Form und Oberfläche des Asteroiden Ida.
Norden ist oben.
Animiert von Taifun Oner.
(Copyrighted © 1997 von A. Tayfun Oner).

1. Allgemeine Darstellungen

Asteroiden sind feste Gesteinskörper, die sich wie Planeten auf elliptischen Bahnen um die Sonne bewegen. Aber die Größe dieser Körper ist viel kleiner als die gewöhnlicher Planeten, weshalb sie auch als Kleinplaneten bezeichnet werden. Die Durchmesser von Asteroiden reichen von mehreren zehn Metern (relativ) bis 1000 km (die Größe des größten Asteroiden Ceres). Der Begriff „Asteroid“ (oder „stellar“) wurde von dem berühmten Astronomen William Herschel aus dem 18. Jahrhundert eingeführt, um das Aussehen dieser Objekte zu charakterisieren, wenn sie durch ein Teleskop beobachtet werden. Selbst mit den größten bodengestützten Teleskopen ist es unmöglich, die sichtbaren Scheiben der größten Asteroiden zu unterscheiden. Sie werden als punktförmige Lichtquellen beobachtet, obwohl sie selbst wie andere Planeten nichts im sichtbaren Bereich aussenden, sondern nur das einfallende Sonnenlicht reflektieren. Die Durchmesser einiger Asteroiden wurden mit der Methode der "Sternenverdeckung" in jenen glücklichen Momenten gemessen, in denen sie sich auf derselben Sichtlinie mit ausreichend hellen Sternen befanden. In den meisten Fällen werden ihre Größen anhand spezieller astrophysikalischer Messungen und Berechnungen geschätzt. Die meisten derzeit bekannten Asteroiden bewegen sich zwischen den Umlaufbahnen von Mars und Jupiter in Abständen von 2,2–3,2 astronomischen Einheiten (im Folgenden als AE bezeichnet) von der Sonne. Insgesamt wurden bis heute etwa 20.000 Asteroiden entdeckt, von denen etwa 10.000 registriert sind, das heißt, ihnen werden Nummern oder sogar Eigennamen zugeordnet, und die Umlaufbahnen werden mit großer Genauigkeit berechnet. Eigennamen für Asteroiden werden normalerweise von ihren Entdeckern vergeben, jedoch in Übereinstimmung mit etablierten internationalen Regeln. Am Anfang, als kleine Planeten noch bekannt waren, wurden ihre Namen, wie für andere Planeten, aus alten Zeiten übernommen. griechische Mythologie. Der von diesen Körpern eingenommene ringförmige Raumbereich wird als Asteroidenhauptgürtel bezeichnet. Mit einem durchschnittlichen linearen Umlaufgeschwindigkeit Mit etwa 20 km / s verbringen die Asteroiden des Hauptgürtels je nach Entfernung 3 bis 9 Erdenjahre pro Umdrehung um die Sonne. Die Neigungen der Ebenen ihrer Bahnen gegenüber der Ebene der Ekliptik erreichen manchmal 70°, liegen aber meistens im Bereich von 5-10°. Auf dieser Grundlage werden alle bekannten Asteroiden des Hauptgürtels etwa zu gleichen Teilen in flache (mit Bahnneigungen bis zu 8°) und kugelförmige Subsysteme unterteilt.

Bei Teleskopbeobachtungen von Asteroiden wurde festgestellt, dass sich die Helligkeit der absoluten Mehrheit von ihnen in kurzer Zeit (von mehreren Stunden bis zu mehreren Tagen) ändert. Astronomen gingen lange davon aus, dass diese Helligkeitsänderungen von Asteroiden mit ihrer Rotation zusammenhängen und in erster Linie durch ihre unregelmäßige Form bestimmt werden. Die allerersten Fotos von Asteroiden, die mit Hilfe von Raumfahrzeugen aufgenommen wurden, bestätigten dies und zeigten auch, dass die Oberflächen dieser Körper mit Kratern oder Trichtern unterschiedlicher Größe übersät sind. Die Abbildungen 1-3 zeigen die ersten Satellitenbilder von Asteroiden, die von verschiedenen Raumfahrzeugen aufgenommen wurden. Offensichtlich sind solche Formen und Oberflächen kleiner Planeten während ihrer zahlreichen Kollisionen mit anderen festen Himmelskörpern entstanden. Im allgemeinen Fall, wenn die Form eines von der Erde aus beobachteten Asteroiden unbekannt ist (da er als Punktobjekt sichtbar ist), versuchen sie, ihn mit einem dreiachsigen Ellipsoid anzunähern.

Tabelle 1 liefert grundlegende Informationen über die größten oder einfach interessanten Asteroiden.

Tabelle 1. Informationen über einige Asteroiden.

N	Asteroid Name Rus./lat.	Durchmesser (km)	Gewicht (10 15kg)	Zeitraum Drehung (Stunde)	Orbital. Zeitraum (Jahre)	Spektrum. Klasse	Groß p / Achse orb. (au)	Exzentrizität Umlaufbahnen
1	Ceres/ Ceres	960 x 932	87000	9,1	4,6	AUS	2,766	0,078
2	Pallas/ Pallas	570 x 525 x 482	318000	7,8	4,6	U	2,776	0,231
3	Juno/ Juno	240	20000	7,2	4,4	S	2,669	0,258
4	Vesta/ Vesta	530	300000	5,3	3,6	U	2,361	0,090
8	Flora/ Flora	141		13,6	3,3	S		0,141
243	Ida	58 x 23	100	4,6	4,8	S	2,861	0,045
253	Mathilde/ Mathilde	66 x 48 x 46	103	417,7	4,3	C	2,646	0,266
433	Eros/Eros	33 x 13 x 13	7	5,3	1,7	S	1,458	0,223
951	Gaspra/ Gaspra	19 x 12 x 11	10	7,0	3,3	S	2,209	0,174
1566	Ikarus/ Ikarus	1,4	0,001	2,3	1,1	U	1,078	0,827
1620	Geograph/ Geographie	2,0	0,004	5,2	1,4	S	1,246	0,335
1862	Apollo/ Apollo	1,6	0,002	3,1	1,8	S	1,471	0,560
2060	Chiron/ Chiron	180	4000	5,9	50,7	B	13,633	0,380
4179	Toutatis/ Toutatis	4,6 x 2,4 x 1,9	0,05	130	1,1	S	2,512	0,634
4769	Kastilien/ Kastilien	1,8 x 0,8	0,0005		0,4		1,063	0,483

Erläuterungen zur Tabelle.

1 Ceres ist der größte jemals entdeckte Asteroid. Sie wurde am 1. Januar 1801 vom italienischen Astronomen Giuseppe Piazzi entdeckt und nach der römischen Fruchtbarkeitsgöttin benannt.

2 Pallas ist der zweitgrößte Asteroid, auch der zweite, der entdeckt wurde. Dies wurde vom deutschen Astronomen Heinrich Olbers am 28. März 1802 durchgeführt.

3 Juno - 1804 von C. Harding entdeckt

4 Vesta ist der drittgrößte Asteroid, der ebenfalls 1807 von G. Olbers entdeckt wurde. Dieser Körper weist Beobachtungszeichen für das Vorhandensein einer Basaltkruste auf, die den Olivinmantel bedeckt, was möglicherweise das Ergebnis des Schmelzens und der Differenzierung seiner Substanz ist. Das Bild der sichtbaren Scheibe dieses Asteroiden wurde erstmals 1995 mit dem amerikanischen Weltraumteleskop aufgenommen. Hubble im Erdorbit.

8 Flora ist der größte Asteroid einer großen Familie von gleichnamigen Asteroiden mit mehreren hundert Mitgliedern, die erstmals von dem japanischen Astronomen K. Hirayama charakterisiert wurde. Die Asteroiden dieser Familie haben sehr enge Umlaufbahnen, was wahrscheinlich ihren gemeinsamen Ursprung von einem gemeinsamen Elternkörper bestätigt, der bei einer Kollision mit einem anderen Körper zerstört wurde.

243 Ida ist ein Asteroid des Hauptgürtels, der am 28. August 1993 von der Raumsonde Galileo fotografiert wurde. Diese Bilder ermöglichten die Entdeckung eines kleinen Satelliten von Ida, der später Dactyl genannt wurde. (Siehe Abbildungen 2 und 3).

253 Matilda ist ein Asteroid, der im Juni 1997 von der NIAR-Raumsonde fotografiert wurde (siehe Abb. 4).

433 Eros ist ein erdnaher Asteroid, der im Februar 1999 von der NIAR-Sonde fotografiert wurde.

951 Gaspra ist ein Hauptgürtel-Asteroid, der erstmals am 29. Oktober 1991 von der Raumsonde Galileo abgebildet wurde (siehe Abb. 1).

1566 Ikarus - ein Asteroid, der sich der Erde nähert und ihre Umlaufbahn kreuzt, mit einer sehr großen Exzentrizität der Umlaufbahn (0,8268).

1620 Geographer ist ein erdnaher Asteroid, der entweder ein Doppelobjekt ist oder eine sehr unregelmäßige Form hat. Dies folgt aus der Abhängigkeit seiner Helligkeit von der Rotationsphase um eigene Achse, sowie von seinen Radarbildern.

1862 Apollo - der größte Asteroid derselben Körperfamilie nähert sich der Erde und kreuzt ihre Umlaufbahn. Die Exzentrizität von Apollos Umlaufbahn ist ziemlich groß - 0,56.

2060 Chiron ist ein Asteroidenkomet, der regelmäßig Kometenaktivität zeigt (regelmäßige Helligkeitszunahmen in der Nähe des Perihels der Umlaufbahn, dh in einem Mindestabstand von der Sonne, was durch die Verdunstung flüchtiger Verbindungen erklärt werden kann, aus denen der Asteroid besteht ), der sich entlang einer exzentrischen Flugbahn (Exzentrizität 0,3801) zwischen den Umlaufbahnen von Saturn und Uranus bewegt.

4179 Toutatis ist ein binärer Asteroid, dessen Komponenten in Kontakt zu sein scheinen und ungefähr 2,5 km und 1,5 km messen. Bilder dieses Asteroiden wurden mit Radargeräten in Arecibo und Goldstone aufgenommen. Von allen derzeit bekannten erdnahen Asteroiden im 21. Jahrhundert dürfte Toutatis am nächsten sein (etwa 1,5 Millionen km, 29. September 2004).

4769 Castalia ist ein Doppelasteroid mit ungefähr identischen (0,75 km Durchmesser) Komponenten in Kontakt. Sein Funkbild wurde mit Radar in Arecibo aufgenommen.

Bild des Asteroiden 951 Gaspra

Reis. 1. Bild des Asteroiden 951 Gaspra, aufgenommen mit Hilfe der Galileo-Raumsonde, in Falschfarben, also als Kombination von Bildern durch Violett-, Grün- und Rotfilter. Die resultierenden Farben werden speziell verstärkt, um subtile Unterschiede in Oberflächendetails hervorzuheben. Bereiche mit Felsvorsprüngen haben einen bläulichen Farbton, während Bereiche, die mit Regolith (zerkleinertem Material) bedeckt sind, einen rötlichen Farbton haben. Die räumliche Auflösung an jedem Punkt des Bildes beträgt 163 m. Gaspra hat eine unregelmäßige Form und ungefähre Abmessungen entlang 3 Achsen von 19 x 12 x 11 km. Die Sonne beleuchtet den Asteroiden von rechts.
Bild der NASA GAL-09.

Bild des Asteroiden 243 Ides

Reis. 2 Pseudofarbenbild des Asteroiden 243 Ida und seines kleinen Mondes Dactyl, aufgenommen von der Raumsonde Galileo. Die Originalbilder, die verwendet wurden, um das in der Figur gezeigte Bild zu erhalten, wurden aus einer Entfernung von etwa 10.500 km aufgenommen. Farbunterschiede können auf Variationen in der Zusammensetzung des Oberflächenmaterials hinweisen. Die hellblauen Bereiche sind wahrscheinlich mit einer Substanz bedeckt, die aus eisenhaltigen Mineralien besteht. Die Länge von Ida beträgt 58 km, und ihre Rotationsachse ist vertikal mit einer leichten Neigung nach rechts ausgerichtet.
NASA GAL-11-Bild.

Reis. 3. Bild von Dactyl, einem kleinen Satelliten von 243 Ida. Es ist noch nicht bekannt, ob es sich um ein Stück von Ida handelt, das bei einer Art Kollision davon abgebrochen wurde, oder um ein außerirdisches Objekt, das von seinem Gravitationsfeld eingefangen wurde und sich auf einer Kreisbahn bewegt. Dieses Bild wurde am 28. August 1993 durch einen Neutraldichtefilter aus einer Entfernung von etwa 4000 km aufgenommen, 4 Minuten vor der größten Annäherung an den Asteroiden. Dactyl misst etwa 1,2 x 1,4 x 1,6 km. Bild der NASA GAL-04

Asteroid 253 Matilda

Reis. 4. Asteroid 253 Matilda. NASA-Bild, NEAR-Raumschiff

2. Wie könnte der Asteroidenhauptgürtel entstanden sein?

Die Bahnen der im Hauptgürtel konzentrierten Körper sind stabil und haben eine nahezu kreisförmige oder leicht exzentrische Form. Hier bewegen sie sich in einer "sicheren" Zone, wo der Gravitationseinfluss der großen Planeten auf sie, allen voran Jupiter, minimal ist. Die heute verfügbaren wissenschaftlichen Fakten zeigen, dass es Jupiter war, der die Hauptrolle dabei spielte, dass er während der Entstehungszeit an der Stelle des Hauptasteroidengürtels stand Sonnensystem ein anderer Planet konnte nicht entstehen. Aber auch zu Beginn unseres Jahrhunderts waren viele Wissenschaftler noch davon überzeugt, dass es früher einen weiteren großen Planeten zwischen Jupiter und Mars gab, der aus irgendeinem Grund zusammengebrochen ist. Olbers war der erste, der eine solche Hypothese unmittelbar nach seiner Entdeckung von Pallas aufstellte. Er kam auch auf den Namen dieses hypothetischen Planeten - Phaeton. Lassen Sie uns einen kleinen Exkurs machen und eine Episode aus der Geschichte des Sonnensystems beschreiben - die Geschichte, die auf modernen wissenschaftlichen Fakten basiert. Dies ist insbesondere notwendig, um den Ursprung der Hauptgürtel-Asteroiden zu verstehen. Einen großen Beitrag zur Bildung der modernen Theorie des Ursprungs des Sonnensystems leisteten die sowjetischen Wissenschaftler O.Yu. Schmidt und V.S. Safronov.

Einer der meisten große Körper, das vor etwa 4,5 Milliarden Jahren in der Umlaufbahn des Jupiter (in einer Entfernung von 5 AE von der Sonne) entstand, begann schneller an Größe zuzunehmen als andere. An der Grenze der Kondensation flüchtiger Verbindungen (H 2 , H 2 O, NH 3 , CO 2 , CH 4 usw.), die aus der protoplanetaren Scheibenzone näher an der Sonne strömten und stärker erhitzt wurden, wurde dieser Körper zum Zentrum Anhäufung von Materie, die hauptsächlich aus gefrorenen Gaskondensaten besteht. Beim Erreichen einer ausreichend großen Masse begann er mit seinem Gravitationsfeld die zuvor verdichtete, sonnennähere Materie in der Zone der Mutterkörper von Asteroiden einzufangen und so deren Wachstum zu hemmen. Andererseits wurden kleinere Körper, die aus irgendeinem Grund nicht von Proto-Jupiter eingefangen wurden, sich aber in der Sphäre seines Gravitationseinflusses befanden, effektiv in verschiedene Richtungen verstreut. Ebenso fand wahrscheinlich der Auswurf von Körpern aus der Entstehungszone des Saturn statt, wenn auch nicht so intensiv. Diese Körper drangen auch in den Gürtel von Mutterkörpern von Asteroiden oder Planetesimalen ein, die zuvor zwischen den Umlaufbahnen von Mars und Jupiter entstanden waren, und „fegten“ sie aus dieser Zone heraus oder unterwarfen sie einer Zerkleinerung. Darüber hinaus war das allmähliche Wachstum der Mutterkörper von Asteroiden aufgrund ihrer geringen Relativgeschwindigkeiten (bis zu etwa 0,5 km/s) möglich, wenn die Kollisionen von Objekten zu ihrer Vereinigung und nicht zu ihrer Zerkleinerung führten. Die Zunahme des Flusses von Körpern, die Jupiter (und Saturn) während seines Wachstums in den Asteroidengürtel geschleudert haben, führte dazu, dass die relativen Geschwindigkeiten der Mutterkörper der Asteroiden erheblich zunahmen (bis zu 3-5 km/s) und wurden eher chaotisch. Letztendlich wurde der Prozess der Akkumulation von Mutterkörpern von Asteroiden durch den Prozess ihrer Fragmentierung während gegenseitiger Kollisionen ersetzt, und das Potenzial für die Bildung eines ausreichend großen Planeten in einer bestimmten Entfernung von der Sonne verschwand für immer.

3. Umlaufbahnen von Asteroiden

Um auf den aktuellen Zustand des Asteroidengürtels zurückzukommen, sollte betont werden, dass Jupiter immer noch eine Hauptrolle in der Entwicklung der Asteroidenumlaufbahnen spielt. Der langfristige Gravitationseinfluss (mehr als 4 Milliarden Jahre) dieses Riesenplaneten auf die Asteroiden des Hauptgürtels hat dazu geführt, dass es ihn gibt ganze Linie"verbotene" Umlaufbahnen oder sogar Zonen, auf denen es praktisch keine kleinen Planeten gibt, und wenn sie dort ankommen, können sie dort nicht lange bleiben. Sie werden Lücken oder Kirkwood-Schächte genannt – nach Daniel Kirkwood, dem Wissenschaftler, der sie zuerst entdeckte. Solche Bahnen sind resonant, da die sich entlang bewegenden Asteroiden eine starke Gravitationswirkung von Jupiter erfahren. Die diesen Umlaufbahnen entsprechenden Umlaufperioden sind in einfache Beziehung mit der Umlaufdauer des Jupiter (z. B. 1:2; 3:7; 2:5; 1:3 usw.). Wenn ein Asteroid oder sein Fragment infolge einer Kollision mit einem anderen Körper in eine resonante oder nahe bei ihm liegende Umlaufbahn fällt, ändern sich die große Halbachse und die Exzentrizität seiner Umlaufbahn unter dem Einfluss des jupiterischen Gravitationsfeldes ziemlich schnell. Alles endet damit, dass der Asteroid entweder seine Resonanzbahn verlässt und möglicherweise sogar den Haupt-Asteroidengürtel verlässt oder zu neuen Kollisionen mit benachbarten Körpern verurteilt ist. Auf diese Weise wird der entsprechende Kirkwood-Raum von jeglichen Objekten "freigeräumt". Es sollte jedoch betont werden, dass es im Asteroidenhauptgürtel keine Lücken oder leeren Lücken gibt, wenn wir uns die augenblickliche Verteilung aller darin enthaltenen Körper vorstellen. Alle Asteroiden füllen den Asteroidengürtel zu jedem Zeitpunkt ziemlich gleichmäßig aus, da sie sich auf elliptischen Bahnen bewegen und die meiste Zeit in der "fremden" Zone verbringen. Ein weiteres, „entgegengesetztes“ Beispiel für den gravitativen Einfluss des Jupiter: An der äußeren Grenze des Asteroidenhauptgürtels befinden sich dagegen zwei schmale zusätzliche „Ringe“ aus Asteroidenbahnen, deren Umlaufzeiten in Proportion stehen von 2:3 und 1:1 in Bezug auf die Umlaufzeit Jupiter. Offensichtlich befinden sich Asteroiden mit einer Umlaufzeit, die einem Verhältnis von 1:1 entspricht, direkt in der Umlaufbahn des Jupiters. Aber sie bewegen sich in einem Abstand von ihm, der dem Radius der Umlaufbahn des Jupiters entspricht, entweder voraus oder hinterher. Diejenigen Asteroiden, die Jupiter in ihrer Bewegung voraus sind, werden "Griechen" genannt, und diejenigen, die ihm folgen, werden "Trojaner" genannt (wie sie nach den Helden des Trojanischen Krieges benannt sind). Die Bewegung dieser kleinen Planeten ist recht stabil, da sie sich an den sogenannten „Lagrange-Punkten“ befinden, wo sich die auf sie wirkenden Gravitationskräfte ausgleichen. Der gebräuchliche Name für diese Gruppe von Asteroiden ist "Trojaner". Im Gegensatz zu Trojanern, die sich während der langen Kollisionsentwicklung verschiedener Asteroiden allmählich in der Nähe von Lagrange-Punkten ansammeln konnten, gibt es Familien von Asteroiden mit sehr engen Umlaufbahnen ihrer Bestandteile, die höchstwahrscheinlich als Ergebnis relativ neuer Zerfälle ihrer entstanden sind Elternorgane. Das ist zum Beispiel die Familie des Asteroiden Flora, die bereits etwa 60 Mitglieder hat, und einige andere. In letzter Zeit haben Wissenschaftler versucht, die Gesamtzahl solcher Asteroidenfamilien zu bestimmen, um die anfängliche Anzahl ihrer Mutterkörper abzuschätzen.

4 erdnahe Asteroiden

In der Nähe des inneren Randes des Asteroidenhauptgürtels gibt es andere Gruppen von Körpern, deren Umlaufbahnen weit über den Hauptgürtel hinausgehen und sich sogar mit den Umlaufbahnen von Mars, Erde, Venus und sogar Merkur schneiden können. Dies sind zunächst die Gruppen der Asteroiden Amur, Apollo und Aten (nach den Namen der größten Vertreter dieser Gruppen). Die Bahnen solcher Asteroiden sind nicht mehr so ​​stabil wie die der Hauptgürtelkörper, sondern entwickeln sich unter dem Einfluss der Gravitationsfelder nicht nur des Jupiters, sondern auch der Planeten schnell weiter. terrestrische Gruppe. Aus diesem Grund können sich solche Asteroiden von einer Gruppe zur anderen bewegen, und die Einteilung von Asteroiden in die oben genannten Gruppen ist bedingt, basierend auf Daten über moderne Asteroidenbahnen. Insbesondere Amurianer bewegen sich auf elliptischen Bahnen, deren Perihelabstand (der Mindestabstand zur Sonne) 1,3 AE nicht überschreitet. Die Apollos bewegen sich auf Umlaufbahnen mit einem Perihelabstand von weniger als 1 AE. (denken Sie daran, dass dies die durchschnittliche Entfernung der Erde von der Sonne ist) und dringen in die Erdumlaufbahn ein. Wenn für die Amurianer und Apollonier die große Halbachse der Umlaufbahn 1 AE überschreitet, dann ist sie für die Atonier kleiner oder in der Größenordnung dieses Wertes, und diese Asteroiden bewegen sich daher hauptsächlich innerhalb der Erdumlaufbahn. Es ist offensichtlich, dass die Apollos und Atons, die die Erdumlaufbahn überqueren, eine Kollisionsgefahr mit ihr hervorrufen können. Es gibt sogar eine allgemeine Definition dieser Gruppe kleiner Planeten als "erdnahe Asteroiden" - das sind Körper, deren Umlaufbahn 1,3 AE nicht überschreitet. Bis heute wurden etwa 800 solcher Objekte entdeckt, aber ihre Gesamtzahl kann viel größer sein - bis zu 1500-2000 mit Abmessungen von mehr als 1 km und bis zu 135.000 mit Abmessungen von mehr als 100 m. Die bestehende Bedrohung für die Erde von Asteroiden und anderen Raumkörper, die sich in Erdnähe befinden oder befinden können, wird in Wissenschaft und Öffentlichkeit viel diskutiert. Weitere Informationen hierzu sowie zu den vorgeschlagenen Maßnahmen zum Schutz unseres Planeten finden Sie in dem kürzlich erschienenen Buch, herausgegeben von A.A. Boyarchuk.

