen ulkonäön; esimerkiksi M-tyypin asteroidi Calliope ei näytä koostuvan pääasiassa metallista. Vyön sisällä M-tyyppisten asteroidien jakauma on korkeimmillaan 2,7 AU: n päässä auringosta. Ei tiedetä, onko kaikilla M-tyyppisillä asteroideilla samanlainen koostumus vai onko kyseessä etiketti, joka ryhmitellä yhteen useita lajikkeita, jotka eivät kuulu luokkiin C ja S.
Asteroisivyöhyke sisältää hyvin vähän tyypin V , basaltic asteroidit , tosiasia josta emme tiedä syytä. Asteroidien muodostumisteoriat ennustavat, että Vestan kokoisten tai sitä suurempien esineiden tulisi muodostaa kuori ja vaippa, jotka koostuvat enimmäkseen basalttikivistä; yli puolet asteroidista tulisi sitten koostua basaltista tai oliviinista . Havaintojen mukaan 99% ennustetusta basaltista ei ole olemassa. Vuoteen 2001 asti uskottiin, että suurin osa vyössä löydetyistä basalttikappaleista tuli Vesta (tästä syystä niiden nimityyppi V). Kuitenkin, (1459) Magnya n löytö paljasti hieman erilainen kemiallinen koostumus muista basaltti asteroideja, mikä viittaa siihen, erillinen alkuperä. Vuonna 2007 löydettiin ( 7472) Kumakiri ja (10537) 1991 RY 16, joilla oli basaltti koostumus ja joiden alkuperä ei voi tulla Vestasta. Tähän mennessä (lokakuu 2007) nämä ovat ainoat V-tyypin asteroidit, jotka on löydetty ulkovyöstä.
Vyön lämpötila vaihtelee etäisyyden mukaan auringosta. Pölyhiukkasten tyypillinen lämpötila vaihtelee välillä 200 K (-73 ° C) - 2,2 AU lämpötilassa 165 K (-108 ° C) 3,2 AU. Suuremmalle asteroidille sen pyöriminen aiheuttaa suurempia vaihteluita, sen pinta altistuu vuorotellen auringon säteilylle ja tähtitaustalle.
Suurimman osan päävyön asteroidien epäkeskeisyys on alle 0,4 ja kaltevuus alle 30 °. Niiden kiertoratajakauma on suurin, kun epäkeskeisyys on noin 0,07 ja kaltevuus alle 4 °. Kaavamaisesti tyypillisellä päähihnan asteroidilla on suhteellisen pyöreä kiertorata lähellä ekliptikan tasoa , mutta on olemassa poikkeuksia.
Termiä "päävyö" käytetään joskus viittaamaan yksinomaan keskialueeseen, jossa asteroidien pitoisuus on suurin. Se sijaitsee Kirkwood 4: 1 - 2: 1 -paikkojen välillä, välillä 2,06 - 3,27 AU, ja sen komponenttien epäkeskisyys on alle 0,33 ja kaltevuus alle 20 °. Tämä alue sisältää 93,4% kaikista aurinkokunnan numeroiduista asteroideista.
Kaksi seuraavaa kaaviota korostavat tunnettujen asteroidien tiettyjä kiertoradan elementtejä niiden puoli-pääakselin mukaan ( AU ); vyön asteroidit on merkitty punaisella ja sinisellä välillä 2 ja 4 AU (punainen vastaa vyön eniten asuttua aluetta). Noin 5,2 AU: n asteroidiryhmä on troijalaisia .
Tunnettujen asteroidien epäkeskisyys niiden puoli-pääakselin mukaan.
Tunnettujen asteroidien kaltevuus niiden puoli-pääakselin mukaan.
