Päävyöhykkeen asteroidit valkoisella, hildat oranssilla, Jupiterin troijalaiset vihreällä, planeetat merkitty isoilla ympyröillä ja planeettojen radat sinisellä.
Asteroidivyöhykkeellä tarkoitetaan yleensäMarsin jaJupiterin ratojen välissä sijaitsevaa aluetta, jossaAurinkoa kiertää suuri määrä pienehköjätaivaankappaleita japikkuplaneettoja, joita kutsutaanasteroideiksi. Asteroidi-nimityksellä on aikaisemmin viitattu kaikkiin pikkuplaneettoihin,[1] mutta nykyisin kaikki eivät pidä Aurinkokunnan ulkolaitojen pikkuplaneettoja asteroideina.Planeetan määritelmässäkin asteroidit jaTNO:t mainitaan erikseen.[2] Asteroidi-nimityksen voidaankin katsoa viittaavan Aurinkokunnan sisäosien pikkuplaneettoihin.[3][4][5][6] Niistä suurin osa on juuri asteroidivyöhykkeellä,[7] mutta koska on olemassa myösMaan lähelle tulevia asteroideja jatroijalaisia asteroideja, Marsin ja Jupiterin väliseen vyöhykkeeseen viitataan myös nimelläpäävyöhyke. Asteroidivyöhykkeen kohteita kutsutaankinpäävyöhykkeen asteroideiksi.[8][9] Suurin osa asteroideista on epäsäännöllisen muotoisiaaurinkokunnan pienkappaleita.[2]
Ceres,Pallas,Vesta jaHygiea ovat suurimmat päävyöhykkeen asteroidit. Niiden kaikkien läpimitta on yli 400 kilometriä, ja niissä on suuri osa päävyöhykkeen massasta. Cereksessä yksin on noin kolmannes vyöhykkeen massasta.[8][9][10][11] Asteroideista suurin, noin 950 kilometrin läpimittainen Ceres on myös niistä tällä hetkellä ainoa, joka luokitellaankääpiöplaneetaksi, sillä se on painovoimansa pyöreäksi muokkaama taivaankappale.[12] Myös Vesta ja Pallas (ehkä myös Hygiea) saattavat täyttää kääpiöplaneetan määritelmän.[13]
Uranuksen löydyttyä Marsin ja Jupiterin välisen planeetan olemassaoloon alettiin uskoa ja 11. syyskuuta 1800 paroniFranz von Zachin jaJohann Schroeterin johtama eurooppalaisten tähtitieteilijöiden ryhmä jakoiekliptikan alueisiin systemaattisen etsinnän käynnistämiseksi Marsin ja Jupiterin välisen planeetan löytämiseksi. He eivät kuitenkaan ehtineet edes kunnolla aloittaa, kun sisilialainen tähtitieteilijäGiuseppe Piazzi löysi sattumalta heidän etsimänsä planeetan 1. tammikuuta 1801. Se sai nimenCeres.[16][17]
Kun Cerestä sen löytymisen jälkeen havainnoinutHeinrich Olbers sitten täysin odottamatta löysiPallaksen 28. maaliskuuta 1802, sen keskietäisyyden havaittiin olevan suurin piirtein sama kuin Cerekselläkin. William Herschel ehdotti samana vuonna, että Cerestä ja Pallasta voisi sanoaasteroideiksi, eli tähdennäköisiksi, sillä toisin kuin muut planeetat, ne näyttivät pienen kokonsa vuoksi ajan parhaillakin kaukoputkilla vain tähtimäisiltä valopisteiltä. Herschelin mielestä Ceres ja Pallas eivät olleet kunnon planeettoja. Monet tähtitieteilijät eivät kuitenkaan hyväksyneet tätä, ja Cerestä ja Pallasta pidettiin edelleen planeettoina.[15][16][18]