5. Über andere Asteroidengürtel

Es gibt auch asteroidenähnliche Körper jenseits der Jupiterbahn. Darüber hinaus stellte sich nach den neuesten Daten heraus, dass es viele solcher Körper an der Peripherie des Sonnensystems gibt. Dies wurde erstmals 1951 vom amerikanischen Astronomen Gerard Kuiper vorgeschlagen. Er formulierte die Hypothese, dass jenseits der Umlaufbahn von Neptun in Entfernungen von etwa 30-50 AE. Möglicherweise gibt es einen ganzen Gürtel von Körpern, der als Quelle für kurzperiodische Kometen dient. Tatsächlich wurden seit Anfang der 90er Jahre (mit der Einführung der größten Teleskope mit einem Durchmesser von bis zu 10 m auf den Hawaii-Inseln) darüber hinaus mehr als hundert asteroidenähnliche Objekte mit Durchmessern von etwa 100 bis 800 km entdeckt die Umlaufbahn des Neptun. Die Gesamtheit dieser Körper wurde als "Kuipergürtel" bezeichnet, obwohl sie für einen "ausgewachsenen" Gürtel immer noch nicht ausreichen. Dennoch kann die Anzahl der Körper darin nach einigen Schätzungen nicht geringer (wenn nicht mehr) sein als im Haupt-Asteroidengürtel. Entsprechend den Parametern der Umlaufbahnen wurden die neu entdeckten Körper in zwei Klassen eingeteilt. Etwa ein Drittel aller transneptunischen Objekte wurden der ersten, sogenannten „Plutino-Klasse“ zugeordnet. Sie bewegen sich in einer 3:2-Resonanz mit Neptun auf ziemlich elliptischen Bahnen (Hauptachsen etwa 39 AE; Exzentrizitäten 0,11-0,35; Bahnneigungen zur Ekliptik 0-20 Grad), ähnlich der Umlaufbahn von Pluto, daher der Name diese Klasse. Derzeit gibt es sogar Diskussionen zwischen Wissenschaftlern darüber, ob man Pluto als vollwertigen Planeten oder nur als eines der Objekte der oben genannten Klasse betrachten soll. Der Status von Pluto wird sich jedoch höchstwahrscheinlich nicht ändern, da sein durchschnittlicher Durchmesser (2390 km) viel größer ist als die Durchmesser bekannter transneptunischer Objekte und außerdem wie die meisten anderen Planeten im Sonnensystem einen hat großer Satellit (Charon) und eine Atmosphäre . Die zweite Klasse umfasst die sogenannten "typischen Kuipergürtelobjekte", da die meisten von ihnen (die restlichen 2/3) bekannt sind und sie sich auf nahezu kreisförmigen Bahnen mit großen Halbachsen im Bereich von 40-48 AE bewegen. und verschiedene Steigungen (0-40°). Bisher verhindern die große Abgeschiedenheit und die relativ geringe Größe die Entdeckung neuer ähnlicher Körper mit mehr schnell, obwohl dafür die größten Teleskope und modernste Technik zum Einsatz kommen. Basierend auf einem Vergleich dieser Körper mit bekannten Asteroiden in Bezug auf optische Eigenschaften geht man heute davon aus, dass erstere die primitivsten in unserem Planetensystem sind. Das bedeutet, dass ihre Materie seit dem Moment ihrer Kondensation aus dem protoplanetarischen Nebel nur sehr geringe Veränderungen im Vergleich beispielsweise zur Materie der terrestrischen Planeten erfahren hat. Tatsächlich kann die absolute Mehrheit dieser Körper in ihrer Zusammensetzung Kometenkerne sein, worauf auch im Abschnitt "Kometen" eingegangen wird.

Zwischen dem Kuipergürtel und dem Haupt-Asteroidengürtel wurden eine Reihe von Asteroidenkörpern entdeckt (mit der Zeit wird diese Zahl wahrscheinlich zunehmen) - dies ist die "Klasse der Zentauren" - in Analogie zu den altgriechischen mythologischen Zentauren (halb Mensch, halb -Pferd). Einer ihrer Vertreter ist der Asteroid Chiron, der korrekter als Kometen-Asteroid bezeichnet werden müsste, da er regelmäßig Kometenaktivität in Form einer entstehenden Gasatmosphäre (Koma) und eines Schweifes zeigt. Sie werden aus flüchtigen Verbindungen gebildet, die die Substanz dieses Körpers ausmachen, wenn er die Perihelabschnitte der Umlaufbahn passiert. Chiron ist einer von ihnen gute Beispiele das Fehlen einer scharfen Grenze zwischen Asteroiden und Kometen in Bezug auf die Zusammensetzung der Materie und möglicherweise in Bezug auf die Herkunft. Er hat eine Größe von etwa 200 km und seine Umlaufbahn überschneidet sich mit den Umlaufbahnen von Saturn und Uranus. Ein anderer Name für Objekte dieser Klasse ist der Kazimirchak-Polonskaya-Gürtel, nach E.I. Polonskaya, der die Existenz von Asteroidenkörpern zwischen den Riesenplaneten bewies.

6. Ein wenig über die Methoden der Erforschung von Asteroiden

Unser Verständnis der Natur von Asteroiden basiert heute auf drei Hauptinformationsquellen: bodengestützte Teleskopbeobachtungen (optisch und Radar), Bilder von Raumfahrzeugen, die sich Asteroiden nähern, und Laboranalysen bekannter terrestrischer Gesteine ​​​​und Mineralien sowie von Meteoriten auf die Erde gefallen sind, die (die im Abschnitt "Meteoriten" besprochen werden) hauptsächlich als Fragmente von Asteroiden, Kometenkernen und Oberflächen von erdähnlichen Planeten angesehen werden. Aber die meisten Informationen über Kleinplaneten gewinnen wir immer noch mit Hilfe von bodengestützten Teleskopmessungen. Asteroiden werden daher in erster Linie nach ihren beobachteten optischen Eigenschaften in sogenannte „Spektraltypen“ oder Klassen eingeteilt. Dies ist zunächst die Albedo (der Anteil des vom Körper reflektierten Lichts an der pro Zeiteinheit auf ihn einfallenden Sonnenlichtmenge, wenn wir davon ausgehen, dass die Richtungen der einfallenden und reflektierten Strahlen gleich sind) und die allgemeine Form von das Reflexionsspektrum des Körpers im sichtbaren und nahen Infrarotbereich (das man erhält, indem man bei jeder Wellenlänge einfach die spektrale Helligkeit der Oberfläche des betrachteten Körpers durch die spektrale Helligkeit bei derselben Wellenlänge der Sonne selbst dividiert). Diese optischen Eigenschaften werden verwendet, um die chemische und mineralogische Zusammensetzung der Materie zu beurteilen, aus der Asteroiden bestehen. Manchmal werden zusätzliche Daten (falls vorhanden) berücksichtigt, beispielsweise zum Radarreflexionsvermögen des Asteroiden, zur Rotationsgeschwindigkeit um seine eigene Achse usw.

Der Wunsch, Asteroiden in Klassen einzuteilen, erklärt sich aus dem Wunsch der Wissenschaftler, die Beschreibung einer großen Anzahl kleiner Planeten zu vereinfachen oder zu schematisieren, obwohl dies, wie gründlichere Studien zeigen, nicht immer möglich ist. In letzter Zeit ist es bereits notwendig geworden, Unterklassen und kleinere Unterteilungen der Spektraltypen von Asteroiden einzuführen, um einige gemeinsame Merkmale von ihnen zu charakterisieren einzelne Gruppen . Bevor wir eine allgemeine Beschreibung von Asteroiden verschiedener Spektraltypen geben, wollen wir erklären, wie die Zusammensetzung von Asteroidenmaterie durch Fernmessungen abgeschätzt werden kann. Wie bereits erwähnt, wird angenommen, dass Asteroiden eines Typs ungefähr die gleichen Albedowerte und Reflexionsspektren mit ähnlicher Form haben, die durch durchschnittliche (für einen bestimmten Typ) Werte oder Eigenschaften ersetzt werden können. Diese Durchschnittswerte für einen bestimmten Asteroidentyp werden mit ähnlichen Werten für terrestrische Gesteine ​​​​und Mineralien sowie für Meteoriten verglichen, von denen Proben in terrestrischen Sammlungen verfügbar sind. Die chemische und mineralische Zusammensetzung der als „analoge Proben“ bezeichneten Proben sowie deren spektrale und andere physikalische Eigenschaften sind in der Regel bereits in terrestrischen Labors gut untersucht. Auf der Grundlage eines solchen Vergleichs und einer Auswahl analoger Proben wird in erster Näherung eine durchschnittliche chemische und mineralische Zusammensetzung der Materie für Asteroiden dieses Typs bestimmt. Es stellte sich heraus, dass die Substanz von Asteroiden im Gegensatz zu terrestrischen Gesteinen insgesamt viel einfacher oder sogar primitiv ist. Dies deutet darauf hin, dass die physikalischen und chemischen Prozesse, an denen Asteroidenmaterie während der gesamten Existenzgeschichte des Sonnensystems beteiligt war, nicht so vielfältig und komplex waren wie auf den terrestrischen Planeten. Wenn heute auf der Erde etwa 4000 Mineralarten als zuverlässig etabliert gelten, dann gibt es auf Asteroiden möglicherweise nur ein paar Hundert davon. Dies kann anhand der Anzahl von Mineralarten (etwa 300) beurteilt werden, die in Meteoriten gefunden wurden, die auf die Erdoberfläche gefallen sind und möglicherweise Fragmente von Asteroiden sind. Nicht nur, weil die Entstehung unseres Planeten (wie auch anderer terrestrischer Planeten) in einer protoplanetaren Wolke viel näher an der Sonne und damit bei höheren Temperaturen stattfand, ist eine große Vielfalt an Mineralien auf der Erde entstanden. Neben der Tatsache, dass die bei solchen Temperaturen in flüssigem oder plastischem Zustand befindlichen Silikatsubstanzen, Metalle und deren Verbindungen durch das spezifische Gewicht im Gravitationsfeld der Erde getrennt bzw. differenziert wurden, erwiesen sich die vorherrschenden Temperaturverhältnisse als günstig für die Entstehung eines konstanten gasförmigen oder flüssigen Oxidationsmittels, dessen Hauptbestandteile Sauerstoff und Wasser waren. Ihre lange und konstante Interaktion mit primären Mineralien und Gesteinen der Erdkruste hat zu dem Reichtum an Mineralien geführt, den wir beobachten. Um auf Asteroiden zurückzukommen, sei darauf hingewiesen, dass sie nach entfernten Daten hauptsächlich aus einfacheren Silikatverbindungen bestehen. Dies sind vor allem wasserfreie Silikate wie Pyroxene (ihre verallgemeinerte Formel lautet ABZ 2 O 6, wobei die Positionen "A" und "B" von Kationen verschiedener Metalle besetzt sind und "Z" - von Al oder Si), Olivine (A 2+ 2 SiO 4, wobei A 2+ \u003d Fe, Mg, Mn, Ni) und manchmal Plagioklas (mit allgemeine Formel(Na,Ca)Al(Al,Si)Si 2 O 8). Sie werden als gesteinsbildende Mineralien bezeichnet, weil sie die Grundlage der meisten Gesteine ​​bilden. Silikatverbindungen eines anderen Typs, die auf Asteroiden weit verbreitet sind, sind Hydrosilikate oder Schichtsilikate. Dazu gehören Serpentine (mit der allgemeinen Formel A 3 Si 2 O 5? (OH), wobei A \u003d Mg, Fe 2+, Ni), Chlorite (A 4-6 Z 4 O 10 (OH, O) 8, wobei A und Z sind hauptsächlich Kationen verschiedener Metalle) und eine Reihe anderer Mineralien, die Hydroxyl (OH) in ihrer Zusammensetzung enthalten. Es ist davon auszugehen, dass es auf Asteroiden nicht nur einfache Oxide, Verbindungen (z. B. schwefelhaltige) und Legierungen von Eisen und anderen Metallen (insbesondere FeNi), Kohlenstoff(organische) Verbindungen, sondern sogar Metalle und Kohlenstoff in freiem Zustand gibt. Das belegen die Ergebnisse der Studie Meteoritensubstanz, die ständig auf die Erde fallen (siehe Abschnitt "Meteoriten").

7. Spektraltypen von Asteroiden

Bis heute wurden die folgenden Hauptspektralklassen oder Typen von Kleinplaneten identifiziert, die mit lateinischen Buchstaben bezeichnet werden: A, B, C, F, G, D, P, E, M, Q, R, S, V und T Lassen Sie uns sie kurz beschreiben.

Asteroiden vom Typ A haben eine ziemlich hohe Albedo und die röteste Farbe, die durch eine signifikante Zunahme ihres Reflexionsvermögens in Richtung langer Wellenlängen bestimmt wird. Sie können aus Hochtemperatur-Olivinen (mit einem Schmelzpunkt im Bereich von 1100–1900 °C) oder einer Mischung aus Olivin mit Metallen bestehen, die den spektralen Eigenschaften dieser Asteroiden entsprechen. Im Gegensatz dazu haben kleine Planeten der Typen B, C, F und G eine niedrige Albedo (Körper vom Typ B sind etwas heller) und im sichtbaren Bereich fast flach (oder farblos), aber das Reflexionsspektrum nimmt bei kurzen Wellenlängen stark ab . Daher wird angenommen, dass diese Asteroiden hauptsächlich aus hydratisierten Niedrigtemperatur-Silikaten (die sich bei Temperaturen von 500–1500 ° C zersetzen oder schmelzen können) mit einer Beimischung von Kohlenstoff oder organischen Verbindungen bestehen, die ähnliche spektrale Eigenschaften aufweisen. Asteroiden mit niedriger Albedo und rötlicher Farbe wurden den D- und P-Typen zugeordnet (D-Körper sind röter). Solche Eigenschaften haben kohlenstoffreiche Silikate bzw organische Materie. Sie bestehen zum Beispiel aus interplanetaren Staubpartikeln, die wahrscheinlich schon vor der Entstehung von Planeten die sonnennahe protoplanetare Scheibe gefüllt haben. Aufgrund dieser Ähnlichkeit ist davon auszugehen, dass D- und P-Asteroiden die ältesten, wenig veränderten Körper des Asteroidengürtels sind. Kleine Planeten vom E-Typ haben die höchsten Albedo-Werte (ihre Oberflächenmaterie kann bis zu 50 % des auf sie fallenden Lichts reflektieren) und eine leicht rötliche Farbe. Das Mineral Enstatit (dies ist eine Hochtemperaturvariante von Pyroxen) oder andere Silikate, die Eisen in freiem (nicht oxidiertem) Zustand enthalten und daher Teil von Asteroiden vom E-Typ sein können, haben die gleichen spektralen Eigenschaften. Asteroiden, die in ihren Reflexionsspektren Körpern vom P- und E-Typ ähneln, aber in Bezug auf die Albedo zwischen ihnen liegen, werden als M-Typ klassifiziert. Es stellte sich heraus, dass Optische Eigenschaften dieser Objekte sind den Eigenschaften von Metallen im freien Zustand oder Metallverbindungen gemischt mit Enstatit oder anderen Pyroxenen sehr ähnlich. Derzeit gibt es etwa 30 solcher Asteroiden.Mit Hilfe von bodengestützten Beobachtungen wurde kürzlich eine so interessante Tatsache festgestellt, dass auf einem erheblichen Teil dieser Körper hydratisierte Silikate vorhanden sind. Obwohl die Ursache für eine solch ungewöhnliche Kombination von Hochtemperatur- und Niedertemperaturmaterialien noch nicht endgültig geklärt ist, kann davon ausgegangen werden, dass Hydrosilikate bei ihren Kollisionen mit primitiveren Körpern in M-Typ-Asteroiden eingebracht werden könnten. Von den verbleibenden Spektralklassen sind Asteroiden vom Q-, R-, S- und V-Typ in Bezug auf Albedo und die allgemeine Form der Reflexionsspektren im sichtbaren Bereich ziemlich ähnlich: Sie haben eine relativ hohe Albedo (etwas niedriger für Körper vom Typ S) und eine rötliche Farbe. Die Unterschiede zwischen ihnen laufen darauf hinaus, dass die breite Absorptionsbande von etwa 1 Mikron, die in ihren Reflexionsspektren im nahen Infrarotbereich vorhanden ist, eine unterschiedliche Tiefe hat. Diese Absorptionsbande ist charakteristisch für eine Mischung aus Pyroxenen und Olivinen, und die Lage ihres Zentrums und ihre Tiefe hängen vom Anteil und Gesamtgehalt dieser Mineralien in der Oberflächenmaterie von Asteroiden ab. Andererseits nimmt die Tiefe jeder Absorptionsbande im Reflexionsspektrum einer Silikatsubstanz ab, wenn diese undurchsichtige Partikel (z. B. Kohlenstoff, Metalle oder deren Verbindungen) enthält, die diffus reflektiert (d. h. durch die Substanz hindurchgelassen und durchgelassen) werden Informationen über seine Zusammensetzung tragen) Licht. Für diese Asteroiden nimmt die Absorptionsbandtiefe bei 1 µm von S- zu Q-, R- und V-Typen zu. Entsprechend dem Vorstehenden können die Körper der aufgeführten Typen (außer V) aus einer Mischung von Olivinen, Pyroxenen und Metallen bestehen. Die Substanz von Asteroiden vom V-Typ kann zusammen mit Pyroxenen Feldspäte enthalten und in ihrer Zusammensetzung terrestrischen Basalten ähnlich sein. Und schließlich umfasst der letzte, T-Typ, Asteroiden, die eine niedrige Albedo und ein rötliches Reflexionsspektrum haben, das den Spektren von P- und D-Typ-Körpern ähnlich ist, aber eine Zwischenposition zwischen ihren Spektren in der Neigung einnimmt. Daher wird angenommen, dass die mineralogische Zusammensetzung von Asteroiden vom T-, P- und D-Typ ungefähr gleich ist und Silikaten entspricht, die reich an Kohlenstoff oder organischen Verbindungen sind.

Bei der Untersuchung der Verteilung von Asteroiden verschiedener Typen im Weltraum wurde eine klare Beziehung zwischen ihrer angenommenen chemischen und mineralischen Zusammensetzung und der Entfernung zur Sonne gefunden. Es stellte sich heraus, dass je einfacher die mineralische Zusammensetzung einer Substanz (je mehr flüchtige Verbindungen sie enthält) diese Körper haben, desto weiter sind sie in der Regel. Im Allgemeinen sind mehr als 75 % aller Asteroiden vom C-Typ und befinden sich hauptsächlich im peripheren Teil des Asteroidengürtels. Ungefähr 17 % sind vom S-Typ und dominieren das Innere des Asteroidengürtels. Großer Teil der übrigen Asteroiden ist vom M-Typ und bewegt sich ebenfalls hauptsächlich im mittleren Teil des Asteroidenrings. Die Verteilungsmaxima dieser drei Asteroidentypen liegen innerhalb des Hauptgürtels. Das Maximum der Gesamtverteilung von Asteroiden vom E- und R-Typ erstreckt sich etwas über die innere Grenze des Gürtels in Richtung Sonne. Interessant ist, dass die Gesamtverteilung von P- und D-Typ-Asteroiden zu ihrem Maximum in Richtung der Peripherie des Hauptgürtels tendiert und nicht nur über den Asteroidenring hinausgeht, sondern auch über die Jupiterbahn hinaus. Es ist möglich, dass sich die Verteilung der P- und D-Asteroiden des Hauptgürtels mit den Asteroidengürteln Kazimirchak-Polonskaya überschneidet, die sich zwischen den Umlaufbahnen der Riesenplaneten befinden.

Zum Abschluss der Überprüfung der Kleinplaneten skizzieren wir kurz die Bedeutung der allgemeinen Hypothese über die Entstehung von Asteroiden verschiedener Klassen, die zunehmend bestätigt wird.

