Die Ansammlung relativ kleiner Himmelskörper, deren Umlaufbahnen zwischen Mars und Jupiter liegen, ist seit langem bekannt. Dies ist der sogenannte Asteroidengürtel. Mit der Entdeckung des Kuipergürtels und der Oortschen Wolke begann man zwar, ihn als Hauptasteroidengürtel zu bezeichnen.

Asteroiden, etwa große Asteroiden wie Eros oder Pallas, und Gesteinsbrocken mit mehreren Metern Durchmesser kreisen auf Bahnen mit Radien von etwa 2,1 bis fast 4 Astronomischen Einheiten (AE) um die Sonne. Wir möchten Sie daran erinnern, dass eins der Entfernung von der Erde zur Sonne entspricht – 150 Millionen Kilometer.

Doch gleich zu Beginn des 20. Jahrhunderts wurde ein Asteroid entdeckt, der nicht den Regeln entsprach. Er bewegte sich auf derselben Umlaufbahn wie Jupiter, 60° vor ihm relativ zur Sonne. Damit wurde bestätigt, dass es unter den kleinen Himmelskörpern unseres Sternensystems Objekte gibt, die sich wie an der Leine hinter den Planeten bewegen, sogenannte „trojanische Asteroiden“.

In den letzten Jahrzehnten hat die Astronomie bedeutende Fortschritte gemacht. Teleskope und die leistungsstärksten Supercomputer, die jenseits der Atmosphäre in die Erdumlaufbahn geschossen wurden, nahmen ihren Platz ein. Ein physikalisches und mathematisches Problem bleibt jedoch immer noch ungelöst – die Berechnung der Bewegung dreier Körper, die durch Gravitation miteinander interagieren. Bisher hat noch kein Wissenschaftler eine Methode zur Berechnung der Umlaufbahnen dreier Körper über einen mehr oder weniger langen Zeitraum vorgeschlagen.

Der einzige Mathematiker, der auf diesem Gebiet einige Erfolge erzielte, war der Franzose Joseph Lagrange. Ende des 18. Jahrhunderts berechnete er die Rotationsgesetze von drei Himmelskörpern mit der einzigen Einschränkung, dass einer von ihnen im Vergleich zu den beiden anderen eine vernachlässigbare Masse haben sollte. Lagranges Berechnungen bewiesen, dass es Bereiche, Punkte im Raum gibt, in denen der Gravitationseinfluss beider massiver Körper ausgeglichen ist. Und der dritte (leichte) Körper kann an diesen Punkten im Verhältnis zu den beiden schweren Körpern nahezu bewegungslos bleiben.

Lagrange-Punkte

Wie ist das möglich? Betrachten Sie beispielsweise Punkt L1 im Diagramm. Nach Newtons Gesetzen der Himmelsmechanik sollte sich ein Körper, der näher an der Sonne als an der Erde liegt, schneller auf der Umlaufbahn bewegen und vorwärts „fliegen“. Warum passiert das nicht und der Körper dreht sich mit dem Planeten? Ja, denn die Erde, die ein Objekt anzieht, scheint die Anziehungskraft der Sonne für dieses zu verringern (die Sonne „erscheint“ dem Objekt weniger massiv). Und um das hellere Zentrum rotiert der Satellit langsamer.

Nach anderen, ähnlichen Schemata funktionieren die Gesetze der Physik auch in Bezug auf andere Lagrange-Punkte einwandfrei.

Eröffnung und Titel

Der erste trojanische Asteroid wurde 1904 am Punkt L4 in Jupiters Umlaufbahn entdeckt. Wie üblich wurde der Name dem antiken hellenischen Epos entlehnt. Der Himmelskörper erhielt den Namen des Helden des legendären Troja – „Achilles“. Dann wurden nacheinander bis zu zwanzig weitere Asteroiden in der Umlaufbahn des Riesenplaneten entdeckt.

Die Entdeckung war für die Forscher keine Überraschung; viele Astronomen versuchten, Lagranges Theorie zu testen; die einzige Frage war, über welche technischen Fähigkeiten sie verfügten. Wie erwartet befanden sich alle entdeckten Körper an den Punkten L4 und L5 der Jupiterbahn.

Und alle Namen nach Achilles wurden ihnen zu Ehren der Helden des Trojanischen Krieges gegeben: Ajax, Hektor, Diomedes, Patroklos usw. Die Krieger der angreifenden griechischen Seite ließen sich am Punkt L4 nieder, und die Trojaner ließen sich am Punkt L5 nieder. Daher wurde allen später entdeckten ähnlichen Objekten, auch denen in den Umlaufbahnen anderer Planeten, der Name „Trojanische Asteroiden“ zugewiesen.