Sitten vuonna 1804Karl Ludwig Harding löysiJunon ja Heinrich Olbers löysiVestan vuonna 1807. Monen vuosikymmenen ajantähtitieteelliset teokset kertoivat aurinkokunnassa olevan 11 planeettaa:Merkurius,Venus,Maa,Mars, Vesta, Juno, Ceres, Pallas,Jupiter, Saturnus ja Uranus. Tilanne muuttui vasta vuonna 1845, kunK. L. Hencke löysiAstraean. Vuonna 1847 löydettiinkin jo kolme uutta asteroidia:Hebe,Iris jaFlora. Vuonna 1851 Marsin ja Jupiterin välillä kiertäviä taivaankappaleita tunnettiin jo 15. Näistä viimeisimpänä löydetty oliEunomia. Aluksi ne luettiin muiden lailla keskietäisyytensä mukaisessa järjestyksessä Auringosta lukien planeettojen luettelon, ja jokaisella niistä oli oma erityinensymbolinsa.[16][18][19][20]
Tähän kuitenkin tuli muutos jo vuonna 1851, kunJ. F. Encke muutti asteroidien vanhat symbolit löytöjärjestyksen mukaisiksi ympyröidyiksi numeroiksi, ja merkitsi ne löytöjärjestyksen mukaisesti. Hän ei tehnyt tätä kuitenkaan erottaakseen asteroideja planeetoista, vaan vain helpottaakseen symbolien merkitsemistä ja uusien symbolien laatimista. Encke ei kuitenkaan aluksi muuttanut Vestan, Junon, Cereksen ja Pallaksen symboleja ja merkitsi ne edelleen etäisyyden mukaan. Ensimmäinen numerosymbolin saanut asteroidi oli Astraea, ja sen uusi symboli oli ympyröity numero yksi (①), Heben uusi symboli oli ② ja Eunomian ⑪. Vuonna 1852 hän kuitenkin muutti numeroinnin alkamaan viitosesta, niin että Astraean symboliksi tuli ⑤, Heben ⑥ ja Eunomian ⑮. Vuonna 1864 myös Ceres, Pallas, Juno ja Vesta saivat uudet symbolit (①, ②, ③ ja ④) ja ne luettiin muiden asteroidien tavoin löytöjärjestyksen mukaisesti.[16] Vaikka uudet symbolit saivatkin laajan kannatuksen, niin jotkut tähtitieteilijät, esimerkiksi Iriksen, Floran,Victorian ja muutaman muun asteroidin löytäjäJohn Russell Hind eivät kuitenkaan pitäneet ympyröidyistä numeroista, vaan käyttivät edelleen vanhoja symboleja.[16][21]
Vähitellen tähtitieteilijät päättivätkin, etteivät nämä pienet taivaankappaleet ole oikeita planeettoja. Sen sijaan nimityksetpikkuplaneetta jaasteroidi tulivat yleiseen käyttöön. Lisäksi numerosymbolit muuntuivat asteroidien nimien edellä merkittäviksi järjestysnumeroiksi. Cereksestä tuli 1 Ceres, Pallaksesta 2 Pallas, Junosta 3 Juno, Vestasta 4 Vesta, Astraeasta 5 Astraea ja niin edelleen.[16] Aluetta Marsin ja Jupiterin välillä ruvettiin kutsumaanasteroidivyöhykkeeksi. Sittemmin päävyöhykkeen asteroideja on löydetty tuhansia. Vuonna 2006 Ceres luokiteltiin kääpiöplaneetaksi.[3][15]
P/2010 A2, kuvassa myös suurennos itse kappaleesta, josta törmäysaines irtoaa.