8. Über die Entstehung kleinerer Planeten

Zu Beginn der Entstehung des Sonnensystems vor etwa 4,5 Milliarden Jahren entstanden durch turbulente und andere instationäre Phänomene Materieklumpen aus der die Sonne umgebenden Gas-Staub-Scheibe, die bei gegenseitigen inelastischen Kollisionen und gravitativen Wechselwirkungen zu Planetesimalen vereint. Mit zunehmender Entfernung von der Sonne nahm die Durchschnittstemperatur der Gas-Staub-Substanz ab und dementsprechend änderte sich ihre allgemeine chemische Zusammensetzung. Die ringförmige Zone der protoplanetaren Scheibe, aus der später der Asteroidenhauptgürtel entstand, befand sich nahe der Kondensationsgrenze flüchtiger Verbindungen, insbesondere Wasserdampf. Erstens führte dieser Umstand zum beschleunigten Wachstum des Jupiter-Embryos, der sich in der Nähe der angegebenen Grenze befand und zum Zentrum der Ansammlung von Wasserstoff, Stickstoff, Kohlenstoff und ihren Verbindungen wurde und den stärker erhitzten zentralen Teil des Sonnensystems verließ. Zweitens erwies sich die Gasstaubsubstanz, aus der die Asteroiden gebildet wurden, in Abhängigkeit von der Entfernung von der Sonne als sehr heterogen in der Zusammensetzung: Der relative Gehalt der einfachsten Silikatverbindungen nahm stark ab, während der Gehalt an flüchtigen Verbindungen zunahm Abstand von der Sonne im Bereich von 2,0 bis 3,5 a.u. Wie bereits erwähnt, verhinderten starke Störungen vom schnell wachsenden Jupiter-Embryo zum Asteroidengürtel die Bildung eines ausreichend großen protoplanetaren Körpers darin. Der Prozess der Ansammlung von Materie wurde dort gestoppt, als nur wenige Dutzend Planetosimale von vorplanetarischer Größe (etwa 500-1000 km) Zeit hatten, sich zu bilden, die dann bei Kollisionen aufgrund einer schnellen Zunahme ihrer Relativgeschwindigkeiten zu zerbrechen begannen ( von 0,1 bis 5 km/s). Einige Mutterkörper von Asteroiden, oder zumindest solche, die einen hohen Anteil an Silikatverbindungen enthielten und sich näher an der Sonne befanden, wurden jedoch in dieser Zeit bereits erhitzt oder erlebten sogar eine gravitative Differenzierung. Zwei mögliche Mechanismen werden nun für die Erwärmung des Inneren solcher Proto-Asteroiden in Betracht gezogen: durch den Zerfall radioaktiver Isotope oder durch die Wirkung von Induktionsströmen, die durch starke Ströme geladener Teilchen in der Substanz dieser Körper induziert werden von der jungen und aktiven Sonne. Die Mutterkörper von Asteroiden, die aus irgendeinem Grund bis heute überlebt haben, sind laut Wissenschaftlern die größten Asteroiden 1 Ceres und 4 Vesta, deren Hauptinformationen in der Tabelle angegeben sind. 1. Im Prozess der Gravitationsdifferenzierung von Proto-Asteroiden, die eine ausreichende Erwärmung erfahren haben, um ihre Silikatsubstanz zu schmelzen, wurden Metallkerne und andere leichtere Silikathüllen getrennt, und in einigen Fällen sogar eine Basaltkruste (z. B. bei 4 Vesta), wie in den terrestrischen Planeten. Da das Material in der Asteroidenzone jedoch eine beträchtliche Menge flüchtiger Verbindungen enthielt, war sein durchschnittlicher Schmelzpunkt relativ niedrig. Wie gezeigt mit mathematische Modellierung und numerischen Berechnungen zufolge könnte der Schmelzpunkt einer solchen Silikatsubstanz im Bereich von 500–1000 ° C liegen.So erlebten die Mutterkörper von Asteroiden nach Differenzierung und Abkühlung zahlreiche Kollisionen nicht nur untereinander und mit ihren Fragmenten, sondern auch mit Jupiter, Saturn und die weitere Peripherie des Sonnensystems. Als Ergebnis einer langen Einschlagsentwicklung wurden Proto-Asteroiden in eine große Anzahl kleinerer Körper fragmentiert, die jetzt als Asteroiden beobachtet werden. Bei Relativgeschwindigkeiten von etwa mehreren Kilometern pro Sekunde führten Kollisionen von Körpern, die aus mehreren Silikathüllen mit unterschiedlichen mechanischen Festigkeiten bestanden (je mehr Metalle in einem Festkörper enthalten sind, desto haltbarer ist er), zu einem „Abstreifen“ und Zerkleinern Fragmente in erster Linie die am wenigsten haltbaren äußeren Silikatschalen. Darüber hinaus wird angenommen, dass Asteroiden jener Spektraltypen, die Hochtemperatursilikaten entsprechen, aus verschiedenen Silikathüllen ihrer Mutterkörper stammen, die geschmolzen und differenziert wurden. Insbesondere Asteroiden vom M- und S-Typ können aufgrund des höchsten Gehalts an Metallen vollständig die Kerne von Mutterkörpern (z. B. S-Asteroid 15 Eunomia und M-Asteroid 16 Psyche mit Durchmessern von etwa 270 km) oder deren Fragmente sein in ihnen. . Asteroiden vom A- und R-Spektraltyp können Fragmente von Zwischensilikathüllen und E- und V-Typen sein - äußere Schalen solche Muttergesellschaften. Basierend auf der Analyse der räumlichen Verteilungen von Asteroiden vom E-, V-, R-, A-, M- und S-Typ kann man auch schlussfolgern, dass sie die intensivste thermische und Aufprall-Umarbeitung erfahren haben. Dies kann wahrscheinlich durch die Koinzidenz mit der inneren Grenze des Hauptgürtels oder die Nähe dazu der Verteilungsmaxima dieser Asteroidentypen bestätigt werden. Asteroiden anderer Spektraltypen gelten entweder als teilweise verändert (metamorph) aufgrund von Kollisionen oder lokaler Erwärmung, die nicht zu ihrem allgemeinen Schmelzen führte (T, B, G und F), oder als primitiv und wenig verändert (D, P, C und Q). Wie bereits erwähnt, nimmt die Zahl der Asteroiden dieser Art zur Peripherie des Hauptgürtels hin zu. Es ist sicher, dass sie alle auch Kollisionen und Quetschungen erlebten, aber dieser Prozess war wahrscheinlich nicht so intensiv, dass auffällig ihre beobachteten Eigenschaften und dementsprechend die chemisch-mineralische Zusammensetzung beeinflussen. (Diese Frage wird auch im Abschnitt „Meteoriten“ behandelt). Wie jedoch numerische Simulationen von Kollisionen asteroidengroßer Silikatkörper zeigen, könnten sich viele der derzeit existierenden Asteroiden nach gegenseitigen Kollisionen wieder ansammeln (d. h. aus den verbleibenden Bruchstücken verbinden) und sind daher keine monolithischen Körper, sondern sich bewegende „Haufen von Kopfsteinpflaster“. “. Es gibt zahlreiche Beobachtungsbestätigungen (aus bestimmten Helligkeitsänderungen) für die Anwesenheit kleiner Satelliten in einer Reihe von gravitativ an sie gebundenen Asteroiden, die wahrscheinlich auch während der Einschlagsereignisse als Fragmente kollidierender Körper entstanden sind. Diese Tatsache, die in der Vergangenheit unter Wissenschaftlern heftig diskutiert wurde, wurde am Beispiel des Asteroiden 243 Ida überzeugend bestätigt. Mit Hilfe der Raumsonde Galileo war es möglich, Bilder dieses Asteroiden zusammen mit seinem Satelliten (der später Dactyl genannt wurde) zu erhalten, die in den Abbildungen 2 und 3 dargestellt sind.

9. Über das, was wir noch nicht wissen

Vieles bleibt bei der Erforschung von Asteroiden unklar und sogar mysteriös. Erstens dies allgemeine Probleme, die sich auf den Ursprung und die Entwicklung fester Materie im Haupt- und anderen Asteroidengürtel bezieht und mit der Entstehung des gesamten Sonnensystems verbunden ist. Ihre Lösung ist nicht nur wichtig für das richtige Verständnis unseres Systems, sondern auch für das Verständnis der Ursachen und Erscheinungsmuster Planetensysteme um andere Sterne. Dank der Möglichkeiten moderner Beobachtungstechnologie konnte festgestellt werden, dass eine Reihe von Nachbarsternen dies getan haben große Planeten Typ Jupiter. Als nächstes folgt die Entdeckung kleinerer terrestrischer Planeten in diesen und anderen Sternen. Es gibt auch Fragen, die nur durch eine detaillierte Untersuchung einzelner Kleinplaneten beantwortet werden können. Im Wesentlichen ist jeder dieser Körper einzigartig, da er seine eigene, manchmal spezifische Geschichte hat. Zum Beispiel können sich Asteroiden einiger dynamischer Familien (zum Beispiel Themis, Flora, Gilda, Eos und andere), die, wie erwähnt, einen gemeinsamen Ursprung haben, deutlich in optischen Eigenschaften unterscheiden, was auf einige ihrer Merkmale hinweist. Andererseits ist es offensichtlich, dass eine detaillierte Untersuchung aller ausreichend großen Asteroiden nur im Hauptgürtel viel Zeit und Mühe erfordern wird. Und doch ist es wahrscheinlich nur durch das Sammeln und Sammeln detaillierter und genauer Informationen über jeden der Asteroiden und dann mit Hilfe ihrer Verallgemeinerung möglich, das Verständnis der Natur dieser Körper und der Grundgesetze ihrer Entwicklung schrittweise zu verfeinern .

REFERENZLISTE:

1. Bedrohung aus der Luft: Fels oder Unfall? (Unter der Redaktion von A.A. Boyarchuk). M: "Kosmosinform", 1999, 218 S.

2. Fleischer M. Wörterbuch der Mineralarten. M: "Mir", 1990, 204 S.

Für ein paar schlaflose Nächte habe ich eine Geschichte darüber, wie Asteroiden genannt wurden und genannt werden, auf den Kopf gestellt. MEINER BESCHEIDENEN MEINUNG NACH, interessante Geschichte sowohl in Bezug auf die Entwicklung der Astronomie als auch in Bezug auf den Nachweis, dass selbst in einer so genauen und edlen Wissenschaft nicht alles glatt läuft.

Lassen Sie mich Sie zunächst an die grundlegenden Dinge erinnern. Asteroiden (der Begriff wurde 1802 von William Herschel eingeführt) oder Kleinplaneten werden als kleine Körper des Sonnensystems bezeichnet (nicht groß genug, um als Planet betrachtet zu werden, aber mehr als dreißig Meter, kleinere Objekte werden Meteoroiden genannt), die sich um die Sonne drehen und keine Kometen sind (Kometen zeichnen sich durch gasbildende Aktivität aus, wenn sie sich der Sonne nähern; in diesem Fall sind einzelne Asteroiden tatsächlich "entartete", "ausgestorbene" Kometen).

Ceres war der erste entdeckte Asteroid (er wurde am 1. Januar 1801 entdeckt). Zuerst wurde es als vollwertiger Planet betrachtet (der eine Position zwischen Mars und Jupiter einnimmt), dann wurde klar, dass es nur einer der Vertreter ist große Gruppe Himmelskörper, und bereits 2006 wurde er als Zwergplanet neu eingestuft. Nachfolgende Asteroiden wurden 1802 (Pallas), 1804 (Juno) und 1807 (Vesta) entdeckt. Dann gab es eine Pause bis 1845 (als Astrea entdeckt wurde), und ab 1847 wurden mehrmals im Jahr Asteroiden entdeckt. Zu Beginn des 20. Jahrhunderts waren bereits mehr als viereinhalbhundert Asteroiden bekannt; Es ist klar, dass in der Zukunft die Häufigkeit ihrer Entdeckungen ständig zunahm, am Ende des 20. Jahrhunderts wurde dieses Wachstum explosionsartig. Am 9. Juli 2017 sind 734274 Asteroiden bekannt, von denen 496815 konstante Nummern haben (d. h. ihre Umlaufbahn gilt als zuverlässig berechnet), während nur 21009 Asteroiden einen eigenen Namen haben (infa vom Minor Planet Center).

Bild von hier: https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Minor_planet_count.svg

Es ist klar, dass die Bezeichnung und Benennung von Asteroiden ein ziemlich ernstes Problem ist (da die Anzahl der Asteroiden so groß ist). Ich werde versuchen, Ihnen die Lösungen für dieses Problem zu erklären. Der Großteil des Textes basiert auf dem Buch Schmadel, Lutz D. Wörterbuch der Namen kleinerer Planeten. - Fünfte überarbeitete und erweiterte Auflage. - B., Heidelberg, N. Y.: Springer, 2003. - S. 298. - ISBN 3-540-00238-3 (keine Übersetzung, sondern eine freie Nacherzählung), dazu Informationen aus Wikipedia. Für Interessierte lesen Sie weiter.

Formale Bezeichnungen von Asteroiden

Bis Mitte des 19. Jahrhunderts gab es bezüglich Asteroiden kein Nomenklaturproblem. Ceres, Pallas, Juno und Vesta (die ersten entdeckten Asteroiden) wurden nur mit ihren Namen erwähnt. Das Problem entstand erst um die 1850er Jahre aufgrund einer deutlichen Zunahme der Zahl entdeckter Asteroiden. Zunächst schien es möglich, jedem Asteroiden einfach einen eigenen Namen zu geben und für jeden ein eigenes astronomisches Symbol zu schaffen (also so zu verfahren, wie man es bisher bei großen Planeten getan hatte). Die Praxis der Symbolvergabe erwies sich jedoch schnell als unhaltbar. Die Verwendung dieser Symbole erwies sich sowohl aus publiztechnischer Sicht als schwierig als auch aus Sicht der Speicherbelastung als völlig unpraktisch (das Erinnern an all diese Symbole schien angesichts des weiteren Anwachsens ihrer Zahl unmöglich). Höchstwahrscheinlich der letzte Astronom, der einem Asteroiden (nämlich dem Asteroiden) ein separates Symbol zugewiesen hat (32) Fidesz), war Carl Theodor Robert Luther (Luther, 1855).

Anstatt Symbole zu verwenden, wurde ein System von Ordnungszahlen eingeführt. Zum ersten Mal wurde eine solche Idee (mit der Platzierung der Asteroiden-Seriennummer in einem Kreis) von Johann Franz Enke (Enke, 1851) auf den Seiten des "Berliner astronomischen Jahrbuchs" (im Folgenden - BAJ). Die erste praktische Anwendung dieses Systems gehört dem amerikanischen Astronomen James Ferguson (Ferguson, 1852), der Psyche als bezeichnete ⑯ Psyche(Der Asteroid Psyche wurde 1852 entdeckt; derzeit ist die Seriennummer des Asteroiden eingetragen runde Klammern - (16) Psyche). Die Seriennummer wurde von der Redaktion der Zeitschrift "Astronomische Nachrichten" (im Folgenden - EIN) entspricht dem Datum der ersten Veröffentlichung der Entdeckung eines neuen Asteroiden, was bald zu unangenehmen Widersprüchen führte: So entdeckte Ferguson Anfang Oktober 1857 den Asteroiden Virginia, dem die Seriennummer 50 zugewiesen wurde, während der Asteroid entdeckt wurde von Goldschmidt bereits im September desselben Jahres (Meleta), erhielt die Seriennummer 56. Die astronomische Gemeinschaft kam zu dem Schluss, dass die Vergabe eines Eigennamens an Astroiden einige Zeit verschoben werden kann, während die Tradition der Vergabe von Seriennummern strikt nach der Chronologie der Funde sind strikt einzuhalten.

Die Problematik der Benennung und Vergabe von Seriennummern wurde noch dadurch erschwert, dass schwer zu beurteilen war, wer genau als Entdecker galt und wer genau das Recht hatte, einem neuen Asteroiden einen Namen zu geben. Rudolf Wolf (Wolf, 1859) besitzt die folgende Bemerkung: „Die Entdeckung von Uranus kann nicht Flamsteed zugeschrieben werden, die Entdeckung von Neptun kann nicht Lalande zugeschrieben werden, ebenso kann die Entdeckung von Asteroid-56 nicht Goldschmidt zugeschrieben werden: the Entdecker des Planeten ist nicht derjenige, der ihn zuerst gesehen oder beobachtet hat, sondern derjenige, der zuerst in ihm ein neues Himmelsobjekt erkannt hat. Fälle, in denen der erste Beobachter die Natur des beobachteten Objekts nicht erkannte und die Hauptrolle bei der Entdeckung der Person zukam, die zuerst die Umlaufbahn eines neuen Körpers berechnete, waren schon damals häufig. Fragen zu diesen Details bleiben bis heute aktuell.

Ein natürliches Farbbild von Ceres, aufgenommen von der Raumsonde Dawn am 4. Mai 2015.

Die rasante Zunahme neuer Asteroidenentdeckungen hat die Herausgeber der Fachzeitschriften BAJ und AN gezwungen, möglichst bald Seriennummern nach Funddaten zu vergeben. Obwohl die Idee einer strikten Übereinstimmung zwischen Seriennummern und der Chronologie der Entdeckungen nicht zu beanstanden war, führte die rasche Zunahme der Zahl neu entdeckter Asteroiden bald zu neuen Schwierigkeiten. Eine beträchtliche Anzahl neuer Asteroiden wurde nur sporadisch beobachtet, ohne zuverlässige Berechnung und Bestätigung ihrer Umlaufbahnen - was hätte man mit ihnen machen sollen? Um ihnen irgendwelche Seriennummern zu geben oder nicht? Adalbert Krüger (Krüger, 1892) vorgeschlagen nächstes System: "Von nun an vergibt die AN-Redaktion jeden neuer Planet[impliziert Asteroiden] vorläufige Bezeichnung der folgenden Form: 18xx A, B, C ... gemäß dem Datum der Registrierung des [Entdeckungsberichts] beim Zentralbüro für astronomische Telegramme. Die endgültige Seriennummer wird erst später von der BAJ-Redaktion vergeben. Dadurch entfällt die Zuordnung von Seriennummern zu diesen Planeten [d.h. B. Asteroiden], deren Bahnelemente aufgrund fehlender Daten nicht berechnet werden können.“ Das heißt, der erste Asteroid, der angeblich 1893 entdeckt wurde, erhielt die vorübergehende Bezeichnung 1893 A, der zweite im selben Jahr entdeckte - 1893 B und so weiter. Ein Jahr später, im Jahr 1893, wurde jedoch klar, dass Großbuchstaben allein nicht ausreichen würden, und daher wurde beschlossen, dieses System durch die Verdoppelung der Buchstaben zu erweitern: So sollte beispielsweise auf den Asteroiden 1893 Z der Asteroid 1893 folgen AA, gefolgt von 1893 AB und so weiter. Das System wurde übernommen, aber es sollte beachtet werden, dass während des Ersten Weltkriegs auch separate "inoffizielle" Systeme verwendet wurden; Insbesondere die Astronomen des Simeiz-Observatoriums (das haben wir auf der Krim), die einige Zeit ohne zuverlässige Verbindung zum Rest der astronomischen Welt arbeiteten, waren gezwungen, ein eigenes System zur vorübergehenden Nummerierung neuer Asteroiden einzuführen .

1924 (angesichts der ständig steigenden Zahl neu entdeckter Asteroiden) wurde ein neues System temporärer Bezeichnungen vorgeschlagen: Zuerst kommt das Jahr der Entdeckung und danach ein Leerzeichen lateinischer Buchstabe, was den ersten Halbmond bezeichnet (A - für die erste Januarhälfte, B - für die zweite Januarhälfte, C - für die erste Februarhälfte usw., mit Ausnahme des Buchstabens I, da er mit einer Einheit verwechselt werden kann ); es wird von einem weiteren lateinischen Buchstaben begleitet, der die Öffnungsreihenfolge im entsprechenden Halbmond angibt (wieder ohne den Buchstaben I). So bedeutet beispielsweise die Bezeichnung 1926 AD, dass der Asteroid in der ersten Januarhälfte 1926 als vierter in Folge entdeckt wurde, und die Bezeichnung 1927 DG bedeutet, dass der Asteroid in der zweiten Februarhälfte 1927 als siebter in Folge entdeckt wurde. Fast sofort (Kopff, 1924) wurde dieses System weiter ausgebaut aktuellen Zustand (« auf diesem unglaublicher Fall (sic!!!) - wie August Kopff selbst schrieb - wenn mehr als 25 Asteroiden in einem Halbmond entdeckt werden“): Wenn jetzt mehr als 25 Kleinplaneten in einem Halbmond entdeckt werden (26 Buchstaben des lateinischen Alphabets minus eins, I wird nicht verwendet), wird der Bezeichnung ein digitaler Index hinzugefügt, der zeigt, wie oft die alphabetische Reihenfolge ist an zweiter Stelle verwendet (also die Anzahl der Entdeckungen in dieser Monatshälfte wird durch Multiplikation des Index mit 25 plus der fortlaufenden Nummer des zweiten Buchstabens in der Asteroidenbezeichnung ermittelt). То есть, двадцать пятый астероид, открытый за первую половину января 1950 года, получит обозначение 1950 AZ, тогда как следующий (26-й) получит обозначение 1950 AA 1 , 27-й - 1950 AB 1 , 51-й - 1950 AA 2 и usw. Testen Sie Ihren Einfallsreichtum und beantworten Sie die Frage: In welcher Sichel und in welcher Reihenfolge in dieser Sichel wurde der Himmelskörper 2003 VB 12 entdeckt? Ich werde die richtige Antwort ganz am Ende des Beitrags geben :).

Seit 1952 werden nach dem Vorschlag des amerikanischen Astronomen Paul Herget dauerhafte (endgültige) Seriennummern nur dann vergeben, wenn eine Reihe von Bedingungen erfüllt sind (Herget, 1952). Die Bahnparameter dieser Objekte mussten berechnet werden:
a) auf der Grundlage von Bemerkungen in mindestens zwei Einsprüchen ( diese Anforderung kann ausgeschlossen werden, wenn die Perihelentfernung des beobachteten Körpers weniger als 1,67 AE beträgt. e.);
b) Berücksichtigung von Störungen;
c) Erfüllung aller bisher gemachten Beobachtungen.

Im Laufe der Zeit wurden die Anforderungen für die Vergabe einer dauerhaften Seriennummer immer strenger: Mit Ausnahme von Objekten mit eher ungewöhnlichen Umlaufbahnen oder solchen, die sich der Erde nähern konnten, war bereits eine sorgfältige Beobachtung des Objekts in mindestens drei Oppositionen erforderlich, um eine zu vergeben ständige Nummer. Im Jahr 1991 stellte der amerikanische Astronom Brian Marsden (damals Leiter des Center for Minor Planets – heute die zentrale Organisation, die Daten über neu entdeckte Körper des Sonnensystems systematisiert) eine Forderung, sogar vier oder mehr Beobachtungen eine Konstante zuzuordnen, entgegen Seriennummer (mit Ausnahme von Objekten, die sich der Erde nähern oder ständig sicher beobachtet werden).

Entwicklung von Asteroiden-Namenstraditionen

Die Namen der ersten Asteroiden (Ceres, Pallas, Juno und Vesta) folgten der klassischen Tradition, wonach die Himmelskörper nach antiken (griechischen und römischen) Göttern oder mythologischen Gestalten benannt wurden. Zunächst schien es, dass diese Tradition unerschütterlich sein würde, aber der Name des zwölften Asteroiden Victoria (entdeckt 1850; formal entsprach der Name der römischen Siegesgöttin, aber die astronomische Gemeinschaft hatte ernsthaften Verdacht, dass der Entdecker, der Brite John Russell Hynd , gab diesen Namen zu Ehren von Königin Victoria) hat zu Diskussionen darüber geführt, ob es akzeptabel ist, Asteroiden nach derzeitigen Herrschern zu benennen. Einer der aktivsten Verfechter ausschließlich „klassischer“ Namen war der deutsche Astronom Karl Theodor Robert Luther (Luther, 1861), der folgendes postulierte: „Da wir es für notwendig halten, Sternen, Kometen, Satelliten des Saturn unsere eigenen Namen zu geben und Uranus und sogar Berge auf dem Mond, scheint es vernünftig, Namen aus der klassischen Mythologie zu bevorzugen. Nicht klassische namen aus Sicht der Dauernutzung nicht sinnvoll sind, ist es besser, stattdessen nur eine Nummerierung zu verwenden.

Ein solch dogmatisches Vorgehen stieß sofort auf heftige Kritik. Karl August Steinheil (1861) argumentierte mit Luther: „Welchen Vorteil hat es, nur klassische Namen zu verwenden? Sollen uns die neuen Planeten nur daran erinnern, dass wir einst eine klassische Schule besucht haben? Hat die Astronomie der Philologie so viel zu verdanken, dass sie sich an all diese Namen erinnert?

Ein Bild von Vesta (dem hellsten der Asteroiden), das 2012 von der Raumsonde Dawn aufgenommen wurde.

Obwohl Luthers kategorischer Ansatz auf viele Einwände stieß, setzte sich lange Zeit die Tendenz durch, Namen aus der griechisch-römischen Mythologie neu entdeckten Asteroiden zuzuordnen. Natürlich gab es viele Ausnahmen: Das auffälligste Beispiel ist der Asteroid (45) Eugen, 1857 entdeckt und nach der französischen Kaiserin Eugenie de Montijo, der Frau Napoleons III., benannt (das erste Mal, dass ein Asteroid nach einer lebenden Person benannt wurde). Asteroid (51) Nemause(eröffnet 1858) wurde nach dem lateinischen Namen der französischen Stadt Nimes benannt. Asteroid (77) Frigga(eröffnet 1862) wurde nach Frigga, Odins Frau und obersten Göttin in benannt Deutsch-skandinavisch Mythologie. Asteroid (89) Julia(eröffnet 1866) wurde nach der christlichen Heiligen Julia von Korsika benannt, die im 5. Jahrhundert starb. Asteroid (88) Thisbe wurde nach der Heldin des babylonischen Legendariums (Pyramus und Thisbe - das babylonische Gegenstück zu Romeo und Julia) benannt. Und so weiter usw. Trotzdem stellen wir fest, dass sogar die Namen, die nicht hatten direkte Beziehung zur griechisch-römischen Mythologie, wurden sie jedoch der Überlieferung nach in die weibliche Form übersetzt.

