Pulveriserte asteroider og zodiakallyset

Av Erik Tronstad

Blant de viktigste oppdagelsene som ble gjort med Infrared Astronomical Satellite (IRAS), var at det er flere lysende bånd som løper parallelt med ekliptikken. Astronomene hadde riktignok (fra observasjoner av zodiakallyset) forventet å finne varmt støv i Jordens baneplan, men IRAS-observasjonene bød her på overraskelser i form av lyssvake, smale bånd godt over og under ekliptikkens plan.

Det meste av støvet som gir opphav til zodiakallyset, ligger innenfor jordbanen. I motsetning til dette ligger materialet i IRAS-båndene i asteroidebeltet, mellom banene til Mars og Jupiter. Partiklene i båndene beveger seg langs baner med baneplan som heller i forhold til ekliptikken, der banenes knutepunkter (punktene der de krysser ekliptikken) ligger fordelt rundt, langs ekliptikken. Fordi støvkornene i disse banene tilbringer det meste av tiden et godt stykke over eller under ekliptikken, ser de ut til å være konsentrert i to bånd over og under denne.

Nyere analyser av IRAS-dataene viser at disse zodiakalstrukturene er mer komplekse enn før antatt, med ytterligere et par bånd og andre, individuelle komponenter. Mark V. Sykes (University of Arizona) har i flere år gransket disse IRAS-dataene, og også påvist halerester i kometbaner, nemlig etter Enckes komet og Tempel 2. Nå mener han å kunne påvise 8 nye støvbånd over et 40° bredt bånd i ekliptisk bredde.

Astronomene har en tid vært klar over at kometer ikke produserer nok støv til å opprettholde støvmengden som forårsaker zodiakallyset. Kollisjoner mellom asteroider har derfor vært foreslått som en tilleggskilde til slikt støv. Denne teorien er blitt forsterket gjennom analyser av materiale som er samlet opp i Jordens stratosfære, og som antas å komme fra zodiakalskyen. Donald Brownlee (University of Washington) har funnet at rundt 40 % av dette støvet kan stamme fra asteroider. Sykes mener mye av dette asteroidestøvet kan komme fra IRAS-båndene som ligger nærmest ekliptikken.

Philip D. Nicholson og Stan Dermott (Cornell University) har vist at båndene ser ut til å være knyttet til visse asteroidefamilier. Ifølge Nicholson kan slike familier oppstå når større legemer kolliderer. Bruddstykkene vil til å begynne med ha nokså like baner. Etter hvert vil imidlertid presesjonen sørge for å jevne dem utover i en smultringformet fordeling. I gjennomsnitt vil en partikkel oppholde seg der i bare noen tusen år. Sollyset utøver nemlig en meget svak kraft på dem som over tid trekker dem innover mot Solen. Nye kollisjoner mellom «familiemedlemmer» og andre asteroider sørger imidlertid for å tilføre nytt støv.

Ved hjelp av datamaskin har Nicholson foretatt simuleringer som viser at noen bånd er forbundet med Eos- og Themis-familiene. Siden bare 10 % av alle asteroider er medlemmer i en eller annen familie, kan resten av asteroidebeltet lett sørge for å tilføre det mer spredte støvet som er synlig via zodiakallyset.

Sykes oppdaget også en tredje tilknytning til asteroider, ved at han greide å dele de sentrale IRAS-båndene inn i fire komponenter. To av disse mener han har sammenheng med Koronis-familiene. Han mener det også er interessant å merke seg at selv om Themis-familien er mye større, er de tilhørende båndene svakere og må derfor inneholde mindre støv.

Angående Encke og Tempel 2 har Sykes kunnet påvise at sporene etter dem strekker seg over større deler av deres baner enn hittil antatt. Flere andre, nyere støvspor, som riktignok ser ut til bare å dekke en del av en bane rundt Solen, er brede og kan ikke knyttes til noen komet. Sykes antyder at disse bruddstykkene kan ha flere årsaker, blant dem en «katastrofal ødeleggelse av en liten asteroide eller en komet som har gått i oppløsning i løpet av de siste få hundre år».