Asteroidien puolisuureiden akselien jakauma (ja siksi, kun niiden epäkeskisyys on alhainen, niiden kiertoradan ajanjakso ) osoittaa alueet, joista selvästi puuttuu asteroideja, joita kutsutaan Kirkwoodin avoimiksi paikoiksi . Nämä aukot näkyvät puoli-isoissa akseleissa, joissa asteroidin kiertoradan ja Jupiterin välinen suhde on koko murto-osa . Pienelle esineelle, joka täyttää tämän ehdon, resonanssivaikutukset planeetan kanssa ovat riittävät häiritsemään sen kiertoradan elementtejä . Käytännössä asteroidit, jotka ovat saattaneet olla aiemmin tällaisilla kiertoradoilla (joko alun perin Jupiterin kiertoradalta siirtymisen tai aikaisempien häiriöiden tai törmäysten vuoksi), on vähitellen siirretty kiertoradoille, joiden akseli on puoliksi suuri.
Kirkwoodin puutteet ilmenevät vain asteroidien puolisuureiden akselien jakautumista tutkittaessa. Käytännössä näiden kiertorata on elliptinen, monet asteroidit ylittävät aukosta vastaavan etäisyyden Auringosta; milloin tahansa asteroidien tiheys avoimissa paikoissa ei poikkea merkittävästi naapurialueiden tiheydestä.
Tärkeimmät aukot esiintyvät 3: 1, 5: 2, 7: 3 ja 2: 1 resonanssissa Jupiterin kanssa. Siten asteroidi, joka sijaitsee 3: 1-aukossa, tekisi 3 kiertorataa Auringon ympäri kutakin Jupiterin kiertorataa kohden. Heikompia resonansseja esiintyy muille puoli-suurten akselien arvoille, mikä aiheuttaa vähemmän arvoja asteroideille (esim. 8: 3 resonanssi puoli-suurimmalle akselille 2,71 AU).
Asteroidivyön keskialue on joskus jaettu kolmeen vyöhykkeeseen tärkeimpien Kirkwood-aukkojen perusteella. Vyöhyke I ulottuu resonanssista 4: 1 (2,06 AU) resonanssiin 3: 1 (2,5 AU). Vyöhyke II alkaa vyöhykkeen I päästä resonanssiin 5: 2 (2,82 AU). Vyöhyke III alkaa vyöhykkeen II ulkorajasta 2: 1 resonanssiväliin (3,28 AU) asti.
Päähihna voidaan myös jakaa sisä- ja ulkovyöhön. Sisävyö koostuu asteroidista, joka kiertää lähempänä Marsia kuin 3: 1 (2,5 AU) resonanssinen Kirkwood-aukko ja muiden asteroidien ulkovyö. Jotkut kirjoittajat määrittelevät nämä kaksi vyötä resonanssista 2: 1 (3,3 AU). Toiset työntävät alaosaa määrittelemällä sisä-, keski- ja ulkovyöt.
TörmäyksetYhdelläkään yli 100 m: n asteroidilla ei ole kiertoaikaa alle 2,2 tuntia. Nopeammin pyörivällä asteroidilla kaikki heikosti kiinnittynyt pintamateriaali työnnettäisiin. Kiinteä esine pystyy kuitenkin pyörimään nopeammin murtumatta. Tämä viittaa siihen, että suurin osa yli 100 m: n asteroideista on roskapinoja, jotka muodostuvat kertymisestä asteroidien törmäysten jälkeen.
Koska siinä on paljon esineitä, asteroidivyö on erittäin aktiivinen ympäristö ja törmäyksiä tapahtuu siellä usein (tähtitieteellisessä mittakaavassa). On arvioitu, että kahden ruumiin, joiden halkaisija on yli 10 km, törmäys tapahtuu siellä 10 miljoonan vuoden välein. Törmäys voi hajottaa asteroidin useiksi pienemmiksi paloiksi (ja lopulta muodostaa uuden perheen), ja osa tästä roskista voi muodostaa meteoroideja .
Päinvastoin, törmäykset, jotka tapahtuvat pienillä suhteellisilla nopeuksilla, voivat yhdistää kaksi asteroidia.