Der Kampf um ausschließlich „klassische“ Namen ging jedoch weiter. Derselbe Luther stellte 1878 fest: „Die heutigen Namen der Asteroiden sind mehr als eine Mischung verschiedener Farben geworden. Es scheint sehr angebracht, zu den alten Vorlieben, zu den klassischen mythologischen Namen zurückzukehren. Alle Andeutungen sind zu vermeiden - der Ehre unserer Wissenschaft zuliebe. Er wurde von Heinrich Bruns (Bruhns, 1878) wiederholt: „Die beste Lösung scheint zu sein, Namen zu vermeiden, die Assoziationen zu lebenden Personen und aktuellen Ereignissen hervorrufen. Nur die klassischen Namen werden allgemein anerkannt.“

Als die Zahl der entdeckten Asteroiden vierhundert überstieg, wurde es noch schwieriger als zuvor, die "mythologische" Tradition aufrechtzuerhalten. Die inoffizielle, aber weithin akzeptierte Regel zur Benennung neuer Asteroiden wurde auf die Forderung reduziert, ausschließlich weibliche Namen zu verwenden. Julius Bauschinger (Bauschinger, 1899; er war übrigens Gutachter der Doktorarbeit von Alfred Wegener, der später die Theorie der Kontinentalverschiebung aufstellte) als er Direktor des Astronomischen Rechen-Instituts war, drohte er sogar fast: „Es gibt Gründe, die Entdecker zu bitten, nicht von der Tradition der Verwendung weiblicher Namen abzuweichen, da diese Regel aus gutem Grund nur einmal in Bezug auf einen Asteroiden verletzt wurde (433) Eros. Männliche Asteroidennamen werden vom BAJ nicht akzeptiert." Auch Heinrich Kreutz (Kreutz, 1899), damals Redakteur der AN, stimmte Bauschinger, der dies ausführte, voll und ganz zu männliche Namen werden von AN nicht überprüft. Es sollte beachtet werden, dass der Asteroid (433) Eros, 1898 von Karl Witt entdeckt, wurde wirklich der erste Asteroid mit einem klassischen männlichen Namen, doch wurde ihm dann „verziehen“, weil sich seine Umlaufbahn als äußerst ungewöhnlich für die damalige Vorstellung herausstellte: Wenn „klassische Asteroiden“ nur zwischen den Umlaufbahnen kreisten von Mars und Jupiter, dann wurde Eros der erste entdeckte Körper aus der Gruppe der "erdnahen Asteroiden", das Perihel seiner Umlaufbahn liegt innerhalb der Umlaufbahn des Mars.

Asteroid Eros (eine Reihe von Fotos, die im Jahr 2000 von der Raumsonde NEAR aufgenommen wurden und ihre Rotation zeigen).

Die Tradition, Asteroiden nur nach weiblichen Namen zu benennen (auch wenn der weibliche Name nur künstlich durch das Hinzufügen von Endungen geschaffen wurde -a oder -ia) dauerte ziemlich lange - bis etwa zum Ende des Zweiten Weltkriegs (obwohl es wiederholt verletzt wurde). Beispielsweise wurde nach dieser Überlieferung der Asteroid 449 (entdeckt 1899 und benannt nach Hamburg) benannt Hamburg, Asteroid 662 (entdeckt 1908 und benannt nach der Stadt Newton, Massachusetts) wurde benannt Newtonie, und der 1920 entdeckte und nach Herbert Hoover benannte Asteroid 932 wurde benannt Hooveria usw., es gibt viele Beispiele. Die endgültige Abkehr von dieser Tradition wurde im Minor Planet Center Circular Nr. 837 (1952) erklärt: „Die Tradition des Gebens weibliche Enden zu männlichen Namen hat schon viele Ausnahmen. Von nun an werden vorgeschlagene Namen nicht abgelehnt oder geändert, wenn sie eine männliche Form haben."

aktuell Vorlieben bezüglich der Benennung von Asteroiden (es ist schwierig, sie direkt als starre Regeln zu bezeichnen) wurden 1985 formuliert. Jetzt folgendes Verfahren funktioniert:
1. Zunächst erhält die neu entdeckte Leiche eine vorläufige alphanumerische Bezeichnung (siehe oben).
2. Wenn die Umlaufbahn eines neuen Körpers mit ausreichender Sicherheit bestimmt ist (in der Regel erfordert dies die Beobachtung eines Objekts bei vier oder mehr Oppositionen), vergibt das Minor Planet Center ihm eine permanente Nummer.
3. Nach der Vergabe einer dauerhaften Seriennummer wird der Entdecker aufgefordert, die Leiche abzugeben eigener Name. Der Entdecker muss seinem Namen eine kurze Erklärung der Gründe beifügen, warum er diesen Namen für würdig erachtet.
4. Die vorgeschlagenen Namen werden von der Arbeitsgruppe der Internationalen Astronomischen Union zur Nomenklatur kleiner Körper geprüft und genehmigt.

Die vorgeschlagenen Namen unterliegen den folgenden formalen Anforderungen (nicht immer eingehalten, aber dennoch sehr wünschenswert):
1. Der Name sollte nicht aus mehr als 16 Buchstaben bestehen.
2. Es ist sehr wünschenswert, dass es aus einem Wort besteht.
3. Das Wort muss aussprechbar und in mindestens einer Sprache sinnvoll sein (d. h. nur eine zufällige Gruppe von Buchstaben wie z Azzzxwfhu wird wahrscheinlich abgelehnt).
4. Der Name sollte nicht anstößig sein oder unangenehme Assoziationen hervorrufen.
5. Der neue Name sollte den bestehenden Namen anderer Objekte im Sonnensystem nicht zu ähnlich sein.
6. Spitznamen von Haustieren sind nicht zugelassen (obwohl es Präzedenzfälle gab, als Asteroiden zu Ehren der Haustiere der Entdecker benannt wurden).
7. Kommerzielle Typenbezeichnungen (Warenzeichen etc.) sind nicht erlaubt.
8. Namen, die auf den Namen von Politikern basieren oder sich auf militärische Aktionen beziehen, dürfen nur berücksichtigt werden, wenn seit dem Tod der Figur oder des Ereignisses 100 Jahre vergangen sind.
9. Im Gegensatz zu Kometen werden Asteroiden nicht automatisch nach ihren Entdeckern benannt (es war jedoch nicht ungewöhnlich, dass Entdecker verschiedene Asteroiden nacheinander benannten). Allerdings gibt es hier eine Ausnahme: den Astroiden (96747) Crespodasilva wurde nach seiner Entdeckerin Lucy d'Escoffier Crespo da Silva benannt, die kurz nach ihrer Entdeckung im Alter von 22 Jahren Selbstmord beging.

Für die Benennung einzelner Gruppen von Asteroiden (gekennzeichnet durch bestimmte Eigenschaften) gelten noch strengere Traditionen. Beispielsweise sind die sogenannten Trojanischen Asteroiden (die in 1:1-Resonanz mit Jupiter stehen) nach den Helden des Trojanischen Krieges benannt; transneptunische Objekte mit stabilen und langlebigen Umlaufbahnen erhalten mythologische Namen, die auf die eine oder andere Weise mit der Erschaffung der Welt usw.

Der Name wird nach seiner Verkündung im Rundschreiben des Minor Planet Center offiziell. Die Internationale Astronomische Union vergibt keine Titel gegen Geld.

Bis zum 9. Juli 2017 wurden von 734.274 bekannten Asteroiden 496.815 Asteroiden definitive Nummern zugewiesen, während nur 21.009 von ihnen Eigennamen haben (d. h. nur vier Prozent der Gesamtzahl der Asteroiden mit permanenten Nummern). Die meisten Asteroidennamen bestehen aus sieben Buchstaben (Angaben für 2003). Bei einem Asteroiden wurde einmal gegen die Regel verstoßen, dass die Länge des Namens 16 Zeichen nicht überschreiten sollte (4015) Wilson-Harrington.

Interessante Fakten

Der erste Asteroid mit einem Namen, der nichts mit der antiken Mythologie zu tun hat, war (20) Massalia(eröffnet 1852 und benannt nach dem griechischen Namen der Stadt Marseille).

Der erste nach einer lebenden Person benannte Asteroid war (45) Eugen(eröffnet 1857 und benannt nach Napoleons III. Ehefrau Eugenia de Montijo).

Der erste Mensch, nach dem ein Asteroid benannt wurde, war Alexander von Humboldt: Nach ihm wurde ein Asteroid benannt (54) Alexandra, entdeckt im Jahr 1858 (es ist ersichtlich, dass der Name des Asteroiden dennoch angegeben wurde weibliche Gestalt; außerdem könnte angenommen werden, dass der Name zu Ehren von Alexandra, der Tochter des mythologischen Königs Priamos, gegeben wurde, aber die Absicht des Entdeckers war, den Asteroiden zu Ehren von Humboldt zu benennen).

Obwohl die Namen von Haustieren mittlerweile als „verboten“ gelten, gibt es Präzedenzfälle dieser Art. Ja, Asteroiden. (482) Petrin und (483) Seppina benannt nach den Hunden (Peter und Sepp) des Entdeckers M. F. Wolf (beide Asteroiden wurden 1902 entdeckt). Ein 1971 entdeckter Asteroid wurde benannt (2309) Herr Spock zu Ehren der Katze des Entdeckers (die Katze wiederum erhielt ihren Spitznamen zu Ehren der Figur in der Fernsehserie Star Trek).

Unter den Namen von Asteroiden finden Sie auch so ungewöhnliche wie (4321) Null(benannt nach dem Spitznamen des amerikanischen Komikers Samuel Joel „Zero“ Mostel) (6042) Grinsekatze(benannt nach einer Figur aus Alice im Wunderland) (9007)James Bond(hier spielte die Seriennummer des Asteroiden in die Hände), (13579) Seltsam(im Original- Allodd, die Ordnungszahl des Astroiden besteht aus ungeraden Zahlen in aufsteigender Reihenfolge), (24680) Chancen(im Original- Alleven).

Foto des Asteroiden Gaspra (benannt nach dem Dorf auf der Krim), der als erster Asteroid von einem Raumschiff erforscht wurde (Galileo, 1991).

Die Namen von Asteroiden werden oft in einzelnen Landessprachen angepasst. Also, der allererste entdeckte Asteroid (jetzt betrachtet Zwergplanet) nennen wir Ceres, während viele westliche Sprachen ihn Ceres nennen, und die Griechen - und allgemein Demeter (Δήμητρα). Die Griechen nennen Juno Hera, Vesta - Hestia usw. nach den Analogien zwischen griechischer und römischer Mythologie. Im Chinesischen enden die klassischen Namen von Asteroiden mit dem Zeichen 星 (Stern, Himmelskörper), dem das Zeichen 神 (Gottheit) oder 女 (Frau) vorangestellt ist, und bereits davor - das Zeichen, das am meisten beschreibt charakteristische Eigenschaft diese Gottheit. So heißt zum Beispiel Ceres auf Chinesisch 穀神星 (dh "der Planet der Gottheit des Getreides"), Pallas - 智神星 (dh der "Planet der Gottheit der Weisheit") usw.

Es gab drei paradoxe Fälle, in denen es Asteroiden gelang, ihren eigenen Namen zu erhalten, noch bevor sie eine permanente Seriennummer erhielten (d.h. bevor ihre Umlaufbahn zuverlässig berechnet wurde). Diese sind (1862) Apoll(eröffnet 1932, erhielt aber erst 1973 eine dauerhafte Nummer), (2101) Adonis(eröffnet 1936, erhielt aber erst 1977 eine dauerhafte Nummer) und (69230)Hermes(eröffnet 1937, erhielt aber erst 2003 eine dauerhafte Nummer). In der Zeitspanne zwischen dem Datum der Entdeckung und dem Datum der Vergabe einer dauerhaften Nummer galten diese Asteroiden als „verloren“. Von "verlorenen", aber später "wiedergefundenen" Asteroiden gibt es etwa zwei Dutzend. Es gibt ungefähr 1-2 Zehntausende von Asteroiden, die nur wenige Tage lang beobachtet wurden und schließlich verloren gingen (na ja, das heißt, immer noch nicht gefunden).

Trotz der Tatsache, dass die Nomenklatur von Himmelskörpern sozusagen eine sehr ernste Sache ist, enthält sie viele Beispiele für Absurditäten, Kuriositäten und scheinbar inakzeptable Zufälle. Zum Beispiel haben viele Asteroiden und Satelliten großer Planeten die gleichen Namen: Europa (ein Mond des Jupiter) und ein Asteroid (52) Europa, Pandora (Saturnmond) und ein Asteroid (55) Pandora usw. Manchmal sind die Namen gleich, haben aber einen anderen Ursprung: zum Beispiel ein Asteroid (218) Bianka wurde nach der österreichischen Opernsängerin Bianca (richtiger Name Berta Schwartz) benannt, und der Uranusmond Bianca wurde nach einer Figur aus Shakespeares Der Widerspenstigen Zähmung benannt. Oft ähneln sich die Namen und „schneiden sich“ in manchen Sprachen sogar: So wird beispielsweise der Satellit des Jupiters Callisto in Sprachen mit lateinischem Alphabet als Callisto bezeichnet, während der Asteroid (204) Kallisto- bereits wie Kallisto.

Schließlich haben Asteroiden ziemlich oft unterschiedliche Namen, aber diese Namen beziehen sich auf denselben Bezugspunkt (oft sprechen wir von Situationen, in denen Analogien zwischen griechischen und römischen mythologischen Zeichen für den Namen verwendet wurden). Neben dem Mond (einem Satelliten der Erde) gibt es also einen Asteroiden (580) Selena(Selena ist der griechische Name für den Mond), der Name des Asteroiden (4341) Poseidon ist das griechische Äquivalent lateinischer Name Planet Neptun. Asteroiden (433) Eros, (763) Amor und (1221) Amor beziehen sich auf denselben Referenten. Vergleichen Sie auch (2063) Bacchus und (3671) Dionysos. Oder hier sind mehr lustige "Kreuzungen": (1125) China und (3789) Zhongguo (Zhongguo- der Name Chinas auf Chinesisch), (14335) Aleksosipov und (152217) Akosipov(beide benannt nach dem sowjetischen und ukrainischen Astronomen Alexander Osipov).

Die Lösung des Rätsels
Lassen Sie mich zunächst an die Frage erinnern: In welcher Sichel und in welcher Reihenfolge wurde der Himmelskörper mit der vorläufigen Bezeichnung 2003 VB 12 entdeckt?

Antwort: Dieser Asteroid war der 302. Asteroid, der in der ersten Novemberhälfte 2003 entdeckt wurde. Das Eröffnungsjahr ist klar. Der erste Buchstabe V zeigt die erste Novemberhälfte an (V ist der 22. Buchstabe des lateinischen Alphabets, aber der Buchstabe I wird in diesem System nicht verwendet, 22 minus 1 ergibt 21, das heißt, dies ist die erste Hälfte des elften Monats ). Der digitale Index 12 zeigt, dass die Folge von fünfundzwanzig „Sekunden“-Buchstaben (ich erinnere Sie daran - ich wird nicht verwendet) 12 Mal wiederholt wurde (das heißt, wir multiplizieren 12 mit 25 und erhalten 300). Als nächstes betrachten wir den zweiten Buchstaben in der Bezeichnung - B, den zweiten Buchstaben des lateinischen Alphabets. Wir addieren 2 zu 300 und erhalten 302. Wir sprechen von der vorübergehenden Bezeichnung, die dem Körper zugewiesen wurde, der jetzt besser bekannt ist als das transneptunische Objekt Sedna.

Asteroiden sind relativ kleine Himmelskörper, die um die Sonne kreisen. Sie sind den Planeten in Größe und Masse deutlich unterlegen, haben eine unregelmäßige Form und besitzen keine Atmosphäre.

In diesem Bereich der Website kann jeder viele interessante Fakten über Asteroiden erfahren. Manche kennen Sie vielleicht schon, andere sind neu für Sie. Asteroiden sind ein interessantes Spektrum des Kosmos, und wir laden Sie ein, sich so detailliert wie möglich mit ihnen vertraut zu machen.

Der Begriff „Asteroid“ wurde zuerst von dem berühmten Komponisten Charles Burney geprägt und von William Herschel auf der Grundlage verwendet, dass diese Objekte, wenn sie durch ein Teleskop betrachtet werden, wie Punkte von Sternen aussehen, während die Planeten wie Scheiben aussehen.

Eine genaue Definition des Begriffs „Asteroid“ gibt es noch nicht. Bis 2006 wurden Asteroiden als Kleinplaneten bezeichnet.

Der Hauptparameter, nach dem sie klassifiziert werden, ist die Körpergröße. Zu den Asteroiden gehören Körper mit einem Durchmesser von mehr als 30 m, und Körper mit einer kleineren Größe werden als Meteoriten bezeichnet.

2006 stufte die Internationale Astronomische Union die meisten Asteroiden als kleine Körper in unserem Sonnensystem ein.

Bis heute wurden Hunderttausende von Asteroiden im Sonnensystem identifiziert. Ab dem 11. Januar 2015 enthält die Datenbank 670474 Objekte, von denen 422636 Umlaufbahnen haben, sie haben eine offizielle Nummer, mehr als 19.000 von ihnen hatten offizielle Namen. Laut Wissenschaftlern kann es im Sonnensystem 1,1 bis 1,9 Millionen Objekte geben, die größer als 1 km sind. Die meisten bisher bekannten Asteroiden befinden sich im Asteroidengürtel zwischen den Umlaufbahnen von Jupiter und Mars.

Der größte Asteroid im Sonnensystem ist Ceres, der etwa 975 x 909 km misst, aber seit dem 24. August 2006 als Zwergplanet eingestuft wird. Die verbleibenden zwei großen Asteroiden (4) Vesta und (2) Pallas haben einen Durchmesser von etwa 500 km. Außerdem ist (4) Vesta das einzige Objekt des Asteroidengürtels, das mit bloßem Auge sichtbar ist. Alle Asteroiden, die sich in anderen Umlaufbahnen bewegen, können während der Passage in der Nähe unseres Planeten verfolgt werden.

Das Gesamtgewicht aller Asteroiden im Hauptgürtel wird auf 3,0 - 3,6 1021 kg geschätzt, was ungefähr 4% des Mondgewichts entspricht. Die Masse von Ceres macht jedoch etwa 32% der Gesamtmasse aus (9,5 · 1020 kg) und zusammen mit drei anderen großen Asteroiden - (10) Hygiea, (2) Pallas, (4) Vesta - 51%, d.h. Die meisten Asteroiden unterscheiden sich nach astronomischen Maßstäben vernachlässigbar.

Erforschung von Asteroiden

Nachdem William Herschel 1781 den Planeten Uranus entdeckt hatte, begannen die ersten Entdeckungen von Asteroiden. Der mittlere heliozentrische Abstand von Asteroiden entspricht der Titius-Bode-Regel.

Franz Xaver schuf Ende des 18. Jahrhunderts eine Gruppe von 24 Astronomen. Diese Gruppe spezialisierte sich ab 1789 auf die Suche nach einem Planeten, der nach der Titius-Bode-Regel etwa 2,8 astronomische Einheiten (AE) von der Sonne entfernt sein sollte, nämlich zwischen den Umlaufbahnen von Jupiter und Mars. Die Hauptaufgabe bestand darin, die Koordinaten der Sterne zu beschreiben, die sich zu einem bestimmten Zeitpunkt im Bereich der Tierkreiszeichen befinden. In den darauffolgenden Nächten wurden die Koordinaten überprüft, sich über große Entfernungen bewegende Objekte identifiziert. Nach ihrer Annahme sollte die Verschiebung des gewünschten Planeten etwa dreißig Bogensekunden pro Stunde betragen, was sehr auffällig wäre.

Der erste Asteroid, Ceres, wurde von dem Italiener Piacio, der nicht an diesem Projekt beteiligt war, ganz zufällig in der allerersten Nacht des Jahrhunderts - 1801 - entdeckt. Die anderen drei – (2) Pallas, (4) Vesta und (3) Juno – wurden in den nächsten Jahren entdeckt. Die jüngste (1807) war Vesta. Nach weiteren acht Jahren sinnloser Suche entschieden viele Astronomen, dass es nichts mehr zu suchen gab, und gaben jeden Versuch auf.

Doch Karl Ludwig Henke bewies Durchhaltevermögen und begann 1830 erneut mit der Suche nach neuen Asteroiden. Nach 15 Jahren entdeckte er Astrea, den ersten Asteroiden seit 38 Jahren. Und nach 2 Jahren entdeckte ich Hebe. Danach schlossen sich andere Astronomen der Arbeit an, und dann wurde mindestens ein neuer Asteroid pro Jahr entdeckt (außer 1945).

Die Methode der Astrofotografie zur Suche nach Asteroiden wurde erstmals 1891 von Max Wolf angewendet, wonach Asteroiden bei langer Belichtungszeit auf einem Foto leichte kurze Linien hinterlassen. Diese Methode beschleunigte den Nachweis neuer Asteroiden im Vergleich zu den bisher verwendeten Methoden der visuellen Beobachtung erheblich. Max Wolf entdeckte im Alleingang 248 Asteroiden, während nur wenige vor ihm mehr als 300 fanden. Heute haben 385.000 Asteroiden eine offizielle Nummer, und 18.000 von ihnen haben auch einen Namen.

Vor fünf Jahren gaben zwei unabhängige Teams von Astronomen aus Brasilien, Spanien und den USA bekannt, dass sie gleichzeitig Wassereis auf der Oberfläche von Themis, einem der größten Asteroiden, entdeckt hatten. Ihre Entdeckung ermöglichte es, den Ursprung des Wassers auf unserem Planeten herauszufinden. Am Anfang ihres Daseins war sie zu heiß, unfähig zu halten große Menge Wasser. Diese Substanz erschien später. Wissenschaftler haben vermutet, dass Kometen Wasser zur Erde gebracht haben, aber nur die Isotopenzusammensetzungen von Wasser in Kometen und terrestrischem Wasser stimmen nicht überein. Daher ist davon auszugehen, dass er bei seiner Kollision mit Asteroiden die Erde getroffen hat. Gleichzeitig entdeckten Wissenschaftler auf Themis komplexe Kohlenwasserstoffe, inkl. Moleküle sind die Vorläufer des Lebens.

Name von Asteroiden

Anfangs trugen die Asteroiden die Namen der Helden der griechischen und römischen Mythologie, später konnten die Entdecker sie beliebig nennen, bis hin zu ihrem eigenen Namen. Anfangs erhielten Asteroiden fast immer weibliche Namen, während nur Asteroiden mit ungewöhnlichen Umlaufbahnen männliche Namen erhielten. Im Laufe der Zeit diese Regel nicht mehr beobachtet.

Es ist erwähnenswert, dass nicht jeder Asteroid einen Namen bekommen kann, sondern nur einer, dessen Umlaufbahn zuverlässig berechnet wird. Oft gab es Fälle, in denen der Asteroid viele Jahre nach der Entdeckung benannt wurde. Bis zur Berechnung der Umlaufbahn erhielt der Asteroid nur eine vorübergehende Bezeichnung, die das Datum seiner Entdeckung darstellt, beispielsweise 1950 DA. Der erste Buchstabe bedeutet die Nummer des Halbmonds im Jahr (im Beispiel ist dies, wie Sie sehen können, die zweite Februarhälfte), der zweite gibt seine Seriennummer im angezeigten Halbmond an (wie Sie sehen können, dieser Asteroid wurde zuerst entdeckt). Die Zahlen stehen, wie Sie sich denken können, für das Jahr. Da es 26 englische Buchstaben und 24 Halbmonde gibt, wurden nie zwei Buchstaben in der Bezeichnung verwendet: Z und I. Für den Fall, dass die Anzahl der während des Halbmonds entdeckten Asteroiden mehr als 24 beträgt, kehrten die Wissenschaftler zum Anfang des Alphabets zurück. nämlich das Schreiben des zweiten Buchstabens - 2 bzw. bei der nächsten Rückkehr - 3 und so weiter.

Der Name des Asteroiden nach Erhalt des Namens besteht aus einer Seriennummer (Nummer) und dem Namen - (8) Flora, (1) Ceres usw.