Aluksi ajateltiin, että asteroidivyöhyke oli syntynyt suuremman planeetan hajotessa palasiin. Tämän teorian keksi Heinrich Olbers aikana, jolloin asteroideja pidettiin vielä planeettoina, mutta niiden tiedettiin olevan pienehköjä. Oikeastaan asteroidivyöhykettä ei tuolloin vielä tiedetty olevan olemassa sillä ainoastaanCeres jaPallas tunnettiin tuolloin.[15][16] 1800-luvun alussa uskottiinkin, että neljä pientä planeettaa: Vesta,Juno, Ceres ja Pallas ovat saattaneet aluksi muodostaa yhden suuremman planeetan.[18]
Nykyisin kuitenkin uskotaan, että asteroidit ovat Jupiterin ja Marsin ratojen väliin jäänyttä materiaalia, joka ei koskaan päässyt muodostumaan planeetaksi Jupiteringravitaatiovaikutuksen vuoksi. Tähän viittaavat esimerkiksi eri asteroidien väliset kemialliset erot sekä se, ettäVesta, Ceres ja Pallas ovat ominaisuuksiltaanprotoplaneetarisia kappaleita; Vestalla ja Cereksellä on esimerkiksi planeettojen ja suurten kuiden tavoin kerrostunut rakenne: ydin, vaippa ja kuori.[22][23][24]
Asteroidivyöhykkeellä on tiettävästi tapahtunut asteroidien pilkkoutumista ja yhdistymistä törmäysten seurauksena.Asteroidiryhmien olemassaolo todistaa törmäyksistä. Vuonna2010 havaittiin kohdeP/2010 A2, jonka uskotaan olevan kahden päävyöhykkeen asteroidin välinen törmäys. Myös596 Scheilaan on havaittu törmänneen kappale.[25][26][27]
Päävyöhykkeen etäisyys Auringosta on noin 2–4AU, mutta asteroidit jakautuvat vyöhykkeelle epätasaisesti: tietyillä etäisyyksillä Auringosta asteroideja on suhteellisesti hyvin vähän. Jupiter on gravitaatiovaikutuksellaan häirinnyt päävyöhykkeen asteroideja ja poistanut niitä vyöhykkeeltäKirkwoodin aukkojen kohdalta. Aukkojen kohdalla asteroidivyöhykkeen pikkuplaneetta ja Jupiter ovat tietyissärataresonansseissa. Merkittävimmät aukkojen resonanssit ovat: 2:1, 3:1, 5:3, ja 7:2 (3,3; 2,5; 3,7 ja 2,3 AU:n etäisyydellä Auringosta). Rataresonanssi tarkoittaa taivaankappaleiden kiertoaikojen suhdetta, esim. Kirkwoodin aukon 2:1 resonanssissa pikkuplaneetta kiertää Auringon kahdesti ajassa jossa Jupiter suorittaa vain yhden kierroksen.[8][28] Vaikka suurin osa Jupiter-resonansseista on epävakaita, niinHilda-ryhmän kappaleet asteroidivyöhykkeen ulko-osissa (kuten153 Hilda) ovat vakaassa 3:2 resonanssissa Jupiterin kanssa.[29][30] Päävyöhykkeen sisäreunan 4:1 Kirkwoodin aukon kohdalla sijaitseeHungaria-ryhmä, jonka kappaleet ovat pysyneet radoillansa suuren inklinaationsa (radan kaltevuus) vuoksi, mutta ne eivät silti ole vakaita. Ryhmä on nimetty434 Hungarian mukaan.[31]
Asteroidivyöhyke kuvaillaan yleensä elokuvissa tai kirjoissa niin tiheäksi, että sen läpäiseminen tuottaisi suurehkoja vaikeuksia avaruusalukselle. Todellisuudessa asteroidit ovat levittäytyneet niin suurelle alueelle, että mahdollisuus edes satunnaisen asteroidin läheltä sivuuttamiseen on hyvin epätodennäköistä. Moniaavaruusluotaimia on lähetetty sen läpi, eikä niillä ole ollut mitään ongelmia. On esitetty arvioita, että olisi noin miljoona päävyöhykkeen asteroidia, joiden läpimitta on suurempi kuin 1 km. Näiden kappaleiden etäisyys toisiinsa olisi täten arviolta keskimäärin noin miljoona kilometriä. Tämä on noin 2,5 kertaaMaan jaKuun etäisyys toisiinsa. 100 m–1 km:n läpimittaisten asteroidivyöhykkeen kohteiden keskimääräinen etäisyys olisi eräiden olettamusten mukaan kuitenkin arviolta vain noin 100 000 km, mikä vastaa neljäsosaa Maan ja Kuun etäisyydestä toisiinsa.[32][33] Siltikin tämä etäisyys on erittäin suuri, yli seitsemän kertaa Maan läpimitan suuruinen.[34] Mahdollisuus, että luotain ei selviäisi asteroidivyöhykkeen läpi, on lähes olematon.[35]
Itse asiassa avaruusluotainten on täytynyt valita lentoreittinsä tarkasti, jos niiden on haluttu ohittavan edes yhden asteroidivyöhykkeen pikkuplaneetan lähietäisyydeltä.NASA:nGalileo-luotaimen työryhmältä vaadittiinkin vaivannäköä, kun he yrittivät selvittää mikä asteroideista olisi tarpeeksi lähellä Galileon reittiä, jotta luotain voisi suorittaa tarpeelliset lentoreitin muutokset lähiohituksen onnistumiseksi. Tämä kuitenkin johti ensimmäiseen lähikuvaan asteroidista,951 Gasprasta ja myöhemmin myös243 Idasta.[35]
Päävyöhykkeen asteroidien ratojeneksentrisyys (soikeus) on yleensä vähemmän kuin noin 0,33 jainklinaatio (kaltevuus) on yleensä alle noin 20 astetta. Yhteensä päävyöhykkeen asteroideista tulisi halkaisijaltaan noin 1300–1500 km kokoinen kappale, joka olisi noin 4 %Kuun massasta.[32] Materiaa on ollut enemmänkin, mutta siitä suurin osa on jo pudonnut Aurinkoon tai poistunut aurinkokunnasta pääasiassa noin 4 miljardia vuotta sitten tapahtuneenjättiläisplaneettojenvaelluksen aikana.[36]
Vaaka-akselilla onradan isoakselin puolikas ja pystyakselilla asteroidien tiheys. Kirkwoodin aukkojen kohdalla tiheys on lähellä nollaa.