Asteroidivyö sisältää pölynauhoja (hiukkasia, jotka ovat alle sadasosaa µm), mikä johtuu osittain asteroidien törmäyksistä ja mikrometeoriitti-iskuista. Koska Poynting-Robertson vaikutus , paine auringon säteilyn aiheuttaa tämän pölyn hitaasti kierre kohti aurinkoa
Tämän pölyn ja komeettojen heittämän materiaalin yhdistelmä aiheuttaa eläinradan valoa . Tämä hehku näkyy yöllä auringon suuntaan ekliptikan tasoa pitkin . Sitä tuottavat hiukkaset ovat keskimäärin 40 µm ja niiden elinikä on noin 700 000 vuotta. Pölynauhojen ylläpitämiseksi asteroidivyöhön on tuotettava säännöllisesti uusia hiukkasia.
Noin kolmasosa päävyön asteroidista kuuluu asteroidiperheeseen. Yksi tällainen perhe koostuu asteroideista, joilla on samanlaisia orbitaalielementtejä , kuten puoli-pääakseli , epäkeskisyys ja kallistuma , samoin kuin yhteiset spektriominaisuudet, mikä viittaa yhteiseen alkuperään suuremman rungon pirstoutumisessa.
On arvioitu, että 20-30 perhettä on melkein varma, joiden jäsenillä on yhteinen taajuusalue. Pienempien asteroidien yhdistyksiä kutsutaan ryhmiksi.
Puoliava -akselin lisääntymisen järjestyksessä tärkeimmät perheet ovat Flore , Eunomie , Coronis , Eos ja Themis . Floren perhe, yksi tärkeimmistä, sisältää yli 800 jäsentä, ja sen uskotaan muodostuneen alle miljardi vuotta sitten tapahtuneesta törmäyksestä.
Vesta on suurin perheen asteroidi. Perhe Vesta on saattanut muodostua törmäyksen aikana, joka muodosti kraatteri asteroidi. HED-meteoriitti saataisiin tätä vaikutusta.
Asteroidivyössä on havaittu kolme pääasiallista pölynauhaa, joilla on samanlainen kallistuma kuin Eos-, Koronis- ja Themis-perheillä, ja ne voivat liittyä niihin.
Hungaria ryhmä ulottuu sisäkehän hihnan, välillä 1,8 ja 2,0 au . Tämä ryhmä on nimetty sen pääjäsenen (434) Hungaria mukaan . Se erotetaan muusta hihnasta Kirkwoodin 4: 1- rakolla ja sille on ominaista jyrkkä kaltevuus. Jotkut tämän ryhmän jäsenet ylittävät Marsin kiertoradan, ja on mahdollista, että tämän planeetan gravitaatiohäiriöt vähentävät kokonaisväestöä.
Fokaian perhe sijaitsee sisäreunaan asteroisivyöhyke ja on myös merkitty voimakas kaltevuus. Tämän sarjan tulkitaan olevan pakettiperhe . Se koostuu pääosin S-tyyppisistä asteroidista, kun taas naapurimaiden Hungaria-ryhmä on enimmäkseen E-tyyppisiä asteroideja. Se kiertää välillä 2,25 - 2,5 AU.
Kybelen ryhmä sijaitsee ulko-osaan vyön, välillä 3,3 ja 3,5 AU , jossa on 7: 4 resonanssi Jupiter. Ryhmä Hilda kiertää välillä 3,5 ja 4,2 AU . Se resonoi 3: 2 Jupiterin kanssa ja koostuu asteroidista, joilla on suhteellisen pyöreät kiertoradat.
Yli 4,2 AU: n asteroideja on suhteellisen vähän Jupiterin kiertoradatasoon asti. Seuraavat ryhmittelyt ovat Jupiterin troijalaisten kaksi alaryhmää , joita ei yleensä pidetä osana asteroidivyötä.