Bestimmung der Größe und Form von Asteroiden

Die ersten Versuche, den Durchmesser von Asteroiden mit der Methode der direkten Messung sichtbarer Scheiben mit einem Fadenmikrometer zu messen, wurden 1805 von Johann Schroeter und William Herschel unternommen. Dann, im 19. Jahrhundert, maßen andere Astronomen die hellsten Asteroiden auf genau die gleiche Weise. Der Hauptnachteil dieser Methode sind erhebliche Abweichungen in den Ergebnissen (z. B. unterschieden sich die maximalen und minimalen Größen von Ceres, die von Astronomen erhalten wurden, um das Zehnfache).

Moderne Methoden zur Bestimmung der Größe von Asteroiden bestehen aus Polarimetrie, Thermal- und Transitradiometrie, Speckle-Interferometrie und der Radarmethode.

Eine der hochwertigsten und einfachsten ist die Transitmethode. Wenn sich ein Asteroid relativ zur Erde bewegt, kann er vor dem Hintergrund eines getrennten Sterns vorbeiziehen. Dieses Phänomen ist als Asteroidenbedeckung von Sternen bekannt. Indem man die Dauer der Verdunkelung des Sterns misst und Daten über die Entfernung zum Asteroiden hat, kann man seine Größe genau bestimmen. Dank dieser Methode ist es möglich, die Größe großer Asteroiden wie Pallas genau zu berechnen.

Die Polarimetriemethode selbst besteht darin, die Größe anhand der Helligkeit des Asteroiden zu bestimmen. Die Menge an Sonnenlicht, die es reflektiert, hängt von der Größe des Asteroiden ab. Aber in vielerlei Hinsicht hängt die Helligkeit des Asteroiden von der Albedo des Asteroiden ab, die durch die Zusammensetzung bestimmt wird, aus der die Oberfläche des Asteroiden besteht. Beispielsweise reflektiert der Asteroid Vesta aufgrund seiner hohen Albedo viermal so viel Licht wie Ceres und gilt als der sichtbarste Asteroid, der oft sogar mit bloßem Auge zu sehen ist.

Aber auch die Albedo selbst ist sehr einfach zu bestimmen. Je geringer die Helligkeit des Asteroiden ist, d. h. je weniger er Sonnenstrahlung im sichtbaren Bereich reflektiert, desto mehr absorbiert er bzw. strahlt sie nach Erwärmung in Form von Wärme im Infrarotbereich ab.

Es kann auch verwendet werden, um die Form eines Asteroiden zu berechnen, indem die Änderung seiner Helligkeit während der Rotation registriert wird, und um die Periode dieser Rotation zu bestimmen, sowie um die größten Strukturen auf der Oberfläche zu identifizieren. Darüber hinaus werden mit Infrarotteleskopen gewonnene Ergebnisse zur Bestimmung von Abmessungen durch thermische Radiometrie verwendet.

Asteroiden und ihre Klassifizierung

Die allgemeine Klassifizierung von Asteroiden basiert auf den Eigenschaften ihrer Umlaufbahnen sowie einer Beschreibung sichtbares Spektrum Sonnenlicht, das von ihrer Oberfläche reflektiert wird.

Asteroiden werden normalerweise in Gruppen und Familien zusammengefasst, basierend auf den Eigenschaften ihrer Umlaufbahnen. Meistens wird eine Gruppe von Asteroiden nach dem allerersten Asteroiden benannt, der in einer bestimmten Umlaufbahn entdeckt wurde. Gruppen sind eine relativ lockere Formation, während Familien dichter sind und in der Vergangenheit während der Zerstörung großer Asteroiden infolge von Kollisionen mit anderen Objekten entstanden sind.

Spektrale Klassen

Ben Zellner, David Morrison und Clark R. Champin entwickelten 1975 ein allgemeines Klassifizierungssystem für Asteroiden, das auf Albedo, Farbe und Eigenschaften des Spektrums des reflektierten Sonnenlichts basierte. Ganz am Anfang definierte diese Klassifizierung nur 3 Arten von Asteroiden, nämlich:

Klasse C - Kohlenstoff (die meisten bekannten Asteroiden).

Klasse S - Silikat (etwa 17% der bekannten Asteroiden).

Klasse M - Metall.

Diese Liste wurde erweitert, da immer mehr Asteroiden untersucht wurden. Folgende Klassen sind erschienen:

Klasse A - haben eine hohe Albedo und eine rötliche Farbe im sichtbaren Teil des Spektrums.

Klasse B - gehören zu den Asteroiden der Klasse C, nur dass sie keine Wellen unter 0,5 Mikrometer absorbieren und ihr Spektrum leicht bläulich ist. Im Allgemeinen ist die Albedo im Vergleich zu anderen Kohlenstoffasteroiden höher.

Klasse D - haben eine niedrige Albedo und ein gleichmäßiges rötliches Spektrum.

Klasse E - die Oberfläche dieser Asteroiden enthält Enstatit und ähnelt Achondriten.

Klasse F - ähnlich wie Asteroiden der Klasse B, aber ohne Spuren von "Wasser".

Klasse G - haben eine niedrige Albedo und ein nahezu flaches Reflexionsspektrum im sichtbaren Bereich, was auf eine starke UV-Absorption hinweist.

Klasse P - genau wie Asteroiden der D-Klasse zeichnen sie sich durch eine niedrige Albedo und ein glattes rötliches Spektrum aus, das keine klaren Absorptionslinien aufweist.

Klasse Q – hat breite und helle Pyroxen- und Olivinlinien bei einer Wellenlänge von 1 Mikron und Merkmale, die auf das Vorhandensein von Metall hinweisen.

Klasse R – haben eine relativ hohe Albedo und ein rötliches Reflexionsspektrum bei einer Länge von 0,7 Mikrometern.

Klasse T - gekennzeichnet durch ein rötliches Spektrum und eine niedrige Albedo. Das Spektrum ähnelt dem von Asteroiden der Klassen D und P, hat jedoch eine mittlere Steigung.

Klasse V - gekennzeichnet durch mäßige Helligkeit und ähnlich mehr allgemeine S-Klasse, die ebenfalls größtenteils aus Silikaten, Gestein und Eisen bestehen, sich aber durch einen hohen Gehalt an Pyroxen auszeichnen.

Klasse J ist eine Klasse von Asteroiden, die angeblich aus dem Inneren von Vesta entstanden sind. Obwohl ihre Spektren denen von Klasse-V-Asteroiden nahe kommen, zeichnen sie sich bei einer Wellenlänge von 1 Mikrometer durch starke Absorptionslinien aus.

Dabei ist zu bedenken, dass die Zahl bekannter Asteroiden, die zu einem bestimmten Typ gehören, nicht unbedingt der Realität entspricht. Viele Typen sind schwer zu bestimmen, der Typ eines Asteroiden kann sich bei genaueren Untersuchungen ändern.

Asteroidengrößenverteilung

Mit dem Wachstum der Größe von Asteroiden nahm ihre Anzahl merklich ab. Obwohl dies im Allgemeinen einem Potenzgesetz folgt, gibt es Spitzen bei 5 und 100 Kilometern, wo es mehr Asteroiden gibt, als von der logarithmischen Verteilung vorhergesagt.

Wie Asteroiden entstanden sind

Wissenschaftler glauben, dass sich Planetesimale im Asteroidengürtel genauso entwickelt haben wie in anderen Bereichen des Sonnennebels, bis der Planet Jupiter seine derzeitige Masse erreichte, wonach aufgrund von Umlaufbahnresonanzen mit Jupiter 99% der Planetesimale waren vom Band geschleudert. Modellierungen und Sprünge in den spektralen Eigenschaften und Rotatzeigen, dass Asteroiden mit einem Durchmesser von mehr als 120 Kilometern während dieser frühen Epoche durch Akkretion entstanden sind, während kleinere Körper Fragmente von Kollisionen zwischen verschiedenen Asteroiden nach oder während Jupiters gravitativer Auflösung des Urgürtels sind. Vesti und Ceres nahmen eine Gesamtgröße für die Gravitationsdifferenzierung an, während der Schwermetalle zum Kern absanken und sich eine Kruste aus relativ felsigem Gestein bildete. Wie beim Nizza-Modell entstanden viele Kuipergürtel-Objekte im äußeren Asteroidengürtel in einer Entfernung von mehr als 2,6 astronomischen Einheiten. Und später wurden die meisten von ihnen durch die Schwerkraft von Jupiter weggeschleudert, aber diejenigen, die überlebten, könnten zu Klasse-D-Asteroiden gehören, einschließlich Ceres.

Bedrohung und Gefahr durch Asteroiden

Trotz der Tatsache, dass unser Planet deutlich größer ist als alle Asteroiden, kann eine Kollision mit einem Körper, der größer als 3 Kilometer ist, die Zerstörung der Zivilisation verursachen. Wenn die Größe kleiner ist, aber mehr als 50 m Durchmesser hat, kann es zu gigantischen wirtschaftlichen Schäden kommen, einschließlich zahlreicher Opfer.

Je schwerer und größer der Asteroid ist, desto gefährlicher ist er entsprechend, aber in diesem Fall auch viel einfacher zu identifizieren. Der gefährlichste Asteroid ist im Moment Apophis, dessen Durchmesser etwa 300 Meter beträgt, eine Kollision mit ihm kann eine ganze Stadt zerstören. Laut Wissenschaftlern stellt es jedoch im Allgemeinen keine Bedrohung für die Menschheit dar, wenn es mit der Erde kollidiert.

Asteroid 1998 QE2 näherte sich dem Planeten höchstens am 1. Juni 2013 enge Quartiere(5,8 Millionen km) in den letzten zweihundert Jahren.

Zusammengesetztes Bild (maßstäblich) aufgenommener Asteroiden hohe Auflösung. Für 2011 waren dies vom größten zum kleinsten: (4) Vesta, (21) Lutetia, (253) Matilda, (243) Ida und sein Satellit Dactyl, (433) Eros, (951) Gaspra, (2867) Steins, (25143) Itokawa

Asteroid (bis 2006 gebräuchliches Synonym - kleiner Planet ) ist ein relativ kleiner Himmelskörper, der umkreist. Asteroiden sind in Masse und Größe deutlich unterlegen, haben eine unregelmäßige Form und haben keine, obwohl sie es auch haben können.

Definitionen

Vergleichsgrößen des Asteroiden (4) Vesta, des Zwergplaneten Ceres und des Mondes. Auflösung 20 km pro Pixel

Der Begriff Asteroid (von altgriechisch ἀστεροειδής – „wie ein Stern“, von ἀστήρ – „Stern“ und εἶδος – „Aussehen, Erscheinung, Beschaffenheit“) wurde vom Komponisten Charles Burney geprägt und von William Herschel auf der Grundlage dieser Objekte eingeführt Wenn sie durch ein Teleskop betrachtet werden, sahen sie wie Punkte aus, im Gegensatz zu den Planeten, die durch ein Teleskop wie Scheiben aussehen. Die genaue Definition des Begriffs „Asteroid“ steht noch nicht fest. Bis 2006 wurden Asteroiden auch als Kleinplaneten bezeichnet.

Der Hauptparameter, nach dem die Klassifizierung durchgeführt wird, ist die Körpergröße. Körper mit einem Durchmesser von mehr als 30 m gelten als Asteroiden, kleinere Körper werden genannt.

Im Jahr 2006 klassifizierte die Internationale Astronomische Union die meisten Asteroiden als.

Asteroiden im Sonnensystem

Haupt-Asteroidengürtel ( weiße Farbe) und Jupiters trojanische Asteroiden (grün)

BEI dieser Moment Hunderttausende von Asteroiden wurden im Sonnensystem entdeckt. Am 11. Januar 2015 gab es 670.474 Objekte in der Datenbank, von denen 422.636 genaue Umlaufbahnen und eine offizielle Nummer hatten, von denen mehr als 19.000 offiziell genehmigte Namen hatten. Es wird angenommen, dass es im Sonnensystem 1,1 bis 1,9 Millionen Objekte geben kann, die größer als 1 km sind. Die meisten der derzeit bekannten Asteroiden sind innerhalb konzentriert und befinden sich zwischen den Umlaufbahnen und .

Der größte Asteroid im Sonnensystem galt als ungefähr 975 × 909 km groß, aber seit dem 24. August 2006 hat er den Status erhalten. Die anderen beiden größten Asteroiden sind (2) Pallas und haben einen Durchmesser von etwa 500 km. (4) Vesta ist das einzige Objekt im Asteroidengürtel, das mit bloßem Auge beobachtet werden kann. Asteroiden, die sich in anderen Umlaufbahnen bewegen, können auch während der Passage in der Nähe von (z. B. (99942) Apophis) beobachtet werden.

Die Gesamtmasse aller Asteroiden des Hauptgürtels wird auf 3,0-3,6·10 21 kg geschätzt, was nur etwa 4 % der Masse entspricht. Die Masse von Ceres beträgt 9,5 10 20 kg, also etwa 32 % der Gesamtmasse, und zusammen mit den drei größten Asteroiden (4) Vesta (9 %), (2) Pallas (7 %), (10) Hygiea ( 3% ) - 51%, das heißt, die überwiegende Mehrheit der Asteroiden hat nach astronomischen Maßstäben eine unbedeutende Masse.

Erforschung von Asteroiden

Die Erforschung von Asteroiden begann nach der Entdeckung des Planeten im Jahr 1781 durch William Herschel. Sein mittlerer heliozentrischer Abstand erwies sich als konsistent mit der Titius-Bode-Regel.

BEI spätes XVIII Jahrhunderts organisierte Franz Xaver eine Gruppe von 24 Astronomen. Seit 1789 sucht diese Gruppe nach einem Planeten, der nach der Titius-Bode-Regel etwa 2,8 astronomische Einheiten von der Sonne entfernt sein müsste – also zwischen den Umlaufbahnen von Mars und Jupiter. Die Aufgabe bestand darin, die Koordinaten aller Sterne im Bereich der Tierkreiszeichen zu einem bestimmten Zeitpunkt zu beschreiben. In den darauffolgenden Nächten wurden die Koordinaten überprüft und Objekte, die sich weiter entfernten, markiert. Die geschätzte Verschiebung des gesuchten Planeten muss etwa 30 Bogensekunden pro Stunde betragen haben, was leicht hätte bemerkt werden müssen.

Ironischerweise wurde der erste Asteroid, Ceres, von dem Italiener Piazzi, der nicht an diesem Projekt beteiligt war, 1801 zufällig in der allerersten Nacht des Jahrhunderts entdeckt. Drei weitere – (2) Pallas, (3) Juno und (4) Vesta – wurden in den nächsten Jahren entdeckt – der letzte, Vesta, im Jahr 1807. Nach weiteren 8 Jahren vergeblicher Suche entschieden die meisten Astronomen, dass dort nichts mehr war und stellten die Forschung ein.

Karl Ludwig Henke blieb jedoch hartnäckig und nahm 1830 die Suche nach neuen Asteroiden wieder auf. Fünfzehn Jahre später entdeckte er Astrea, den ersten neuen Asteroiden seit 38 Jahren. Weniger als zwei Jahre später entdeckte er auch Hebe. Danach schlossen sich andere Astronomen der Suche an, und dann wurde mindestens ein neuer Asteroid pro Jahr entdeckt (mit Ausnahme von 1945).

1891 nutzte Max Wolff erstmals die Methode der Astrofotografie zur Suche nach Asteroiden, bei der Asteroiden bei lang belichteten Aufnahmen kurze Lichtlinien hinterließen. Diese Methode beschleunigte die Entdeckung neuer Asteroiden im Vergleich zu früher verwendeten Methoden der visuellen Beobachtung erheblich: Max Wolf entdeckte im Alleingang 248 Asteroiden, beginnend mit (323) Brucius, während vor ihm etwas mehr als 300 entdeckt wurden – jetzt, ein Jahrhundert später , 385.000 Asteroiden haben eine offizielle Nummer, und 18.000 von ihnen haben auch einen Namen.

Im Jahr 2010 gaben zwei unabhängige Teams von Astronomen aus den Vereinigten Staaten, Spanien und Brasilien bekannt, dass sie gleichzeitig Wassereis auf der Oberfläche eines der größten Asteroiden des Hauptgürtels, Themis, entdeckt hatten. Diese Entdeckung ermöglicht es uns, den Ursprung des Wassers auf der Erde zu verstehen. Zu Beginn ihrer Existenz war die Erde zu heiß, um genügend Wasser zu speichern. Diese Substanz sollte später eintreffen. Es wurde angenommen, dass Kometen Wasser zur Erde bringen könnten, aber die Isotopenzusammensetzung von terrestrischem Wasser und Wasser in Kometen stimmt nicht überein. Daher ist davon auszugehen, dass bei der Kollision mit Asteroiden Wasser auf die Erde gebracht wurde. Die Forscher fanden auf Themis auch komplexe Kohlenwasserstoffe, darunter Moleküle, die die Vorläufer des Lebens sind.

Asteroiden benennen

Anfangs erhielten Asteroiden die Namen der Helden der römischen und griechischen Mythologie, später bekamen die Entdecker das Recht, sie zu nennen, wie sie wollten – zum Beispiel mit ihrem eigenen Namen. Zunächst erhielten Asteroiden überwiegend weibliche Namen, nur Asteroiden mit ungewöhnlichen Umlaufbahnen erhielten männliche Namen (z. B. Ikarus, der sich der Sonne nähert). Später wurde diese Regel nicht mehr eingehalten.

Nicht jeder Asteroid kann einen Namen bekommen, sondern nur einer, dessen Umlaufbahn mehr oder weniger zuverlässig berechnet ist. Es gab Fälle, in denen einem Asteroiden Jahrzehnte nach seiner Entdeckung ein Name gegeben wurde. Bis zur Berechnung der Umlaufbahn erhält der Asteroid eine vorübergehende Bezeichnung, die das Datum seiner Entdeckung widerspiegelt, z. B. 1950 DA. Die Zahlen geben das Jahr an, der erste Buchstabe ist die Zahl der Sichel im Jahr, in dem der Asteroid entdeckt wurde (im obigen Beispiel ist dies die zweite Februarhälfte). Der zweite Buchstabe gibt die Seriennummer des Asteroiden im angezeigten Halbmond an; in unserem Beispiel wurde der Asteroid zuerst entdeckt. Da es 24 Halbmonde und 26 englische Buchstaben gibt, werden zwei Buchstaben in der Bezeichnung nicht verwendet: I (aufgrund der Ähnlichkeit mit der Einheit) und Z. Wenn die Anzahl der während des Halbmonds entdeckten Asteroiden 24 überschreitet, kehren sie zum Anfang zurück des Alphabets erneut, wobei dem zweiten Buchstaben Index 2, nächste Rückkehr - 3 und so weiter zugeschrieben wird.

Nach Erhalt des Namens besteht die offizielle Benennung des Asteroiden aus einer Nummer (Seriennummer) und einem Namen - (1) Ceres, (8) Flora usw.

Bestimmung der Form und Größe eines Asteroiden

Asteroid (951) Gaspra. Eines der ersten Bilder eines Asteroiden, aufgenommen von einem Raumschiff. Ausgestrahlt von der Galileo-Raumsonde während ihres Vorbeiflugs an Gaspra im Jahr 1991 (verstärkte Farben)

Die ersten Versuche, den Durchmesser von Asteroiden mit der Methode der direkten Messung sichtbarer Scheiben mit einem Fadenmikrometer zu messen, wurden 1802 von William Herschel und 1805 von Johann Schroeter unternommen. Nach ihnen haben im 19. Jahrhundert andere Astronomen die hellsten Asteroiden auf ähnliche Weise vermessen. Der Hauptnachteil dieser Methode waren erhebliche Diskrepanzen in den Ergebnissen (z. B. unterschieden sich die minimalen und maximalen Größen von Ceres, die von verschiedenen Wissenschaftlern erhalten wurden, zehnmal).

Moderne Methoden zur Bestimmung der Größe von Asteroiden umfassen Methoden der Polarimetrie, des Radars, der Speckle-Interferometrie, der Transit- und der thermischen Radiometrie.

Eine der einfachsten und qualitativ hochwertigsten ist die Versandmethode. Während der Bewegung eines Asteroiden relativ zur Erde passiert er manchmal den Hintergrund eines entfernten Sterns. Dieses Phänomen wird als Bedeckung von Sternen durch einen Asteroiden bezeichnet. Indem man die Dauer der Helligkeitsabnahme eines bestimmten Sterns misst und die Entfernung zum Asteroiden kennt, kann man seine Größe genau bestimmen. Mit dieser Methode können Sie die Größe großer Asteroiden wie Pallas genau bestimmen.

Die polarimetrische Methode besteht darin, die Größe anhand der Helligkeit des Asteroiden zu bestimmen. Je größer der Asteroid, desto mehr Sonnenlicht reflektiert er. Die Helligkeit eines Asteroiden hängt jedoch stark von der Albedo der Asteroidenoberfläche ab, die wiederum von der Zusammensetzung seiner Gesteine ​​bestimmt wird. Zum Beispiel reflektiert der Asteroid Vesta aufgrund der hohen Albedo seiner Oberfläche viermal mehr Licht als Ceres und ist der am besten sichtbare Asteroid am Himmel, der manchmal mit bloßem Auge beobachtet werden kann.

Aber auch die Albedo selbst lässt sich recht einfach ermitteln. Fakt ist, je geringer die Helligkeit des Asteroiden ist, also je weniger er die Sonnenstrahlung im sichtbaren Bereich reflektiert, desto mehr absorbiert er diese und strahlt sie dann unter Erwärmung in Form von Wärme im Infrarotbereich ab.

Mit der Polarimetrie-Methode lassen sich auch die Form eines Asteroiden bestimmen, indem Änderungen seiner Helligkeit während der Rotation registriert und die Periode dieser Rotation bestimmt werden, sowie große Strukturen auf der Oberfläche identifiziert werden. Darüber hinaus werden Ergebnisse von Infrarotteleskopen verwendet, um Abmessungen mittels thermischer Radiometrie zu bestimmen.

Klassifizierung von Asteroiden

Die allgemeine Klassifizierung von Asteroiden basiert auf den Eigenschaften ihrer Umlaufbahnen und der Beschreibung des sichtbaren Spektrums des von ihrer Oberfläche reflektierten Sonnenlichts.

Orbit Gruppen und Familien

Asteroiden werden basierend auf den Eigenschaften ihrer Umlaufbahnen in Gruppen und Familien zusammengefasst. Normalerweise wird die Gruppe nach dem ersten Asteroiden benannt, der in einer bestimmten Umlaufbahn entdeckt wurde. Gruppen sind relativ freie Formationen, während Familien dichter sind und in der Vergangenheit während der Zerstörung großer Asteroiden durch Kollisionen mit anderen Objekten entstanden sind.

Spektrale Klassen

1975 entwickelten Clark R. Chapman, David Morrison und Ben Zellner ein Klassifizierungssystem für Asteroiden auf der Grundlage von Farbe, Albedo und Eigenschaften des reflektierten Sonnenlichtspektrums. Anfänglich definierte diese Klassifizierung nur drei Arten von Asteroiden:

Klasse C - Kohlenstoff, 75% der bekannten Asteroiden.
Klasse S - Silikat, 17% der bekannten Asteroiden.
Klasse M - Metall, der Rest größtenteils.