Asteroidivyöhykkeen asteroidien etäisyys Auringosta jaradan soikeus- kaavio. Päävyöhyke punaisella värillä.
Asteroidivyöhykkeen asteroidien etäisyys Auringosta jaradan kaltevuus -kaavio. Päävyöhyke punaisella värillä.
Asteroidiryhmät erottuvat selvästi puhtaidenrata-arvojen kaaviossa, jossa vaaka-akselina on asteroidin radansoikeus ja pystyakselinakaltevuus
Asteroideja voidaan ryhmitellä niin sanottuihin asteroidiryhmiin (engl.asteroid family); samassa ryhmässä asteroidien puhtaatrata-arvot (rataelementit) ovat lähellä toisiaan: muun muassa radan isoakselin puolikas, inklinaatio jaeksentrisyys. Ryhmien arvellaan muodostuneen isompien asteroidien törmäyksistä toisiinsa.[37][38] On myös olemassa asteroideja, joiden radat ovat samantyyppiset, mutta niiden alkuperä ei ole sama kappale vaan ne ovat syntyneet erikseen, esim.Hildat.[29] Noin puolet asteroideista kuuluu johonkin asteroidiryhmään.Hungaria- jaPhocaea-ryhmät erottuvat muusta päävyöhykkeestä suuren inklinaationsa vuoksi. Hungaria-ryhmä sijaitsee epävakaan 4:1 Jupiter-rataresonanssin alueella päävyöhykkeen sisäosissa, mutta Hungaria-asteroidien suuri inklinaatio suojaa niitä. Hildojen tapaan nämä ryhmät eivät välttämättä ole törmäyksen tuotetta vaan niiden kappaleet vain kulkevat samantyyppisillä radoilla.[38][39]
Japanilainen tähtitieteilijäKiyotsugu Hirayama totesi ryhmien olemassaolon vuonna1918 laskemalla asteroidien puhtaita rata-arvoja.[37][40] Hirayama määritteli ryhmistä viisi:Koronis,Eos,Themis ja myöhemminFlora jaMaria.[40] Ryhmiä voidaan kutsua joskus Hirayama-ryhmiksi, erityisesti Hirayaman löytämää viittä asteroidiryhmää. Nykyään ryhmiä tunnetaan enemmän. Lisäksi päävyöhykkeen asteroidien9 Metis ja113 Amalthea on havaittu olevan samaa alkuperää, eli niiden uskotaan olevan entisen asteroidiryhmän suurimmat jäsenet, jotka ovat siitä enää jäljellä. Suurin osa ryhmän massasta on jo hävinnyt.[41]
Suurin osa päävyöhykkeen asteroideista on melko pieniä kappaleita. Vyöhykkeellä on vain noin 200 kappaletta, joiden läpimitta on noin 100 km tai enemmän. 200 km:n läpimittaisia tai suurempia päävyöhykkeen asteroideja on kuitenkin vain 27.[42] Monet päävyöhykkeen asteroideista ovat löyhiä kivikasoja, joiden sisällä on tyhjää tilaa. Ne ovat myös epäsäännöllisen muotoisia eliaurinkokunnan pienkappaleita, sillä niiden painovoima ei riitä pyöreän muodon saavuttamiseen.[43]