Jotkut asteroidiperheet ovat viime aikoina muodostuneet tähtitieteellisestä näkökulmasta. Perhe Karin näyttää muodostunut siellä +5.700.000vuosi törmäyksen jälkeen asteroidi 16 km: n säteellä. Veritas- perhe muodostettiin 8,3 miljoonaa vuotta sitten, ja todisteet tästä tapahtumasta ovat muodostuneet planeettojen välisestä pölystä, joka löytyy valtameren sedimenteistä.
Datura- ryhmän uskotaan muodostuneen 450 000 vuotta sitten törmäyksellä. Tämä arvio perustuu todennäköisyyteen, että sen jäsenillä on nykyinen kiertorata eikä fyysisiä todisteita. Hän olisi voinut myötävaikuttaa eläinradan pölyyn. Muut viimeaikaiset ryhmät, kuten Ianninin (1-5 miljoonaa vuotta sitten), olisivat voineet vaikuttaa tähän pölyyn.
Useimmat tutkijat katsovat asteroidivyön muodostuvan varhaisen aurinkokunnan jäännöksistä, jotka eivät koskaan muodostaneet planeettaa.
Alun perin väitettiin, että vyö tulee planeetan (nimeltä Phaeton ) pirstoutumisesta . Tämä oletus on jäänyt käytöstä useiden ongelmien takia. Ensimmäinen koskee valtavasti tarvittavaa energiaa. Toinen on vyön pieni kokonaismassa, joka on vain murto-osa Kuun massasta. Lopuksi asteroidien kemiallisen koostumuksen eroja on vaikea selittää, jos ne kaikki tulevat samasta ruumiista.
Planeettojen muodostumisen uskotaan noudattavan prosessia, joka on analoginen aurinkosumuhypoteesin kanssa , jossa oletetaan, että planeettojen välisen pölyn ja kaasun pilvi on romahtanut oman painovoimansa vaikutuksesta muodostaen pyörivän kiekon. Joka tiivistyi muodostamaan auringon ja planeetat. Ensimmäisten miljoonien vuosien aurinkokunnan, prosessi accretion vähitellen kasvattaneet elinten, kunnes muodostavien eri planeettoja.
Alueilla, joilla keskimääräinen törmäysnopeus oli liian suuri, planetesimaalien sijoiltaan taipumus hallita kasvua estäen riittävän suurten kappaleiden muodostumisen. Lisäksi keskiliikeresonanssi vaikutukset kanssa Jupiter taipumus rikkoa pienkappaleita muille ratoja. Marsin ja Jupiterin välinen alue sisältää useita voimakkaita resonansseja. Jupiter, joka oli muuttanut kohti aurinkoa sen muodostumisen seurauksena, nämä resonanssit pyyhkäisivät asteroidivyön läpi, mikä jännitti planetesimaalisten joukkoa ja lisäsi niiden suhteellista nopeutta. Tämän alueen planeetta-eläimet olivat (ja ovat edelleen) liian häiriintyneitä muodostamaan planeetan. He kiertävät edelleen aurinkoa itsenäisesti ja törmäävät ajoittain. Asteroidivyötä voidaan pitää varhaisen aurinkokunnan pyhäinjäännöksenä.
Nykyinen asteroidivyö sisältäisi vain pienen osan alkuperäisen vyön massasta. Tietokonesimulaatioiden perusteella tämän vyön massa olisi ollut vastaava kuin Maan. Painovoimahäiriöiden takia suurin osa materiaalista poistettiin tuskin miljoona vuotta sen muodostumisen jälkeen, jättäen lopulta alle 0,1% alkuperäisestä massasta.
Tämän ajanjakson jälkeen asteroidien kokojakauma vyössä on pysynyt suhteellisen vakaana: näiden asteroidien tyypillisissä mitoissa ei ole tapahtunut kasvua tai laskua. Niihin vaikuttivat kuitenkin erilaiset myöhemmät prosessit, kuten sisäinen lämpeneminen (ensimmäisten kymmenien miljoonien vuosien aikana), niiden pinnan sulaminen iskujen jälkeen tai mureneminen säteilyn ja pommitusten kautta. Asteroidit eivät siis sinänsä ole ehjät näytteet varhaisesta aurinkokunnasta. Sitä vastoin Kuiperin ulkovyössä olevat esineet olisivat muuttuneet paljon vähemmän.