Diese Liste wurde später erweitert und die Anzahl der Typen wächst weiter, da mehr Asteroiden im Detail untersucht werden:

Klasse A - gekennzeichnet durch eine ziemlich hohe Albedo (zwischen 0,17 und 0,35) und eine rötliche Farbe im sichtbaren Teil des Spektrums.
Klasse B - Im Allgemeinen gehören sie zu den Asteroiden der Klasse C, aber sie absorbieren fast keine Wellen unter 0,5 Mikrometer und ihr Spektrum ist leicht bläulich. Die Albedo ist im Allgemeinen höher als die anderer Kohlenstoffasteroiden.
Klasse D - gekennzeichnet durch eine sehr niedrige Albedo (0,02-0,05) und ein gleichmäßiges rötliches Spektrum ohne klare Absorptionslinien.
Klasse E - die Oberfläche dieser Asteroiden enthält ein solches Mineral wie Enstatit und kann Achondriten ähneln.
Klasse F - im Allgemeinen ähnlich wie Asteroiden der Klasse B, aber ohne Spuren von "Wasser".
Klasse G - gekennzeichnet durch niedrige Albedo und ein fast flaches (und farbloses) Reflexionsspektrum im sichtbaren Bereich, was auf eine starke UV-Absorption hinweist.
Klasse P - wie Asteroiden der Klasse D sind sie durch eine ziemlich niedrige Albedo (0,02-0,07) und ein glattes rötliches Spektrum ohne klare Absorptionslinien gekennzeichnet.
Klasse Q - bei einer Wellenlänge von 1 μm im Spektrum dieser Asteroiden gibt es helle und breite Linien von Olivin und Pyroxen und zusätzlich Merkmale, die auf das Vorhandensein eines Metalls hinweisen.
Klasse R - gekennzeichnet durch eine relativ hohe Albedo und ein rötliches Reflexionsspektrum bei einer Länge von 0,7 µm.
Klasse T - zeichnet sich durch eine niedrige Albedo und ein rötliches Spektrum (mit mäßiger Absorption bei einer Wellenlänge von 0,85 μm) aus, das dem Spektrum von Asteroiden der P- und D-Klasse ähnelt, jedoch eine Zwischenposition in der Steigung einnimmt.
Klasse V - Asteroiden dieser Klasse sind mäßig hell und der häufigeren S-Klasse ziemlich ähnlich, die ebenfalls hauptsächlich aus Stein, Silikaten und Eisen (Chondriten) bestehen, sich aber in S durch einen höheren Gehalt an Pyroxen unterscheiden.
Klasse J ist eine Klasse von Asteroiden, von denen angenommen wird, dass sie sich im Inneren von Vesta gebildet haben. Ihre Spektren ähneln denen von Klasse-V-Asteroiden, zeichnen sich aber durch besonders starke Absorptionslinien bei einer Wellenlänge von 1 µm aus.

Es sollte bedacht werden, dass die Anzahl bekannter Asteroiden, die einem beliebigen Typ zugeordnet sind, nicht unbedingt der Realität entspricht. Einige Typen sind ziemlich schwierig zu bestimmen, und der Typ eines bestimmten Asteroiden kann durch sorgfältigere Forschung geändert werden.

Probleme der Spektralklassifizierung

Anfänglich basierte die spektrale Klassifizierung auf drei Materialarten, aus denen Asteroiden bestehen:

Klasse C - Kohlenstoff (Karbonate).
Klasse S - Silizium (Silikate).
Klasse M - Metall.

Es bestehen jedoch Zweifel, dass eine solche Klassifizierung die Zusammensetzung des Asteroiden eindeutig bestimmt. Während die unterschiedliche Spektralklasse von Asteroiden auf ihre unterschiedliche Zusammensetzung hinweist, gibt es keine Hinweise darauf, dass Asteroiden desselben Spektraltyps aus denselben Materialien bestehen. Infolgedessen akzeptierten die Wissenschaftler das neue System und die Einführung nicht spektrale Klassifizierung gestoppt.

Größenverteilung

Die Zahl der Asteroiden nimmt mit ihrer Größe merklich ab. Obwohl dies im Allgemeinen einem Potenzgesetz folgt, gibt es Spitzen bei 5 km und 100 km, wo es mehr Asteroiden gibt, als bei einer logarithmischen Verteilung zu erwarten wäre.

Asteroidenbildung

Im Juli 2015 wurde die Entdeckung der 11. und 12. Neptun-Trojaner, 2014 QO441 und 2014 QP441, von der DECam-Kamera des Victor-Blanco-Teleskops gemeldet. Damit stieg die Zahl der Trojaner am L4-Punkt von Neptun auf 9. Diese Untersuchung fand auch 20 weitere Objekte, die die Bezeichnung Minor Planet Center erhielten, darunter 2013 RF98, das eine der längsten Umlaufzeiten hat.

Die Objekte dieser Gruppe tragen die Namen der Zentauren der antiken Mythologie.

Der erste entdeckte Zentaur war Chiron (1977). Wenn er sich dem Perihel nähert, hat er eine für Kometen charakteristische Koma, sodass Chiron sowohl als Komet (95P / Chiron) als auch als Asteroid (2060 Chiron) klassifiziert wird, obwohl er erheblich größer als ein typischer Komet ist.



Nathan Eismont,
Kandidat der physikalischen und mathematischen Wissenschaften, führend wissenschaftlicher Mitarbeiter(Institut Weltraumforschung RAS)
Anton Ledkow,
Forscher (Weltraumforschungsinstitut RAS)
"Wissenschaft und Leben" Nr. 1, 2015, Nr. 2, 2015

Das Sonnensystem wird meist als leerer Raum wahrgenommen, in dem acht Planeten kreisen, teilweise mit ihren Trabanten. Jemand wird sich an mehrere kleine Planeten erinnern, denen Pluto kürzlich zugeschrieben wurde, an den Asteroidengürtel, an Meteoriten, die manchmal auf die Erde fallen, und an Kometen, die gelegentlich den Himmel schmücken. Diese Vorstellung ist völlig richtig: Keines der vielen Raumschiffe hat eine Kollision mit einem Asteroiden oder einem Kometen erlitten – der Weltraum ist ziemlich weitläufig.

Trotzdem enthält das riesige Volumen des Sonnensystems nicht Hunderttausende und nicht Zehnmillionen, sondern Billiarden (Einsen mit fünfzehn Nullen) von kosmischen Körpern unterschiedlicher Größe und Masse. Sie alle bewegen und interagieren nach den Gesetzen der Physik und der Himmelsmechanik. Einige von ihnen wurden in gebildet frühes Universum und besteht aus seiner Ursubstanz, und dies sind die interessantesten Objekte der astrophysikalischen Forschung. Aber es gibt auch sehr gefährliche Körper - große Asteroiden, deren Kollision mit der Erde das Leben darauf zerstören kann. Die Verfolgung und Beseitigung der Asteroidengefahr ist ein ebenso wichtiges wie spannendes Arbeitsgebiet für Astrophysiker.

Geschichte der Entdeckung von Asteroiden

Der erste Asteroid wurde 1801 von Giuseppe Piasi, dem Direktor des Observatoriums in Palermo (Sizilien), entdeckt. Er nannte ihn Ceres und hielt ihn zunächst für einen Kleinplaneten. Der Begriff "Asteroid", übersetzt aus dem Altgriechischen - "wie ein Stern", wurde vom Astronomen William Herschel vorgeschlagen (siehe "Science and Life" Nr. 7, 2012, Artikel "The Tale of the Musician William Herschel, Who Doubled the Space "). Ceres und ähnliche Objekte (Pallas, Juno und Vesta), die in den nächsten sechs Jahren entdeckt wurden, wurden als Punkte angesehen, nicht als Scheiben im Falle der Planeten; gleichzeitig bewegten sie sich im Gegensatz zu den Fixsternen wie Planeten. Es sei darauf hingewiesen, dass die Beobachtungen, die zur Entdeckung dieser Asteroiden führten, gezielt durchgeführt wurden, um den „fehlenden“ Planeten zu finden. Tatsache ist, dass sich bereits entdeckte Planeten in Bahnen befanden, die von der Sonne in Abständen entfernt waren, die dem Bodeschen Gesetz entsprachen. Demnach hätte es zwischen Mars und Jupiter einen Planeten geben müssen. Wie Sie wissen, wurden in einer solchen Umlaufbahn keine Planeten gefunden, aber später wurde ungefähr in dieser Gegend ein Asteroidengürtel entdeckt, der als Hauptgürtel bezeichnet wird. Außerdem hat das Bode-Gesetz, wie sich herausstellte, keine physikalische Begründung und wird heute einfach als eine Art zufällige Zahlenkombination betrachtet. Außerdem wurde später (1848) entdeckt, dass sich Neptun in einer Umlaufbahn befand, die nicht damit übereinstimmte.

Nach der Entdeckung der vier genannten Asteroiden führten weitere achtjährige Beobachtungen nicht zum Erfolg. Sie wurden aufgrund der Napoleonischen Kriege gestoppt, in denen die Stadt Lilienthal bei Bremen niederbrannte, wo Treffen von Astronomen - Asteroidenjägern - abgehalten wurden. Die Beobachtungen wurden 1830 wieder aufgenommen, aber der Erfolg kam erst 1845 mit der Entdeckung des Asteroiden Astrea. Seitdem wurden Asteroiden mit einer Häufigkeit von mindestens einem pro Jahr entdeckt. Die meisten von ihnen gehören zum Hauptgürtel der Asteroiden zwischen Mars und Jupiter. Bis 1868 wurden bereits etwa hundert Asteroiden entdeckt, bis 1981 - 10.000 und bis 2000 - mehr als 100.000.

Chemische Zusammensetzung, Form, Größe und Umlaufbahnen von Asteroiden

Wenn Asteroiden nach ihrer Entfernung von der Sonne klassifiziert werden, dann umfasst die erste Gruppe Vulkanoide – eine Art hypothetischer Gürtel kleiner Planeten zwischen Sonne und Merkur. Bisher wurde kein einziges Objekt aus diesem Gürtel entdeckt, und obwohl auf der Oberfläche des Merkur zahlreiche Einschlagskrater beobachtet werden, die durch den Fall von Asteroiden entstanden sind, kann dies nicht als Beweis für die Existenz dieses Gürtels dienen. Früher versuchte das Vorhandensein von Asteroiden dort, die Anomalien in der Bewegung des Merkur zu erklären, aber dann wurden sie auf der Grundlage relativistischer Effekte erklärt. Die endgültige Antwort auf die Frage nach dem möglichen Vorhandensein von Vulkanoiden ist also noch nicht eingegangen. Es folgen erdnahe Asteroiden, die vier Gruppen angehören.

Hauptgürtel-Asteroiden bewegen sich in Umlaufbahnen zwischen den Umlaufbahnen von Mars und Jupiter, dh in Entfernungen von 2,1 bis 3,3 astronomischen Einheiten (AE) von der Sonne. Die Ebenen ihrer Umlaufbahnen liegen in der Nähe der Ekliptik, ihre Neigung zur Ekliptik beträgt hauptsächlich bis zu 20 Grad, bei einigen bis zu 35 Grad, Exzentrizitäten - von null bis 0,35. Offensichtlich wurden die größten und hellsten Asteroiden zuerst entdeckt: Die durchschnittlichen Durchmesser von Ceres, Pallas und Vesta betragen 952, 544 bzw. 525 Kilometer. Wie kleinere Größe Asteroiden, je mehr von ihnen: Nur 140 der 100.000 Asteroiden des Hauptgürtels haben einen durchschnittlichen Durchmesser von mehr als 120 Kilometern. Die Gesamtmasse aller seiner Asteroiden ist relativ gering und macht nur etwa 4% der Mondmasse aus. Der größte Asteroid - Ceres - hat eine Masse von 946·10 15 Tonnen. Der Wert selbst erscheint sehr groß, beträgt aber nur 1,3 % der Mondmasse (735 10 17 Tonnen). Die Größe eines Asteroiden lässt sich in erster Näherung anhand seiner Helligkeit und seiner Entfernung von der Sonne bestimmen. Aber wir müssen auch die reflektierenden Eigenschaften des Asteroiden berücksichtigen - seine Albedo. Ist die Oberfläche des Asteroiden dunkel, leuchtet sie schwächer. Aus diesen Gründen steht der drittgrößte Asteroid Hygiea in der Liste der zehn Asteroiden, die in der Abbildung in der Reihenfolge ihrer Entdeckung angeordnet sind, an letzter Stelle.

Zeichnungen, die den Haupt-Asteroidengürtel darstellen, neigen dazu, viele Felsbrocken zu zeigen, die sich ziemlich nahe beieinander bewegen. Tatsächlich ist das Bild sehr weit von der Realität entfernt, da im Allgemeinen eine geringe Gesamtmasse des Riemens auf sein großes Volumen verteilt ist, so dass der Raum ziemlich leer ist. Alle bisher jenseits der Umlaufbahn des Jupiter gestarteten Raumfahrzeuge haben den Asteroidengürtel ohne nennenswerte Kollisionsgefahr mit einem Asteroiden passiert. Nach astronomischen Maßstäben erscheinen Kollisionen von Asteroiden untereinander und mit Planeten jedoch nicht mehr so ​​unwahrscheinlich, wie sich an der Anzahl der Krater auf ihrer Oberfläche ablesen lässt.

Trojaner- Asteroiden, die sich entlang der Umlaufbahnen der Planeten bewegen, von denen der erste 1906 vom deutschen Astronomen Max Wolf entdeckt wurde. Der Asteroid bewegt sich auf der Umlaufbahn des Jupiters um die Sonne, ihr um durchschnittlich 60 Grad voraus. Außerdem wurde eine ganze Gruppe von Himmelskörpern entdeckt, die sich vor Jupiter bewegten.

Zunächst erhielten sie Namen zu Ehren der Helden der Legende des Trojanischen Krieges, die auf der Seite der Griechen kämpften, die Troja belagerten. Zusätzlich zu den Asteroiden, die Jupiter vorauseilen, gibt es eine Gruppe von Asteroiden, die ihm etwa im gleichen Winkel nacheilen; Sie wurden nach den Verteidigern Trojas Trojaner genannt. Derzeit werden Asteroiden beider Gruppen als Trojaner bezeichnet und bewegen sich in der Nähe der Lagrange-Punkte L 4 und L 5 , Punkte stabiler Bewegung im Drei-Körper-Problem. Himmelskörper, die in ihre Nähe gefallen sind, machen eine oszillierende Bewegung, ohne zu weit zu gehen. Aus noch nicht geklärten Gründen sind dem Jupiter etwa 40 % mehr Asteroiden voraus als hinterher. Dies wurde durch kürzlich durchgeführte Messungen des amerikanischen Satelliten NEOWISE mit einem 40-cm-Teleskop bestätigt, das mit im Infrarotbereich arbeitenden Detektoren ausgestattet war. Messungen im Infrarotbereich erweitern die Möglichkeiten zur Untersuchung von Asteroiden im Vergleich zu denen, die sichtbares Licht liefern, erheblich. Ihre Wirksamkeit kann anhand der Anzahl der Asteroiden und Kometen im Sonnensystem beurteilt werden, die mit NEOWISE katalogisiert wurden. Es gibt mehr als 158.000 von ihnen, und die Mission des Apparats geht weiter. Interessanterweise unterscheiden sich die Trojaner deutlich von den meisten Asteroiden des Hauptgürtels. Sie haben eine matte Oberfläche, eine rotbraune Farbe und gehören hauptsächlich zur sogenannten D-Klasse. Dies sind Asteroiden mit einer sehr niedrigen Albedo, dh mit einer schwach reflektierenden Oberfläche. Ähnliches findet man nur in den Außenbereichen des Hauptgürtels.

Nicht nur Jupiter hat Trojaner; andere Planeten des Sonnensystems, einschließlich der Erde (aber nicht Venus und Merkur), begleiten die Trojaner ebenfalls und gruppieren sich in der Nähe ihrer Lagrange-Punkte L 4 , L 5 . Der erdtrojanische Asteroid 2010 TK7 wurde erst kürzlich mit Hilfe des NEOWISE-Teleskops entdeckt - im Jahr 2010. Er bewegt sich der Erde voraus, während die Amplitude seiner Schwingungen in der Nähe des Punktes L 4 sehr groß ist: Der Asteroid erreicht einen Punkt gegenüber der Erde, der sich um die Sonne bewegt, und ungewöhnlich weit außerhalb der Ebene der Ekliptik.

Eine so große Schwingungsamplitude führt zu einer möglichen Annäherung an die Erde von bis zu 20 Millionen Kilometern. Eine Kollision mit der Erde, zumindest in den nächsten 20.000 Jahren, ist jedoch völlig ausgeschlossen. Die Bewegung des terrestrischen Trojaners unterscheidet sich stark von der Bewegung der Jupiter-Trojaner, die ihre Lagrange-Punkte nicht über solch signifikante Winkelentfernungen verlassen. Diese Art der Bewegung macht es für Raumfahrzeuge schwierig, ihn zu erreichen, da aufgrund der erheblichen Neigung der Umlaufbahn des Trojaners zur Ekliptikebene das Erreichen des Asteroiden von der Erde aus und das Landen auf ihm eine zu hohe charakteristische Geschwindigkeit erfordert und folglich hoher Spritverbrauch.

Kuiper Gürtel liegt außerhalb der Neptunbahn und erstreckt sich bis zu 120 AE. von der Sonne. Es liegt nahe der Ebene der Ekliptik, wird von einer großen Anzahl von Objekten bewohnt, darunter Wassereis und gefrorene Gase, und dient als Quelle sogenannter kurzperiodischer Kometen. Das erste Objekt aus dieser Region wurde 1992 entdeckt, bis heute wurden bereits mehr als 1300 entdeckt.Da sich die Himmelskörper des Kuipergürtels sehr weit von der Sonne entfernt befinden, ist es schwierig, ihre Größe zu bestimmen. Dies geschieht auf der Grundlage von Messungen der Helligkeit des von ihnen reflektierten Lichts, und die Genauigkeit der Berechnung hängt davon ab, wie gut wir den Wert ihrer Albedo kennen. Messungen im Infrarotbereich sind viel zuverlässiger, da sie die Eigenstrahlung von Objekten angeben. Solche Daten wurden erhalten Weltraumteleskop Spitzer für die größten Objekte des Kuipergürtels.

Eines der interessantesten Objekte des Gürtels ist Haumea, benannt nach der hawaiianischen Göttin der Fruchtbarkeit und des Gebärens; es ist Teil einer Familie, die durch Kollisionen entstanden ist. Dieses Objekt scheint mit einem halb so großen Objekt zusammengestoßen zu sein. Der Aufprall verursachte, dass große Eisbrocken zerstreut wurden, und brachte Haumea dazu, sich mit einer Dauer von etwa vier Stunden zu drehen. Eine so schnelle Drehung gab ihm die Form eines American Football oder einer Melone. Haumea wird von zwei Satelliten begleitet - Hi'iaka (Hi'iaka) und Namaka (Namaka).

Nach derzeit anerkannten Theorien bewegen sich etwa 90 % der Objekte im Kuipergürtel in entfernten Kreisbahnen jenseits der Neptunbahn - wo sie entstanden sind. Mehrere Dutzend Objekte dieses Gürtels (sie werden Zentauren genannt, weil sie sich je nach Entfernung zur Sonne entweder als Asteroiden oder als Kometen manifestieren), möglicherweise in sonnennäheren Regionen entstanden, und dann der Gravitationseinfluss von Uranus und Neptun versetzte sie auf hohe elliptische Bahnen mit Aphelen bis zu 200 AE und große Neigungen. Sie bildeten eine 10 AE dicke Scheibe, aber die tatsächliche Außenkante des Kuipergürtels wurde noch nicht bestimmt. In jüngerer Zeit wurden Pluto und Charon als solche betrachtet die einzigen Beispiele die größten Objekte der Eiswelten im äußeren Teil des Sonnensystems. Aber im Jahr 2005 wurde ein weiterer Planetenkörper entdeckt - Eris (benannt nach der griechischen Göttin der Zwietracht), dessen Durchmesser etwas kleiner ist als der Durchmesser von Pluto (zunächst wurde angenommen, dass er 10% größer ist). Eris bewegt sich auf einer Umlaufbahn mit einem Perihel von 38 AE. und Aphel 98 a.u. Sie hat einen kleinen Satelliten - Dysnomia (Dysnomia). Zunächst sollte Eris als zehnter Planet (nach Pluto) im Sonnensystem gelten, aber stattdessen schloss die Internationale Astronomische Union Pluto aus der Liste der Planeten aus und bildete eine neue Klasse namens Zwergenplaneten, darunter Pluto, Eris und Ceres. Man geht davon aus, dass es im Kuipergürtel hunderttausende Eiskörper mit einem Durchmesser von 100 Kilometern und mindestens eine Billion Kometen gibt. Allerdings sind diese Objekte meist relativ klein – 10–50 Kilometer im Durchmesser – und nicht sehr hell. Die Periode ihrer Umdrehung um die Sonne beträgt Hunderte von Jahren, was ihre Erkennung erheblich erschwert. Wenn wir der Annahme zustimmen, dass nur etwa 35.000 Kuipergürtel-Objekte einen Durchmesser von mehr als 100 Kilometern haben, dann ist ihre Gesamtmasse mehrere hundert Mal größer als die Masse von Körpern dieser Größe aus der Hauptsache Asteroidengürtel. Im August 2006 wurde das im Datenarchiv für die Messung gemeldet Röntgenstrahlung Der Neutronenstern Scorpio X-1 entdeckte seine Finsternisse kleine Objekte. Dies gab Anlass zu der Annahme, dass die Anzahl der Objekte im Kuipergürtel mit einer Größe von etwa 100 Metern oder mehr ungefähr eine Billiarde (10 15) beträgt. Anfangs, in den früheren Stadien der Entwicklung des Sonnensystems, war die Masse der Objekte im Kuipergürtel viel größer als heute, von 10 bis 50 Erdmassen. Derzeit ist die Gesamtmasse aller Körper des Kuipergürtels sowie der noch weiter von der Sonne entfernten Oortschen Wolke viel geringer als die Masse des Mondes. Wie Computersimulationen zeigen, liegt fast die gesamte Masse der Urscheibe jenseits von 70 AE. ging durch Kollisionen verloren, die von Neptun verursacht wurden, was dazu führte, dass Gürtelobjekte zu Staub zermahlen wurden, der vom Sonnenwind in den interstellaren Raum gefegt wurde. Alle diese Körper sind von großem Interesse, da man davon ausgeht, dass sie seit der Entstehung des Sonnensystems in ihrer ursprünglichen Form erhalten geblieben sind.

Oortsche Wolke enthält die am weitesten entfernten Objekte im Sonnensystem. Es ist eine kugelförmige Region, die sich über Entfernungen von 5.000 bis 100.000 AE erstreckt. von der Sonne und gilt als Quelle langperiodischer Kometen, die den inneren Bereich des Sonnensystems erreichen. Die Wolke selbst wurde erst 2003 instrumentell beobachtet. Im März 2004 gab ein Team von Astronomen die Entdeckung eines planetenähnlichen Objekts bekannt, das die Sonne in einer Rekordentfernung umkreist, was bedeutet, dass es eine einzigartig kalte Temperatur hat.

Dieses Objekt (2003VB12), benannt nach der Eskimo-Göttin, die den Bewohnern der arktischen Meerestiefen Leben einhaucht, Sedna, nähert sich für sehr kurze Zeit der Sonne und bewegt sich auf einer stark verlängerten elliptischen Umlaufbahn mit einer Periode von 10.500 Jahren. Aber selbst während der Annäherung an die Sonne erreicht Sedna nicht die äußere Grenze des Kuipergürtels, die sich bei 55 AE befindet. von der Sonne: Seine Umlaufbahn liegt zwischen 76 (Perihel) und 1000 (Aphel) AE. Dies ermöglichte den Entdeckern von Sedna, ihn dem ersten beobachteten Himmelskörper aus der Oortschen Wolke zuzuordnen, der sich ständig außerhalb des Kuipergürtels befindet.