Suurimmat asteroiditCeres (952 km),Pallas (545 km) jaVesta (530 km) ovat varsinaisten planeettojen tavoin pieniä kappaleita kehittyneempiä taivaankappaleita, niissä on esim. tapahtunut aineiden erottumista. Ne ovatkin aurinkokunnan synnystä selvinneitäprotoplaneettoja. Vesta muistuttaa rakenteeltaankiviplaneettoja; sillä on rautaydin, jota ympäröivät kivinen vaippa ja kuori. Ceres muistuttaakaasujättiläisten jäisiä kuita; sillä on kivinen ydin, jota ympäröi jäinen vaippa. Myös Pallaksessa on todennäköisesti tapahtunut aineiden erottumista kiviseksi ytimeksi ja jäiseksi vaipaksi. Se on ominaisuuksiltaan jotain Vestan ja Cereksen väliltä.[11][23][24][44] Pallaksen radan suuri inklinaatio saattaa johtua sen kokemasta suuresta törmäyksestä.[23] Vestan tiedetään kokeneen kaksi valtavaa törmäystä, jotka muodostivat sen pinnallejättiläiskraatteritVeneneia jaRheasilvia noin 2–1 miljardia vuotta sitten.[45] Cereksellä näyttäisi tapahtuvanvesihöyryn purkauksia. Tämä viittaa siihen, että Cereksellä olisi myös ohutvesikaasukehä.[46]
Hygiea (407 km) on neljänneksi suurin asteroidi, ja se kiertää Aurinkoa kauempana kuin Vesta, Ceres ja Pallas. Se onhiilipitoinen primitiivinen kappale, jonka pinnalla on havaittavissa joillain alueilla nestemäisen veden muokkaamaa koostumusta. Tämä saattaa johtua Hygiean aikaisemmin kokemasta suuresta törmäyksestä.[11][47] Monet päävyöhykkeen kohteista on kuitenkin suurempien protoplaneettojen hajoamisessa syntyneitä pirstaleita.[48] Tällaisia ovat esimerkiksi158 Koronis ja243 Ida.[49] Pirstaleiden ja protoplaneettojen lisäksi osa asteroideista saattaa ollaplanetesimaaleja, jotka selvisivätAurinkokunnan syntyajoista. Sellainen näyttäisi olevan 121 x 101 x 75 kilometrin läpimittainen21 Lutetia.[50]
Suurin osa rauta- ja silikaattipitoisista asteroideista kiertää alle 2,5 AU:n etäisyydellä auringosta ja hiilipitoiset asteroidit yli 2,5 AU:n etäisyydellä. Tällöin suurin osa päävyöhykkeen asteroideista on hiilipitoisia.[37] Joissain päävyöhykkeen asteroideissa, kuten24 Themis, on myös jonkin verran vesijäätä.[54][55][56]
Päävyöhykkeen komeetat ovatkomeettamaista aktiivisuutta osoittavia taivaankappaleita, jotka kiertävät Aurinkoa päävyöhykkeellä. Niiden radat muistuttavat muiden päävyöhykkeen kappaleiden ratoja, sillä niiden eksentrisyys ja inklinaatio ovat päävyöhykkeen asteroideille tyypillisiä. Päävyöhykkeen komeettoja ei tunneta vielä kovin monta. Päävyöhykkeen komeetat7968 Elst-Pizarro (133P/Elst-Pizarro) ja118401 LINEAR (176P/LINEAR) luokitellaan sekä pikkuplaneettoihin että komeettoihin.[57][58][59]
Luettelo päävyöhykkeen asteroidien kuista löytyy artikkelistaPikkuplaneetan kuu, kohdasta päävyöhykkeen asteroidit.