4: 1 kiertoradan resonanssia Jupiterin kanssa, noin 2,06 AU, voidaan pitää vyön sisärajana. Jupiterin häiriöt siirtävät ruumiit epävakaille kiertoradoille. Lisäksi suurin osa siellä muodostuneista ruumiista oli Marsin (jonka aphelion sijaitsee 1,67 AU) tai gravitaatiohäiriöiden aurinkokunnan alussa. Poikkeuksia ovat Hungaria-perhe , asteroidit, jotka sijaitsevat hyvin kaltevilla kiertoradoilla ja jotka olivat siten suojattu häiriöiltä.
Ensimmäinen asteroidi löysi Giuseppe Piazzi on 1 kpl Tammikuu 1801 . Laskelmassa saa paljastaa, että se oli tähti liukuva keskiarvo 2,8 astronomisen yksikön päässä auringosta . Hänet nimettiin Ceresiksi . Muut asteroidit löydettiin sitten: Pallas vuonna 1802, Juno vuonna 1804 ja Vesta vuonna 1807 . Noin viisikymmentä vuotta näiden neljän ruumiin katsottiin olevan pieniä planeettoja, jotka korvasivat Bode'n vuonna 17772 ilmoittaman "kadonneen planeetan". Näiden neljän kohteen ja niiden sijaintien väliset merkittävät kiertoradan ja kirkkauden erot sekä niiden sijainnit ns. planeetta herätti kiivasta keskustelua heidän asemastaan.
Löytö Astrea vuonna 1845 sekä kymmeniä muita asteroidien sijaitsevat Marsin ja Jupiterin välissä seuraavan vuosikymmenen aikana mahdollisti keskustelun päätteeksi ja lopullisesti toteen asteroidin vyö välillä kiertoradat Mars. Ja Jupiter.
Uuden asteroidin löytäminen päävyöstä on tänään banaali tapahtuma, koska löysimme keskimäärin useita kymmeniä päivässä vuosina 1995-2005 LINEAR- , NEAT- tai Spacewatch- kaltaisten ohjelmien ansiosta . Tällä tutkimusalalla, vaikka miljoonia löytöjä onkin vielä tekemättä, suuria löydöksiä on jo tehty (binaariset asteroidit, asteroidisatelliitit, asteroidit, joissa on useita satelliittiasteroideja, jne.).
Ensimmäinen avaruusalus, joka ylitti asteroidivyön, oli Pioneer 10 , joka tuli siihen16. heinäkuuta 1972. Tuolloin oli epäselvää, aiheuttaako hihnan roskat vahingoittaa anturia. Pioneer 10 kulki kuitenkin sen läpi vahingoittumatta. Siitä lähtien asteroidivyö on ylittänyt yhdeksän muuta koetinta: Pioneer 11 , Voyager 1 , Voyager 2 , Galileo , Cassini , NEAR , Ulysses , New Horizons ja Juno ilman tapahtumia. Asteroidin kohtaamisen todennäköisyyden on nyt arvioitu olevan alle miljardiosa.
Vuoden 2007 lopussa kolme koetinta lähetettiin nimenomaan asteroidien havainnoimiseksi. NEAR ja Hayabusa omistettiin lähellä maapalloa oleville asteroideille. Vain heinäkuussa 2007 lanseerattu Dawn kohdistuu asteroidivyöhön, erityisesti Vestaan ja Ceresiin . Jos anturi on edelleen toiminnassa tämän työn tekemisen jälkeen, sitä on tarkoitus käyttää tutkimuksen jatkamiseen.
Vuodesta 2026 alkaen Psyche- avaruuskoetin , joka on tarkoitus käynnistää vuonna 2022 osana Discovery-ohjelmaa, tutkii samannimisen asteroidin .