Nach spektralen Eigenschaften teilt die einfachste Klassifizierung Asteroiden in drei Gruppen ein:
C - Kohlenstoff (75% bekannt),
S - Silizium (17% bekannt),
U - nicht in den ersten beiden Gruppen enthalten.

Derzeit wird die obige Klassifizierung zunehmend erweitert und detailliert, einschließlich neuer Gruppen. Bis 2002 stieg ihre Zahl auf 24. Ein Beispiel für eine neue Gruppe ist die M-Klasse von hauptsächlich metallischen Asteroiden. Es sollte jedoch berücksichtigt werden, dass die Klassifizierung von Asteroiden nach den spektralen Eigenschaften ihrer Oberfläche eine sehr schwierige Aufgabe ist. Asteroiden derselben Klasse haben nicht notwendigerweise identische chemische Zusammensetzungen.

Weltraummissionen zu Asteroiden

Asteroiden sind zu klein für eine detaillierte Untersuchung mit bodengestützten Teleskopen. Sie lassen sich mit Radar abbilden, müssen dafür aber nahe genug an der Erde vorbeifliegen. Eine ziemlich interessante Methode zur Bestimmung der Größe von Asteroiden ist die Beobachtung von Sternbedeckungen durch Asteroiden von mehreren Punkten entlang der Bahn auf einem direkten Stern - Asteroiden - Punkt auf der Erdoberfläche. Das Verfahren besteht darin, dass gemäß der bekannten Flugbahn des Asteroiden die Schnittpunkte der Stern-Asteroiden-Richtung mit der Erde berechnet und entlang dieses Pfades in einigen Abständen davon durch die geschätzte Größe des Asteroiden bestimmt werden , werden Teleskope installiert, die den Stern verfolgen. Irgendwann verdeckt der Asteroid den Stern, er verschwindet für den Beobachter und taucht dann wieder auf. Aus der Dauer der Abschattungszeit und der bekannten Geschwindigkeit des Asteroiden wird dessen Durchmesser bestimmt und bei ausreichend vielen Beobachtern kann auch die Silhouette des Asteroiden gewonnen werden. Mittlerweile gibt es eine Gemeinschaft von Amateurastronomen, die erfolgreich koordinierte Messungen durchführen.

Flüge von Raumfahrzeugen zu Asteroiden eröffnen unvergleichlich mehr Möglichkeiten für ihre Untersuchung. Der Asteroid (951 Gaspra) wurde erstmals 1991 von der Raumsonde Galileo auf seinem Weg zum Jupiter fotografiert, dann nahm er 1993 den Asteroiden 243 Ida und seinen Satelliten Dactyl mit. Aber es geschah sozusagen nebenbei.

Das erste Raumschiff, das speziell für die Erforschung von Asteroiden entwickelt wurde, war NEAR Shoemaker, das den Asteroiden 253 Matilda fotografierte und dann 2001 mit einer Landung auf seiner Oberfläche in die Umlaufbahn um 433 Eros ging. Ich muss sagen, dass die Landung ursprünglich nicht geplant war, aber nach der erfolgreichen Untersuchung dieses Asteroiden aus der Umlaufbahn seines Satelliten beschlossen sie, eine sanfte Landung zu versuchen. Obwohl das Gerät nicht mit Landevorrichtungen ausgestattet war und sein Kontrollsystem solche Operationen nicht vorsah, gelang es den Befehlen von der Erde, das Gerät zu landen, und seine Systeme funktionierten weiterhin an der Oberfläche. Darüber hinaus ermöglichte der Vorbeiflug von Matilda nicht nur, eine Reihe von Bildern zu erhalten, sondern auch die Masse des Asteroiden aus der Störung der Flugbahn des Apparats zu bestimmen.

Als Nebenaufgabe (während der Ausführung der Hauptaufgabe) erforschte der Deep-Space-Apparat 1999 den Asteroiden 9969 Braille und der Stardust-Apparat den Asteroiden 5535 Annafranc.

Mit Hilfe des japanischen Hayabus-Apparats (übersetzt „Falke“) gelang es im Juni 2010, Bodenproben von der Oberfläche des Asteroiden 25 143 Itokawa, der zu den erdnahen Asteroiden (Apollos) der Spektralklasse gehört, zur Erde zurückzubringen S (Silizium). Das Foto des Asteroiden zeigt zerklüftetes Gelände mit vielen Felsbrocken und Kopfsteinpflaster, von denen mehr als 1000 einen Durchmesser von mehr als 5 Metern haben und einige bis zu 50 Meter groß sind. Wir werden später auf diese Funktion von Itokawa zurückkommen.

Die vom Europäer gestartete Raumsonde Rosetta Raumfahrtbehörde 2004 zum Kometen Churyumov - Gerasimenko, am 12. November 2014 landete er das Philae-Modul sicher auf seinem Kern. Unterwegs umflog die Raumsonde die Asteroiden 2867 Steins im Jahr 2008 und 21 Lutetia im Jahr 2010. Das Gerät erhielt seinen Namen vom Namen des Steins (Rosetta), der in Ägypten von napoleonischen Soldaten in der Nähe gefunden wurde alte Stadt Rosetta auf der Nilinsel Philae, die dem Lander seinen Namen gab. In den Stein sind Texte in zwei Sprachen eingraviert: Altägyptisch und Altgriechisch, die den Schlüssel zur Enthüllung der Geheimnisse der Zivilisation der alten Ägypter gaben - die Entschlüsselung von Hieroglyphen. Durch die Wahl historischer Namen betonten die Projektentwickler den Zweck der Mission – die Geheimnisse des Ursprungs und der Entwicklung des Sonnensystems aufzudecken.

Interessant an der Mission ist, dass das Philae-Modul zum Zeitpunkt der Landung auf der Oberfläche des Kometenkerns weit von der Sonne entfernt und damit inaktiv war. Bei Annäherung an die Sonne erwärmt sich die Oberfläche des Kerns und die Emission von Gasen und Staub beginnt. Die Entwicklung all dieser Prozesse kann beobachtet werden und steht im Mittelpunkt des Geschehens.

Sehr interessant ist die laufende Mission Dawn (Dawn), die von durchgeführt wird NASA-Programm. Das Gerät wurde 2007 gestartet, erreichte im Juli 2011 den Asteroiden Vesta, wurde dann in seine Satellitenumlaufbahn versetzt und forschte dort bis September 2012. Derzeit ist das Gerät auf dem Weg zum größten Asteroiden – Ceres. Darauf befindet sich ein elektrisches Raketen-Ionen-Triebwerk. Sein Wirkungsgrad, bestimmt durch die Geschwindigkeit des Ausströmens des Arbeitsmediums (Xenon), ist fast eine Größenordnung höher als der Wirkungsgrad herkömmlicher Chemiemotoren (siehe "Science and Life" Nr. 9, 1999, Artikel "Space electric Lokomotive "). Dadurch war es möglich, von der Umlaufbahn des Satelliten eines Asteroiden zur Umlaufbahn des Satelliten eines anderen zu fliegen. Obwohl sich die Asteroiden Vesta und Ceres in ziemlich engen Umlaufbahnen des Asteroidenhauptgürtels bewegen und die größten darin sind, unterscheiden sie sich stark in ihren physikalischen Eigenschaften. Wenn Vesta ein „trockener“ Asteroid ist, dann hat Ceres nach bodengestützten Beobachtungen Wasser, saisonale Polkappen aus Wassereis und sogar eine sehr dünne Atmosphärenschicht.

Die Chinesen trugen auch zur Asteroidenerkundung bei, indem sie ihr Chang'e-Raumschiff zum Asteroiden 4179 Tautatis schickten. Er machte eine Reihe von Fotos von seiner Oberfläche, während die Mindestflugentfernung nur 3,2 Kilometer betrug; Die beste Aufnahme wurde jedoch in einer Entfernung von 47 Kilometern gemacht. Die Bilder zeigen, dass der Asteroid eine unregelmäßige längliche Form hat – 4,6 Kilometer lang und 2,1 Kilometer im Durchmesser. Die Masse des Asteroiden beträgt 50 Milliarden Tonnen, sein sehr merkwürdiges Merkmal ist seine sehr ungleichmäßige Dichte. Ein Teil des Volumens des Asteroiden hat eine Dichte von 1,95 g/cm 3 , der andere - 2,25 g/cm 3 . In diesem Zusammenhang wurde vermutet, dass Tautatis als Ergebnis der Vereinigung zweier Asteroiden entstanden ist.

Was Asteroidenmissionen in naher Zukunft betrifft, könnte man mit der japanischen Luft- und Raumfahrtbehörde beginnen, die plant, ihr Forschungsprogramm mit dem Start des Raumfahrzeugs Hyabus-2 im Jahr 2015 fortzusetzen, mit dem Ziel, Bodenproben des Asteroiden 1999 JU3 zur Erde zurückzubringen im Jahr 2020. Der Asteroid gehört zur Spektralklasse C, befindet sich auf einer Umlaufbahn, die die Erdumlaufbahn kreuzt, sein Aphel erreicht fast die Umlaufbahn des Mars.

Ein Jahr später, also 2016, startet das NASA-Projekt OSIRIS-Rex, dessen Zweck es ist, Erde von der Oberfläche des erdnahen Asteroiden 1999 RQ36, der kürzlich Bennu genannt und der Spektralklasse C zugeordnet wurde, zurückzugeben geplant, dass das Gerät den Asteroiden 2018 erreichen und 2023 59 Gramm seines Gesteins zur Erde bringen soll.

Nachdem wir all diese Projekte aufgelistet haben, ist es unmöglich, einen Asteroiden mit einem Gewicht von etwa 13.000 Tonnen nicht zu erwähnen, der am 15. Februar 2013 in der Nähe von Tscheljabinsk niedergegangen ist, als ob er die Aussage des berühmten amerikanischen Spezialisten für das Asteroidenproblem Donald Yeomans bestätigen würde: „Wenn wir das tun nicht zu Asteroiden fliegen, dann fliegen sie zu uns“. Dies betonte die Bedeutung eines weiteren Aspekts der Erforschung von Asteroiden – der Asteroidengefahr und der Lösung von Problemen im Zusammenhang mit der Möglichkeit, dass Asteroiden mit der Erde kollidieren.

Eine sehr unerwartete Möglichkeit, Asteroiden zu untersuchen, wurde von der Asteroid Redirect Mission oder, wie sie genannt wird, dem Keck-Projekt vorgeschlagen. Sein Konzept wurde vom Keck Institute for Space Research in Pasadena (Kalifornien) entwickelt. William Myron Keck ist ein bekannter amerikanischer Philanthrop, der 1954 die US Scientific Research Foundation gründete. Im Projekt wurde als Ausgangsbedingung angenommen, dass die Aufgabe der Erforschung des Asteroiden unter Beteiligung eines Menschen gelöst wird, also die Mission zum Asteroiden bemannt sein muss. Aber in diesem Fall wird die Dauer des gesamten Fluges mit der Rückkehr zur Erde zwangsläufig mindestens mehrere Monate betragen. Und was für eine bemannte Expedition das Unangenehmste ist, falls Notfall diese Zeit kann nicht auf akzeptable Grenzen reduziert werden. Daher wurde vorgeschlagen, anstatt zum Asteroiden zu fliegen, das Gegenteil zu tun: den Asteroiden mit unbemannten Fahrzeugen zur Erde zu bringen. Aber nicht an die Oberfläche, wie es beim Asteroiden von Tscheljabinsk passiert ist, sondern in eine Umlaufbahn ähnlich der des Mondes, und ein bemanntes Raumschiff zu dem Asteroiden schicken, der nahe gekommen ist. Dieses Schiff wird sich ihm nähern, es einfangen, und die Astronauten werden es untersuchen, Gesteinsproben nehmen und sie zur Erde bringen. Und im Notfall können Astronauten innerhalb einer Woche zur Erde zurückkehren. Als Hauptkandidaten für die Rolle eines derart bewegten Asteroiden hat die NASA bereits den erdnahen Asteroiden 2011 MD ausgewählt, der zu den Amoretten gehört. Sein Durchmesser beträgt 7 bis 15 Meter, die Dichte 1 g/cm 3 , das heißt, es kann wie ein loser Schutthaufen mit einem Gewicht von etwa 500 Tonnen aussehen. Seine Umlaufbahn ist der Erdumlaufbahn sehr nahe, um 2,5 Grad zur Ekliptik geneigt, und die Periode beträgt 396,5 Tage, was einer großen Halbachse von 1,056 AE entspricht. Es ist interessant festzustellen, dass der Asteroid am 22. Juni 2011 entdeckt wurde und am 27. Juni sehr nahe an der Erde vorbeiflog - nur 12.000 Kilometer.

Eine Mission zum Einfangen eines Asteroiden in die Erdumlaufbahn ist für Anfang der 2020er Jahre geplant. Das Raumschiff, das den Asteroiden einfangen und in eine neue Umlaufbahn bringen soll, wird mit elektrischen Xenon-Triebwerken ausgestattet. Zu den Operationen zur Veränderung der Umlaufbahn des Asteroiden gehört auch ein Gravitationsmanöver in der Nähe des Mondes. Die Essenz dieses Manövers besteht darin, die Bewegung mit Hilfe von elektrischen Raketentriebwerken zu steuern, die den Durchgang in der Nähe des Mondes sicherstellen. Allerdings aufgrund der Auswirkungen von Schwerkraftfeld Die Geschwindigkeit des Asteroiden ändert sich von der anfänglichen Hyperbel (dh die zum Verlassen des Gravitationsfelds der Erde führt) auf die Geschwindigkeit des Erdsatelliten.

Entstehung und Entwicklung von Asteroiden

Wie bereits im Abschnitt über die Entdeckungsgeschichte von Asteroiden erwähnt, wurden die ersten von ihnen während der Suche entdeckt hypothetischer Planet, die nach dem (jetzt als fehlerhaft anerkannten) Gesetz von Bode in einer Umlaufbahn zwischen Mars und Jupiter hätte sein müssen. Es stellte sich heraus, dass sich in der Nähe der Umlaufbahn des nie entdeckten Planeten ein Asteroidengürtel befindet. Dies diente als Grundlage für die Konstruktion einer Hypothese, wonach dieser Gürtel durch seine Zerstörung entstanden ist.

Der Planet wurde nach dem Sohn des altgriechischen Sonnengottes Helios Phaeton genannt. Berechnungen, die den Zerstörungsprozess des Phaeton simulieren, bestätigten diese Hypothese nicht in all ihren Varianten, angefangen bei der Zerrissenheit des Planeten durch die Schwerkraft von Jupiter und Mars bis hin zur Kollision mit einem anderen Himmelskörper.

Die Entstehung und Entwicklung von Asteroiden kann nur als Bestandteil der Entstehungsprozesse des gesamten Sonnensystems betrachtet werden. Die derzeit allgemein akzeptierte Theorie geht davon aus, dass das Sonnensystem aus einer ursprünglichen Ansammlung von Gas und Staub entstanden ist. Aus dem Haufen bildete sich eine Scheibe, deren Inhomogenitäten zur Entstehung von Planeten und kleinen Körpern des Sonnensystems führten. Diese Hypothese wird von modernen unterstützt astronomische Beobachtungen, die es ermöglichen, die Entwicklung von Planetensystemen junger Sterne in ihren frühen Stadien zu erkennen. Computermodellierung bestätigt dies auch, indem sie Bilder konstruiert, die Bildern von Planetensystemen in bestimmten Phasen ihrer Entwicklung überraschend ähnlich sind.

Im Anfangsstadium der Planetenentstehung entstanden die sogenannten Planetesimale – die „Embryonen“ der Planeten, an denen dann durch den Einfluss der Gravitation Staub anhaftete. Als Beispiel für eine solche Anfangsphase der Planetenentstehung sei auf den Asteroiden Lutetia hingewiesen. Dieser ziemlich große Asteroid mit einem Durchmesser von 130 Kilometern besteht aus einem festen Teil und einer dicken (bis zu einem Kilometer) anhaftenden Staubschicht sowie über die Oberfläche verstreuten Felsbrocken. Mit zunehmender Masse der Protoplaneten nahm die Anziehungskraft und damit auch die Kompressionskraft des sich bildenden Himmelskörpers zu. Es gab eine Erwärmung der Substanz und ihr Schmelzen, was zur Schichtung des Protoplaneten entsprechend der Dichte seiner Materialien und zum Übergang des Körpers in eine Kugelform führte. Die meisten Forscher neigen zu der Hypothese, dass während Anfangsphasen Während der Evolution des Sonnensystems entstanden viel mehr Protoplaneten als heute beobachtete Planeten und kleine Himmelskörper. Zu dieser Zeit wanderten die gebildeten Gasriesen - Jupiter und Saturn - näher an die Sonne in das System. Dies führte zu einer erheblichen Störung der Bewegung der entstehenden Körper des Sonnensystems und verursachte die Entwicklung eines Prozesses, der als Periode des schweren Bombardements bezeichnet wird. Infolge resonanter Einflüsse hauptsächlich von Jupiter wurde ein Teil der resultierenden Himmelskörper an den Rand des Systems geschleudert und ein Teil auf die Sonne geschleudert. Dieser Prozess dauerte vor 4,1 bis 3,8 Milliarden Jahren an. Spuren der Zeit, die als Spätstadium des schweren Bombardements bezeichnet wird, blieben in Form vieler Einschlagskrater auf dem Mond und dem Merkur zurück. Dasselbe geschah mit der Bildung von Körpern zwischen Mars und Jupiter: Die Häufigkeit der Kollisionen zwischen ihnen war hoch genug, um zu verhindern, dass sie sich in Objekte verwandelten, die größer und regelmäßiger waren, als wir sie heute sehen. Es wird angenommen, dass sich unter ihnen Fragmente von Körpern befinden, die bestimmte Entwicklungsphasen durchlaufen haben und dann bei Kollisionen gespalten wurden, sowie Objekte, die keine Zeit hatten, Teile größerer Körper zu werden, und somit Muster älterer Formationen darstellen . Wie oben erwähnt, ist der Asteroid Lutetia genau so eine Probe. Dies wurde durch die Studien des Asteroiden bestätigt, die von der Raumsonde Rosetta durchgeführt wurden, einschließlich Aufnahmen während eines nahen Vorbeiflugs im Juli 2010.

So in der Entwicklung des Haupt-Asteroidengürtels bedeutende Rolle gehört zu Jupiter. Aufgrund seines gravitativen Einflusses haben wir das derzeit beobachtete Bild der Verteilung von Asteroiden innerhalb des Hauptgürtels erhalten. Was den Kuipergürtel betrifft, wird der Einfluss von Neptun zur Rolle von Jupiter hinzugefügt, was dazu führt, dass Himmelsobjekte in diese abgelegene Region des Sonnensystems geschleudert werden. Es wird angenommen, dass der Einfluss der Riesenplaneten bis zu einer noch weiter entfernten Oortschen Wolke reicht, die sich jedoch näher an der Sonne gebildet hat als heute. In den frühen Phasen der Evolution näherten sich die Riesenplaneten ihren Urobjekten (Planetesimals). natürliche Bewegung führten sogenannte Gravitationsmanöver durch und füllten den Raum auf, der der Oortschen Wolke zuzuschreiben ist. Da sie so weit von der Sonne entfernt sind, unterliegen sie auch dem Einfluss der Sterne unserer Galaxie - der Milchstraße, was zu ihrem chaotischen Übergang auf die Rückbahn in die nahe Region des zirkumsolaren Raums führt. Wir beobachten diese Planetesimale als langperiodische Kometen. Als Beispiel kann man auf den hellsten Kometen des 20. Jahrhunderts verweisen – den Kometen Hale-Bopp, der am 23. Juli 1995 entdeckt wurde und 1997 das Perihel erreichte. Die Periode seines Umlaufs um die Sonne beträgt 2534 Jahre, und das Aphel befindet sich in einer Entfernung von 185 AE. von der Sonne.

Asteroiden-Kometen-Gefahr

Zahlreiche Krater auf der Oberfläche des Mondes, des Merkur und anderer Körper des Sonnensystems werden oft als Beispiel für das Ausmaß der Asteroiden-Kometen-Gefahr für die Erde genannt. Aber ein solcher Hinweis ist nicht ganz richtig, da die überwiegende Mehrheit dieser Krater während der "Periode schwerer Bombardierung" entstanden ist. Dennoch ist es auf der Erdoberfläche mit modernen Technologien, einschließlich der Analyse von Satellitenbildern, möglich, Spuren von Kollisionen mit Asteroiden zu entdecken, die zu viel späteren Perioden der Entwicklung des Sonnensystems gehören. Der größte und älteste bekannte Krater, Vredefort, befindet sich in Südafrika. Sein Durchmesser beträgt etwa 250 Kilometer, sein Alter wird auf zwei Milliarden Jahre geschätzt.

Der Chicxulub-Krater an der Küste der Halbinsel Yucatan in Mexiko entstand nach einem Asteroideneinschlag vor 65 Millionen Jahren, was der Energie einer Explosion von 100 Teraton (10 12 Tonnen) TNT entspricht. Es wird heute angenommen, dass das Aussterben der Dinosaurier das Ergebnis dieses katastrophalen Ereignisses war, das Tsunamis, Erdbeben, Vulkanausbrüche und den Klimawandel aufgrund der Staubschicht verursachte, die sich in der Atmosphäre bildete, die die Sonne bedeckte. Einer der jüngsten - Barringer Crater - befindet sich in der Wüste von Arizona, USA. Sein Durchmesser beträgt 1200 Meter, die Tiefe 175 Meter. Er entstand vor 50.000 Jahren durch den Einschlag eines Eisenmeteoriten mit einem Durchmesser von etwa 50 Metern und einer Masse von mehreren hunderttausend Tonnen.

Insgesamt gibt es jetzt etwa 170 Einschlagskrater, die durch den Einsturz von Himmelskörpern entstanden sind. Die größte Aufmerksamkeit erregte das Ereignis in der Nähe von Tscheljabinsk, als am 15. Februar 2013 in diesem Gebiet ein Asteroid in die Atmosphäre eindrang, dessen Größe auf etwa 17 Meter und eine Masse von 13.000 Tonnen geschätzt wurde. Es explodierte in einer Höhe von 20 Kilometern in der Luft, sein größter Teil mit einem Gewicht von 600 Kilogramm stürzte in den Chebarkul-See.

Sein Fall führte zu keinen Verletzten, die Zerstörung war spürbar, aber nicht katastrophal: Auf einem ziemlich weitläufigen Gebiet wurde Glas zerbrochen, das Dach der Zinkfabrik in Tscheljabinsk stürzte ein, etwa 1.500 Menschen wurden durch Glassplitter verletzt. Es wird angenommen, dass die Katastrophe aufgrund des Glücksfaktors nicht passiert ist: Die Fallbahn des Meteoriten war sanft, sonst wären die Folgen viel schwieriger gewesen. Die Energie der Explosion entspricht 0,5 Megatonnen TNT, was 30 Bomben entspricht, die auf Hiroshima abgeworfen wurden. Asteroid Tscheljabinsk wurde nach der Explosion des Tunguska-Meteoriten am 17. (30.) Juni 1908 zum detailliertesten Ereignis dieser Größenordnung. Nach modernen Schätzungen kommt es weltweit etwa alle 100 Jahre zum Einsturz von Himmelskörpern wie Tscheljabinsk. Was das Tunguska-Ereignis betrifft, als Bäume infolge einer Explosion in einer Höhe von 18 Kilometern mit einer Energie von 10–15 Megatonnen TNT auf einer Fläche von 50 Kilometern Durchmesser verbrannt und gefällt wurden, ereignen sich solche Katastrophen ungefähr einmal alle 300 Jahre. Es gibt jedoch Fälle, in denen kleinere Körper, die häufiger als die genannten mit der Erde kollidierten, merkliche Schäden verursachten. Ein Beispiel ist ein vier Meter großer Asteroid, der am 12. Februar 1947 in Sikhote-Alin nordöstlich von Wladiwostok einschlug. Obwohl der Asteroid klein war, bestand er fast ausschließlich aus Eisen und stellte sich als der größte jemals auf der Erdoberfläche beobachtete Eisenmeteorit heraus. In einer Höhe von 5 Kilometern explodierte es und der Blitz war heller als die Sonne. Das Gebiet des Epizentrums der Explosion (seine Projektion auf die Erdoberfläche) war unbewohnt, aber auf einer Fläche mit einem Durchmesser von 2 Kilometern wurde der Wald beschädigt und es bildeten sich mehr als hundert Krater mit einem Durchmesser von bis zu 26 Metern . Wenn ein solches Objekt heruntergefallen ist Große Stadt Hunderte und sogar Tausende von Menschen wären gestorben.