Kaikki päävyöhykkeen asteroideista eivät kierrä Aurinkoa yksinään, vaan joillain niistä on myös oma kiertolaisensa eli omakuu. Ensimmäinen löydetty päävyöhykkeen asteroidin kuu oli243 Idan kuuDactyl, jonkaGalileo-luotaimen tutkijat löysivät vuonna1994. Myöhemmin asteroidien kuita on löydetty lisää, esim.22 Kalliopella on kuu nimeltäLinus. Joillain päävyöhykkeen asteroideista kuten45 Eugenia,87 Sylvia ja93 Minerva on kaksi kuuta.[60][61][62]
Koska asteroideja pidettiin aluksi planeettoina ja koska ensimmäisinä löytyneet asteroidit sijaitsivat juuri päävyöhykkeellä, niin ensimmäisinä löytyneiden päävyöhykkeen asteroidien nimet ovat samantyyppisiä kuin varsinaisilla planeetoilla. EsimerkiksiCeres,Pallas,Juno,Vesta jaHygiea ovat saaneet nimensäroomalaisen jakreikkalaisen mytologianjumalattarilta. Kun asteroideista sitten tuli pikkuplaneettoja eikä niitä enää pidetty varsinaisina planeettoina, niin lopulta niille alettiin antaa myös ei-mytologisia nimiä. Ensimmäisen ei-mytologisen nimen sai vuonna1852 löytynyt20 Massalia, jonka nimi tuleeMarseillen kaupungin kreikankielisen nimen mukaan. Nykyään päävyöhykkeen asteroideille voi antaa hyvin monenlaisia nimiä, ja asteroidivyöhykkeellä kiertääkin hyvin monentyyppisin nimin nimettyjä pikkuplaneettoja, kuten216 Kleopatra,2309 Mr. Spock,9949 Brontosaurus ja110393 Rammstein.1930- ja40-lukujen taite oliSuomessa asteroidietsinnän kulta-aikaa, ja tästä onkin muistona monta suomalaista asteroidin nimeä. Niitä ovat esim.1454 Kalevala,1512 Oulu ja2828 Iku-Turso. Koska nykyään tunnetaan hyvin monia päävyöhykkeen asteroideja, on suuri osa niistä vielä nimeämättä, esim.(67890) 2000 WK61,(134339) 5628 T-3,(123456) 2000 WO137 ja(280002) 2001 UT157.[63][64][65][66]
Päävyöhykkeen suuriaprotoplaneettojaVestaa jakääpiöplaneettaCerestä tutkimaan lähetettyDawn-luotain on ensimmäinen päävyöhykkeen asteroideja tutkiva kiertolaisluotain. Kaikki edelliset luotaimet ovat tehneet vain ohilentoja. Edelliset asteroideja kiertäneet luotaimet olivat tutkineet Maan lähelle tulevia asteroideja. Vesta ja Ceres ovat erittäin paljon suurempia kuin aikaisemmin luotaimilla tutkitut asteroidit, sillä Vesta ja Ceres ovat kaksi massiivisinta asteroidia.[79][80][81] Luotain saapui Vestan kiertoradalle 16. heinäkuuta 2011, ja palasi Aurinkoa kiertävälle radalle 5. syyskuuta 2012. Luotain saapuu Cereksen kiertoradalle helmikuussa 2015.[82][83][84] Cerekselle on suunniteltu myös laskeutujaluotainta, joka käyttäisi hyväkseen Dawn-luotaimen kääpiöplaneetasta keräämiä tietoja.[85]
↑abNeil deGrasse Tyson: The Pluto files : the rise and fall of America's favorite planet, s. 12, 31, 53–56, 120, 152–153, 158. (Sivulla 120 Tyson näyttäisi sanovan, ettei hän luokittelisi Cerestä enää asteroidiksi, mutta kaikkialla muualla hän näyttää luokittelevan sen myös asteroidiksi.) New York : W.W. Norton, 2009. ISBN 0393065200Teoksen verkkoversio.(englanniksi)
↑Govert Schilling: ”Glossary of terms”, The Hunt for Planet X: New Worlds and the Fate of Pluto, s. 291–294. (Asteroid, Ice dwarf, Minor planet) New York : Copernicus Books/Springer Science + Business Media, 2009. ISBN 0387778047Teoksen verkkoversio.(englanniksi)
↑abJames Baer, Steven R. Chesley, and Robert D. Matson: ASTROMETRIC MASSES OF 26 ASTEROIDS AND OBSERVATIONS ON ASTEROID POROSITY. The Astronomical Journal, 2011, 141. vsk, nro 5. Artikkelin verkkoversio. (PDF) Viitattu 22.3.2014. (englanniksi)
↑IAU/Martin Kornmesser: Planet candidates in the Solar System [artist's impression] (Planeetan määritelmän aikaisemman version planeetoiksi kelpaavat kappaleet kelpaisivat nykyään kääpiöplaneetoiksi.) 2006. IAU. Viitattu 11.2.2015. (englanniksi)
↑Lutz Schmadel: Dictionary of minor planet names + addendum. New York: Springer Online, 2008. ISBN 978-3-540-34361-5(englanniksi)
↑abcHugo Reid: ”III The Solar System”, Elements of astronomy, s. 36, 84. Edinburgh: Oliver & Boyd and Simpkin, Marshall, & Co, 1842. Teoksen verkkoversio Viitattu 15.4.2014. (englanniksi)
↑Barnum Field: ”Mathematical Geography: Solar System”, The American School Geography: Embracing a General View of Mathematical, Physical, and Civil Geography ... With an Atlas, s. 113–114. (9. painos) Charles J. Hendee, 1837. Teoksen verkkoversio Viitattu 22.4.2014.