Die meisten Wissenschaftler bezweifelten lange Zeit die Möglichkeit der Existenz von Trojanern in der Nähe kleiner Planeten wie der Erde oder des Mars. Tatsächlich werden auf einem solchen Asteroiden neben dem Planeten selbst und dem Stern auch andere massive Körper des Sonnensystems einen erheblichen Gravitationseffekt haben, und die Stabilität des Objekts an den Lagrange-Punkten des kleinen Planeten ist zweifelhaft. 1990 wurde jedoch am L5-Punkt des Mars ein Asteroid namens „Eureka“ entdeckt.

Der größte und massereichste Planet im Sonnensystem dürfte der größte und massereichste Planet im Sonnensystem sein. Bis heute sind zuverlässig mehr als sechstausend „Trojaner“ in seiner Umlaufbahn bekannt. Auf anderen großen Planeten wurden eine Größenordnung weniger trojanische Satelliten entdeckt: Uranus, Neptun und Saturn. Und der Grund dafür ist nicht nur ihre im Vergleich zum Jupiter geringere Masse, sondern auch die Nähe dieses Gasriesen. Dank seiner enormen Masse stiehlt Jupiter leicht die Asteroiden anderer Menschen oder wirft sie aus den Lagrange-Punkten, sodass sie auf ihren eigenen elliptischen Bahnen um den Stern kreisen, oder wirft sie sogar wie eine Schleuder aus dem Sonnensystem.

Trojanische Asteroiden der Erde

Lange Zeit war es nicht möglich, trojanische Asteroiden in der Nähe unseres Heimatplaneten zu entdecken. Die Sache ist, dass die Punkte L4 und L5 der Erde für einen Beobachter, der sich auf der Oberfläche des Planeten befindet, fast immer auf der Tagesseite liegen und das Sonnenlicht die Beobachtungen stört.

Das Problem wurde 2010 dank des ins All geschossenen Wise-Orbitalteleskops ins Leben gerufen. Der erste und bisher einzige Trojaner des Planeten Erde 2010TK7 wurde entdeckt. Es befindet sich am Lagrange-Punkt L4. 2010TK7 ist ein unauffälliges Stück unregelmäßig geformtes Gestein mit einem Durchmesser von etwa 300 Metern, von dem es eine große Vielfalt an rotierenden Exemplaren im Weltraum gibt.

Praktischer Nutzen

Wissenschaftler schlagen vor, die Eigenschaften trojanischer Asteroiden künftig auf unterschiedliche Weise zu nutzen. Beispielsweise kann der L2-Punkt im Sonne-Erde-System verwendet werden, um dort ein Orbitalteleskop zu platzieren. Eine solche Beobachtungsstation, die sich ständig im Schatten des Planeten befindet, wird eine vorteilhaftere Position haben als orbitale. Aufgrund der fehlenden Rotation um die Erde ist es bequemer, Langzeitbeobachtungen eines bestimmten Himmelsbereichs durchzuführen.

Punkt L1 kann ein guter Standort für eine Station zur ständigen Überwachung des Sterns sein. Erkennen Sie rechtzeitig einen Anstieg der Sonnenaktivität und warnen Sie bodengestützte Dienste vor einem bevorstehenden Ausstoß von Sonnenplasma. All dies kann zeitnah mit Hilfe wissenschaftlicher Geräte an der ersten „Grenze“ erfolgen.

Und die zukünftige Erforschung des Mondes wird wahrscheinlich undenkbar ohne große Zwischenraumstationen sein, die im Raum zwischen unserem Planeten und seinem natürlichen Satelliten hängen. Geräte an den Lagrange-Punkten des Erde-Mond-Systems können diese Aufgabe bestmöglich bewältigen.

Der Mond ist der einzige natürliche Satellit der Erde. Wir waren uns dessen einst so sicher, dass wir unserem Mond nicht einmal einen bestimmten Namen gaben. Andererseits ist dies völlig berechtigt, denn Der Mond ist das hellste und größte Objekt am Nachthimmel und bedarf keiner weiteren Einführung. Die restlichen 6 Erdtrabanten sind so klein und weit entfernt, dass sie nur mit leistungsstarken Teleskopen gesehen werden können. Darüber hinaus kreisen sie um die Sonne, werden jedoch von der Schwerkraft der Erde beeinflusst.

Über die Frage, ob es sich bei solchen Objekten um natürliche Satelliten handelt, kann man lange streiten, aber da sozusagen der offizielle Standpunkt zu diesem Thema noch nicht feststeht, spricht nichts dagegen, sie als solche zu klassifizieren. Die Internationale Astronomische Union, die führende Organisation bei der Bestimmung, was dieser oder jener Himmelskörper ist und wie dieser Körper richtig genannt werden sollte, verspricht, in naher Zukunft eine klare Definition der Begriffe „Satellit“ und „Bestandteil des Gravitationssystems“ zu geben .“ Deshalb haben wir es vorerst, wir haben es.