↑Frances Barbara Burton: ”Introduction; Fifth, sixth, seventh & eighth planets. Vesta, Juno, Ceres and Pallas”, Astronomy simplified, s. 17, 41. Määritä julkaisija!Teoksen verkkoversio Viitattu 25.4.2014. (englanniksi)
↑John Russell Hind: ”Explanation of Astronomical Symbols and Abbreviations”, An astronomical vocabulary: an explanation of all terms in use amongst astronomers at the present day, s. 5–6, 45. (Sivuilla 45–46 pikkuplaneetat ja niiden löytäjät) Määritä julkaisija!Teoksen verkkoversio Viitattu 22.4.2014. (englanniksi)
↑abcThomas B. McCord, Lucy A. McFadden, Christopher T. Russell, Christophe Sotin & Peter C. Thomas: Ceres,Vesta, and Pallas: Protoplanets, Not Asteroids. Eos, 7. maaliskuuta 2006, 87. vsk, nro 10, s. 105, 109. Artikkelin verkkoversio. (PDF) Viitattu 27.4.2014.Arkistoitu 17.9.2011. (englanniksi)
↑abC. T. Russellet al.: Dawn at Vesta: Testing the Protoplanetary Paradigm. Science, 2012, 336. vsk, nro 684, s. 684-. Artikkelin verkkoversio. Viitattu 16.3.2014. (englanniksi)
↑B. E. Schmidt, P. C. Thomas, J. M. Bauer, J.-Y. Li, L. A. McFadden, J. M. Parker, A. S. Rivkin, C. T. Russell, and, S. A. Stern: HUBBLE TAKES A LOOK AT PALLAS: SHAPE, SIZE AND SURFACE (PDF) Lunar and Planetary Science XXXIX. 2008. Viitattu 10.4.2014. (englanniksi)
↑Paul Schenket al.: The Geologically Recent Giant Impact Basins at Vesta’s South Pole. Science, 2012, 336. vsk, nro 694. Artikkelin verkkoversio. (PDF) Viitattu 22.4.2014.Arkistoitu 24.4.2014. (englanniksi)
↑P. Descamps, F. Marchis, J. Pollock, J. Berthier, F. Vachier, M. Birlan, M. Kaasalainen, A.W. Harris, M.H. Wong, W.J. Romanishin, E.M. Cooper, K.A. Kettner, P. Wiggins, A. Kryszczynska, M. Polinska, J.-F. Coliac, A. Devyatkin, I. Verestchagina, D. Gorshanov: New determination of the size and bulk density of the binary Asteroid 22 Kalliope from observations of mutual eclipses. Icarus, 2008, 196. vsk, nro 2, s. 578–600. Artikkelin verkkoversio. Viitattu 15.3.2014. (englanniksi)
↑C. T. Russellet al.: Dawn at Vesta: Testing the Protoplanetary Paradigm. Science, 2012, 336. vsk, nro 684, s. 684-. Artikkelin verkkoversio. (PDF) Viitattu 28.4.2014.Arkistoitu 21.10.2013. (englanniksi)
.svg)
.svg)
.svg)
.svg)
.svg)
.svg)