Zusammen mit dem Mond hat die Erde also 7 Satelliten. 5 davon sind quasi-orbitale Asteroiden oder einfach Quasi-Satelliten, ein weiterer gehört zur Klasse der trojanischen Asteroiden. Bis zu einem gewissen Punkt waren beide (in diesem Fall der andere) ganz gewöhnliche Asteroiden und rotierten auf ihren mehr oder weniger stabilen Bahnen um die Sonne, bis sie eines Tages auf eine im Verhältnis zu ihren Ausmaßen riesige Erde trafen Infolgedessen gerieten sie mit dem letzten in eine 1:1-Orbitalresonanz. Mit anderen Worten: Die Rotation der Erde und der „eingefangenen“ Asteroiden wurden synchronisiert und sie drehen nun in derselben Zeit einmal um die Sonne.

Ansonsten unterscheiden sich diese beiden Typen grundlegend voneinander, sodass wir sie jeweils einzeln betrachten.

Quasi-Satelliten der Erde

Was ist ein Quasi-Satellit? Im Prinzip kann es sich um nahezu jeden Himmelskörper handeln, der sich in einer 1:1-Bahnresonanz mit dem Planeten befindet. Trotz völlig übereinstimmender Umlaufperioden weisen Quasisatelliten immer eine größere Exzentrizität (das Maß der Abweichung vom Kreis) der Umlaufbahn und manchmal auch eine ausgeprägte Neigung gegenüber der Ekliptikebene (der Ebene, in der sich der Planet dreht) auf.

Das Hauptmerkmal von Quasi-Satelliten sowie trojanischen Asteroiden besteht darin, dass sie sich zu jedem Zeitpunkt genau in der gleichen Entfernung von der Erde befinden wie vor einem Jahr. Aus diesem Grund gelten sie eigentlich als natürliche Satelliten.

Andererseits ist ihre „Loyalität“ gegenüber dem Planeten nicht immer stabil: Die Dauer des Gravitationstandems kann von mehreren Umlaufzeiten bis hin zu Hunderttausenden Umlaufbahnen reichen.

Cruithney

Der größte und bekannteste unter den quasi-orbitalen Satelliten der Erde ist ein Asteroid Cruithney (3753). Er wurde 1986 von einem Amateurastronomen entdeckt und war der erste bekannte Himmelskörper im Sonnensystem, der sich auf einer so seltsamen, aber stabilen Umlaufbahn bewegte. Später entdeckten Astronomen ähnliche Begleiter wie Venus, Jupiter, Saturn, Uranus, Neptun und sogar Pluto.

Leider wissen wir nicht wirklich, was Cruitney ist. Dabei handelt es sich um einen Asteroiden mit einem Durchmesser von etwa 5 km. Es dreht sich in einer sehr langgestreckten Umlaufbahn, die zur Ebene der Ekliptik geneigt ist. Das Perihel (der sonnennächste Punkt der Umlaufbahn) liegt zwischen den Umlaufbahnen von Merkur und Venus und das Aphel zwischen Mars und Jupiter.

L 4 und L 5 große Planeten (60° vor und hinter dem Planeten), außerhalb des Hauptasteroidengürtels. Die Periode ihres Umlaufs um die Sonne fällt mit der Rotationsperiode des Planeten zusammen, das heißt, sie befinden sich in einer 1:1-Bahnresonanz. Im Planet-Sonne-System führen sie Librationsbewegungen um die Lagrange-Punkte aus, wodurch sich ihre relative Position ständig ändert.

1. Trojaner des Mars

2. Trojaner des Jupiter

3. Trojaner von Neptun

Derzeit verfügen Experten nur über Daten zu sechs solchen Objekten in der Nähe von Punkt L 4, die in die Modellierung einbezogen wurden. Dabei stellte sich heraus, dass der Trojaner 2001 QR322 instabil war und (theoretisch) zu einem Zentauren werden könnte.

Die geschätzte Populationsgröße von Neptuns trojanischen Asteroiden, deren Größe über 1 km liegt, beträgt 1-10 Millionen. Wenn wir davon ausgehen, dass die tatsächliche Zahl bei etwa einer Million liegt und sich der instabile 2001 QR322 zu sehr vom Hintergrund anderer Objekte abhebt, Dann kann der Beitrag der Trojaner zur Auffüllung der Zentaurenpopulation laut Wissenschaftlern auf 3 % geschätzt werden.

Wenn wir die Zahl von 10 Millionen zugrunde legen und davon ausgehen, dass QR322 im Jahr 2001 seinen Brüdern ähnelt, dann wird alle 100 Jahre ein virtueller Neptun-Trojaner zum Zentauren. Eine solche Quelle reicht völlig aus, um die Bevölkerung des letzteren zu erhalten.