Gleichzeitig ist es ziemlich offensichtlich, dass die Wahrscheinlichkeit des Todes einer bestimmten Person infolge eines Asteroideneinschlags sehr gering ist. Dies schließt die Möglichkeit nicht aus, dass Hunderte von Jahren ohne nennenswerte Verluste und dann der Untergang vergehen großer Asteroid zum Tod von Millionen Menschen führen. Im Tisch. 1 zeigt die Wahrscheinlichkeiten eines Asteroideneinschlags, korreliert mit der Sterblichkeitsrate durch andere Ereignisse.

Es ist nicht bekannt, wann der nächste Asteroideneinschlag stattfinden wird, der in seinen Folgen mit dem Ereignis in Tscheljabinsk vergleichbar oder schwerwiegender ist. Es kann in 20 Jahren und in mehreren Jahrhunderten fallen, aber es kann auch morgen sein. Eine frühzeitige Warnung vor einem Ereignis wie dem Ereignis in Tscheljabinsk ist nicht nur wünschenswert – es ist auch notwendig, potenziell gefährliche Objekte, die größer als beispielsweise 50 Meter sind, effektiv abzulenken. Kollisionen kleinerer Asteroiden mit der Erde passieren häufiger als wir denken: etwa alle zwei Wochen. Dies wird durch die obige Karte des Einsturzes von Asteroiden mit einer Größe von einem Meter oder mehr in den letzten zwanzig Jahren veranschaulicht, die von der NASA erstellt wurde.

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Methoden zur Ablenkung potenziell gefährlicher erdnaher Objekte

Die Entdeckung des Asteroiden Apophis im Jahr 2004, dessen Wahrscheinlichkeit einer Kollision mit der Erde im Jahr 2036 damals als recht hoch eingeschätzt wurde, führte zu einem deutlich gesteigerten Interesse an der Frage der Asteroiden-Kometen-Abwehr. Es wurden Arbeiten gestartet, um gefährliche Himmelsobjekte zu entdecken und zu katalogisieren, und Forschungsprogramme wurden gestartet, um das Problem zu lösen, ihre Kollisionen mit der Erde zu verhindern. Dadurch hat sich die Zahl der gefundenen Asteroiden und Kometen dramatisch erhöht, sodass mittlerweile mehr entdeckt wurden, als vor Beginn der Arbeiten an dem Programm bekannt waren. und verschiedene Wege Abweichungen von Asteroiden von den Einschlagsbahnen mit der Erde, darunter auch eher exotische. Zum Beispiel das Beschichten der Oberflächen gefährlicher Asteroiden mit Farbe, die ihre Reflexionseigenschaften verändert, was zu der erforderlichen Ablenkung der Flugbahn des Asteroiden aufgrund des Drucks des Sonnenlichts führt. Die Forschung wurde fortgesetzt, um die Flugbahnen gefährlicher Objekte zu ändern, indem Raumfahrzeuge mit ihnen kollidieren. Letztere Methoden scheinen recht vielversprechend zu sein und erfordern keinen Einsatz von Technologien, die über die Möglichkeiten moderner Raketen- und Weltraumtechnik hinausgehen. Ihre Wirksamkeit wird jedoch durch die Masse des zielsuchenden Raumfahrzeugs begrenzt. Für den stärksten russischen Träger Proton-M darf es 5-6 Tonnen nicht überschreiten.

Lassen Sie uns beispielsweise die Geschwindigkeitsänderung von Apophis abschätzen, dessen Masse etwa 40 Millionen Tonnen beträgt: Eine Kollision mit einem 5 Tonnen schweren Raumschiff mit einer Relativgeschwindigkeit von 10 km / s ergibt 1,25 Millimeter pro Sekunde. Wenn der Schlag lange vor der erwarteten Kollision abgegeben wird, ist es möglich, die erforderliche Ablenkung zu erzeugen, aber diese „lange Zeit“ wird viele Jahrzehnte dauern. Es ist derzeit unmöglich, die Flugbahn des Asteroiden bisher mit akzeptabler Genauigkeit vorherzusagen, insbesondere wenn man bedenkt, dass die Kenntnis der Parameter der Aufpralldynamik und folglich die Schätzung der erwarteten Änderung des Geschwindigkeitsvektors des Asteroiden unsicher sind. Um also einen gefährlichen Asteroiden vor einer Kollision mit der Erde abzulenken, muss ein Weg gefunden werden, ein massiveres Projektil auf ihn zu richten. Als solches können wir einen weiteren Asteroiden mit einer Masse anbieten, die die Masse des Raumfahrzeugs deutlich übersteigt, sagen wir 1500 Tonnen. Aber um die Bewegung eines solchen Asteroiden zu kontrollieren, würde zu viel Treibstoff benötigt, um die Idee in die Praxis umzusetzen. Daher wurde für die erforderliche Änderung der Flugbahn des Asteroidenprojektils vorgeschlagen, das sogenannte Gravitationsmanöver zu verwenden, das an sich keinen Kraftstoffverbrauch erfordert.

Unter einem Gravitationsmanöver versteht man den Flug eines Weltraumobjekts (in unserem Fall ein Asteroidenprojektil) eines ziemlich massiven Körpers - der Erde, der Venus, anderer Planeten des Sonnensystems sowie ihrer Satelliten. Die Bedeutung des Manövers liegt in einer solchen Wahl der Parameter der Flugbahn relativ zum Vorbeiflugkörper (Höhe, Anfangsposition und Geschwindigkeitsvektor), die es aufgrund ihres Gravitationseinflusses ermöglichen, die Umlaufbahn eines Objekts (in in unserem Fall ein Asteroid) um die Sonne, so dass sie sich auf der Kollisionsbahn befindet. Mit anderen Worten, anstatt einem gesteuerten Objekt mit Hilfe eines Raketentriebwerks einen Geschwindigkeitsimpuls zu erteilen, erhalten wir diesen Impuls durch die Anziehungskraft des Planeten oder, wie es auch genannt wird, den Schleudereffekt. Darüber hinaus kann die Größe des Impulses erheblich sein - 5 km / s oder mehr. Um es mit einem Standard-Raketentriebwerk herzustellen, muss eine Treibstoffmenge ausgegeben werden, die das 3,5-fache der Masse des Geräts beträgt. Und für die Gravitationsmanövermethode wird Kraftstoff nur benötigt, um das Gerät auf die berechnete Manöverbahn zu bringen, was seinen Verbrauch um zwei Größenordnungen reduziert. Es sei darauf hingewiesen, dass diese Methode zur Änderung der Umlaufbahnen von Raumfahrzeugen nicht neu ist: Sie wurde Anfang der dreißiger Jahre des letzten Jahrhunderts vom Pionier der sowjetischen Raketentechnologie F.A. Zander. Gegenwärtig wird diese Technik in der Praxis von Raumflügen weit verbreitet verwendet. Beispielhaft sei hier noch einmal die europäische Raumsonde Rosetta erwähnt: Sie führte im Laufe einer zehnjährigen Mission drei Gravitationsmanöver in Erdnähe und eines in Marsnähe durch. Man erinnere sich an die sowjetischen Raumschiffe "Vega-1" und "Vega-2", die zuerst den Halleyschen Kometen umkreisten - auf dem Weg dorthin machten sie sich Schwerkraftmanöver Nutzung des Gravitationsfeldes der Venus. Um Pluto im Jahr 2015 zu erreichen, benutzte die NASA-Raumsonde New Horizons ein Manöver im Jupiterfeld. Die Liste der Missionen mit Schwerkraftunterstützung ist mit diesen Beispielen bei weitem nicht vollständig.

Die Verwendung eines Gravitationsmanövers, um relativ kleine erdnahe Asteroiden zu gefährlichen Himmelsobjekten zu lenken, um von der Flugbahn einer Kollision mit der Erde abzuweichen, wurde von Mitarbeitern des Instituts für Weltraumforschung der Russischen Akademie der Wissenschaften auf einer internationalen Konferenz vorgeschlagen das Problem der Asteroidengefahr, organisiert in Malta im Jahr 2009. Und im folgenden Jahr erschien eine Zeitschriftenveröffentlichung, die dieses Konzept umriss und begründete.

Um die Machbarkeit des Konzepts als Beispiel für eine gefährliche zu bestätigen himmlisches Objekt der Asteroid Apophis wurde ausgewählt.

Zunächst akzeptierten sie die Bedingung, dass die Gefahr eines Asteroiden etwa zehn Jahre vor seinem angeblichen Zusammenstoß mit der Erde feststeht. Dementsprechend wurde das Szenario der Abweichung des Asteroiden von der ihn durchquerenden Flugbahn erstellt. Zunächst wurde aus der Liste der erdnahen Asteroiden, deren Umlaufbahnen bekannt sind, einer ausgewählt, der in die Nähe der Erde in eine Umlaufbahn gebracht wird, die geeignet ist, ein Gravitationsmanöver durchzuführen, das sicherstellt, dass der Asteroid Apophis spätestens trifft 2035. Als Auswahlkriterium haben wir die Größe des Geschwindigkeitsimpulses genommen, der dem Asteroiden mitgeteilt werden muss, um ihn auf eine solche Flugbahn zu übertragen. Der maximal zulässige Impuls betrug 20 m/s. Als nächstes wurde eine numerische Analyse möglicher Operationen durchgeführt, um den Asteroiden zu Apophis in Übereinstimmung mit dem folgenden Flugszenario zu führen.

Nach dem Start der Kopfeinheit der Proton-M-Trägerrakete in eine erdnahe Umlaufbahn mit Hilfe der Breeze-M-Trägereinheit wird das Raumschiff auf die Flugbahn zum Projektil-Asteroiden mit anschließender Landung auf seiner Oberfläche überführt. Das Gerät ist an der Oberfläche befestigt und bewegt sich zusammen mit dem Asteroiden bis zu dem Punkt, an dem es den Motor einschaltet, dem Asteroiden einen Impuls erteilt und ihn auf die berechnete Flugbahn des Gravitationsmanövers überträgt - das Fliegen um die Erde. Bei der Bewegung werden die notwendigen Messungen durchgeführt, um die Bewegungsparameter sowohl des Zielasteroiden als auch des Projektilasteroiden zu bestimmen. Basierend auf den Messergebnissen wird die Flugbahn des Projektils berechnet und korrigiert. Mit Hilfe des Antriebssystems des Geräts erhält der Asteroid Geschwindigkeitsimpulse, die Fehler in den Parametern der Bewegungsbahn zum Ziel korrigieren. Dieselben Operationen werden auf der Flugbahn des Raumfahrzeugs zum Flug des Projektilasteroiden durchgeführt. Der Schlüsselparameter bei der Entwicklung und Optimierung des Szenarios ist der Geschwindigkeitsimpuls, der dem geschossenen Asteroiden verliehen werden muss. Für Kandidaten für diese Rolle werden die Daten der Impulsnachricht, die Ankunft des Asteroiden auf der Erde und der Aufprall auf ein gefährliches Objekt bestimmt. Diese Parameter werden so gewählt, dass der auf den Projektilasteroiden übertragene Impuls minimal ist. Im Rahmen der Forschung wurde die gesamte Liste von Asteroiden als Kandidaten analysiert, deren Bahnparameter derzeit bekannt sind - es gibt etwa 11.000 davon.

Als Ergebnis der Berechnungen wurden fünf Asteroiden gefunden, deren Eigenschaften, einschließlich Größen, in der Tabelle angegeben sind. 2. Es wurde von Asteroiden getroffen, deren Abmessungen die Werte, die der maximal zulässigen Masse entsprechen, erheblich überschreiten: 1500–2000 Tonnen. In diesem Zusammenhang müssen zwei Bemerkungen gemacht werden. Erstens weit davon entfernt volle Liste erdnahen Asteroiden (11.000), während es nach modernen Schätzungen mindestens 100.000 davon gibt, die als Grenzen bezeichnet werden (man erinnere sich an den Asteroiden Itokawa). Beachten Sie, dass genau dieser Ansatz in dem amerikanischen Projekt zur Beförderung eines kleinen Asteroiden in die Mondumlaufbahn als realistisch eingeschätzt wird. Aus Tabelle. 2 ist ersichtlich, dass der kleinste Geschwindigkeitsimpuls - nur 2,38 m/s - erforderlich ist, wenn der Asteroid 2006 XV4 als Projektil verwendet wird. Er selbst ist zwar zu groß und überschreitet die geschätzte Grenze von 1500 Tonnen. Wenn Sie jedoch sein Fragment oder seinen Felsbrocken mit einer solchen Masse (falls vorhanden) auf der Oberfläche verwenden, erzeugt der angegebene Impuls einen Standardraketenmotor mit einer Gasaustrittsgeschwindigkeit von 3200 m / s und verbraucht 1,2 Tonnen Treibstoff. Berechnungen haben gezeigt, dass ein Gerät mit einer Gesamtmasse von mehr als 4,5 Tonnen auf der Oberfläche dieses Asteroiden gelandet werden kann, sodass die Lieferung von Treibstoff keine Probleme bereitet. Und die Verwendung eines elektrischen Raketenmotors wird den Kraftstoffverbrauch (genauer gesagt das Arbeitsfluid) auf 110 Kilogramm reduzieren.

Dabei ist jedoch zu berücksichtigen, dass sich die in der Tabelle angegebenen Angaben zu den erforderlichen Geschwindigkeitsimpulsen auf den Idealfall beziehen, wenn die erforderliche Änderung des Geschwindigkeitsvektors absolut exakt realisiert wird. Tatsächlich ist dies nicht der Fall, und wie bereits erwähnt, ist es notwendig, einen Vorrat an Arbeitsflüssigkeit für Umlaufbahnkorrekturen zu haben. Bei den bisher erreichten Genauigkeiten kann die Korrektur insgesamt bis zu 30 m/s erfordern, was die Nennwerte der Größe der Geschwindigkeitsänderung übersteigt, um das Problem des Abfangens eines gefährlichen Objekts zu lösen.

In unserem Fall, wenn das kontrollierte Objekt eine um drei Größenordnungen größere Masse hat, ist eine andere Lösung erforderlich. Es existiert - dies ist die Verwendung eines elektrischen Raketenmotors, der es ermöglicht, den Verbrauch des Arbeitsfluids bei gleichem Korrekturimpuls um den Faktor zehn zu reduzieren. Um die Genauigkeit der Führung zu verbessern, wird außerdem vorgeschlagen, ein Navigationssystem zu verwenden, das ein kleines, mit einem Transceiver ausgestattetes Gerät enthält, das im Voraus auf der Oberfläche eines gefährlichen Asteroiden platziert wird, und zwei Untersatelliten, die das Hauptgerät begleiten . Mit Hilfe von Transceivern werden der Abstand zwischen den Geräten und ihre Relativgeschwindigkeiten gemessen. Ein solches System ermöglicht es sicherzustellen, dass das Asteroidenprojektil das Ziel mit einer Abweichung von weniger als 50 Metern trifft, vorausgesetzt, dass in der letzten Phase der Annäherung an das Ziel ein kleiner chemischer Motor mit einem Schub von mehreren zehn Kilogramm verwendet wird. Erzeugung eines Geschwindigkeitsimpulses innerhalb von 2 m/s.

Von den Fragen, die sich bei der Diskussion über die Machbarkeit des Konzepts der Verwendung kleiner Asteroiden zur Ablenkung gefährlicher Objekte stellen, ist die Frage nach dem Risiko einer Kollision eines Asteroiden mit der Erde, übertragen auf die Flugbahn eines Gravitationsmanövers um ihn herum, wesentlich. Im Tisch. 2 zeigt die Entfernungen von Asteroiden vom Erdmittelpunkt im Perigäum bei der Durchführung eines Gravitationsmanövers. Für vier überschreiten sie 15.000 Kilometer, und für den Asteroiden 1994 beträgt GV 7427,54 Kilometer ( durchschnittlicher Radius Erde - 6371 Kilometer). Die Entfernungen sehen sicher aus, aber es gibt noch keine Garantie dafür, dass kein Risiko besteht, wenn der Asteroid so groß ist, dass er die Erdoberfläche erreichen kann, ohne in der Atmosphäre zu verglühen. Wie extrem zulässige Größe Betrachten Sie einen Durchmesser von 8–10 Metern, vorausgesetzt, der Asteroid ist kein Eisen. Ein radikaler Weg, das Problem zu lösen, besteht darin, Mars oder Venus zum Manövrieren zu verwenden.

Asteroiden für die Forschung einfangen

Die Grundidee des Projekts Asteroid Redirect Mission (ARM) besteht darin, einen Asteroiden in eine andere Umlaufbahn zu versetzen, die für die Forschung mit direkter menschlicher Beteiligung bequemer ist. Als solches wurde eine Umlaufbahn nahe der Mondbahn vorgeschlagen. Als weitere Option zur Änderung der Umlaufbahn von Asteroiden betrachtete IKI RAS Methoden zur Steuerung der Bewegung von Asteroiden mithilfe von Schwerkraftmanövern in Erdnähe, ähnlich denen, die entwickelt wurden, um kleine Asteroiden zu gefährlichen erdnahen Objekten zu führen.

Das Ziel solcher Manöver ist die Überführung von Asteroiden in mitschwingende Umlaufbahnen orbitale Bewegung Erde, insbesondere mit dem Verhältnis der Perioden des Asteroiden und der Erde 1:1. Unter den erdnahen Asteroiden gibt es dreizehn, die im angegebenen Verhältnis und an der unteren zulässigen Grenze des Perigäumsradius - 6700 Kilometer - in Resonanzbahnen versetzt werden können. Dazu reicht es aus, wenn einer von ihnen einen Geschwindigkeitsimpuls von nicht mehr als 20 m/s meldet. Ihre Liste ist in der Tabelle dargestellt. 3, wo die Größen der Geschwindigkeitsimpulse angegeben sind, die den Asteroiden auf die Flugbahn des Gravitationsmanövers in der Nähe der Erde übertragen, wodurch die Periode seiner Umlaufbahn gleich der Erde wird, dh ein Jahr. Dort sind auch die maximal und minimal erreichbaren Geschwindigkeiten des Asteroiden bei seiner heliozentrischen Bewegung angegeben. Es ist interessant festzustellen, dass die Höchstgeschwindigkeiten sehr hoch sein können, wodurch das Manöver den Asteroiden ziemlich weit von der Sonne wegschleudern kann. Zum Beispiel kann der Asteroid 2012 VE77 in eine Umlaufbahn mit einem Aphel in einer Entfernung von der Umlaufbahn des Saturn und der Rest - jenseits der Umlaufbahn des Mars - geschickt werden.

Der Vorteil resonanter Asteroiden besteht darin, dass sie jedes Jahr in die Nähe der Erde zurückkehren. Dadurch ist es möglich, mindestens jedes Jahr ein Raumschiff auf einen Asteroiden zu schicken und Bodenproben zur Erde zu liefern, und es wird fast kein Treibstoff benötigt, um das Landefahrzeug zur Erde zurückzubringen. In dieser Hinsicht hat ein Asteroid in einer resonanten Umlaufbahn Vorteile gegenüber einem Asteroiden in einer Mondumlaufbahn, wie im Keck-Projekt geplant, da er für die Rückkehr einen merklichen Treibstoffverbrauch benötigt. Für unbemannte Missionen kann das entscheidend sein, aber für bemannte Flüge, wenn es darum geht, dass das Gerät im Notfall schnellstmöglich (innerhalb einer Woche oder sogar früher) zur Erde zurückkehrt, mag der Vorteil auf der Seite liegen das ARM-Projekt.

Andererseits ermöglicht die jährliche Rückkehr resonanter Asteroiden zur Erde periodische Gravitationsmanöver, die jedes Mal ihre Umlaufbahn ändern, um die Forschungsbedingungen zu optimieren. In diesem Fall muss die Umlaufbahn resonant bleiben, was durch die Durchführung mehrerer Schwerkraftmanöver einfach zu implementieren ist. Mit diesem Ansatz ist es möglich, den Asteroiden auf eine Umlaufbahn zu bringen, die mit der Erde identisch ist, aber leicht zu ihrer Ebene (zur Ekliptik) geneigt ist. Dann nähert sich der Asteroid zweimal im Jahr der Erde. Die aus einer Abfolge von Gravitationsmanövern resultierende Bahnenfamilie umfasst eine Umlaufbahn, deren Ebene in der Ekliptik liegt, aber eine sehr große Exzentrizität aufweist und wie der Asteroid 2012 VE77 die Umlaufbahn des Mars erreicht.

Wenn wir die Technologie der Gravitationsmanöver für Planeten weiterentwickeln, einschließlich der Konstruktion von Resonanzbahnen, dann entsteht die Idee, den Mond zu nutzen. Tatsache ist, dass das Gravitationsmanöver des Planeten in seiner reinen Form es nicht erlaubt, ein Objekt in die Umlaufbahn des Satelliten einzufangen, da sich die Energie seiner relativen Bewegung beim Umfliegen des Planeten nicht ändert. Wenn es gleichzeitig um den natürlichen Satelliten des Planeten (den Mond) fliegt, kann seine Energie reduziert werden. Das Problem ist, dass die Reduktion ausreichen sollte, um in die Umlaufbahn des Satelliten zu gelangen, dh die Anfangsgeschwindigkeit relativ zum Planeten sollte klein sein. Wird diese Voraussetzung nicht erfüllt, verlässt das Objekt die Erdumgebung für immer. Aber wenn Sie die Geometrie des kombinierten Manövers so wählen, dass der Asteroid dadurch in einer Resonanzbahn bleibt, können Sie das Manöver in einem Jahr wiederholen. So ist es möglich, einen Asteroiden in die Umlaufbahn des Erdsatelliten einzufangen, indem man Gravitationsmanöver in der Nähe der Erde unter Beibehaltung der Resonanzbedingung und eines koordinierten Vorbeiflugs des Mondes anwendet.

Es ist offensichtlich, dass einzelne Beispiele, die die Möglichkeit der Umsetzung des Konzepts der Steuerung der Bewegung von Asteroiden durch Gravitationsmanöver bestätigen, keine Garantie für die Lösung des Problems der Asteroiden-Kometen-Gefahr für jedes Himmelsobjekt sind, das mit der Erde zu kollidieren droht. Es kann vorkommen, dass es im Einzelfall keinen geeigneten Asteroiden gibt, der darauf gerichtet werden kann. Aber, wie die neuesten Ergebnisse der Berechnungen zeigen, die unter Berücksichtigung der "frischen" katalogisierten Asteroiden durchgeführt wurden, mit der maximal zulässigen Impulsgeschwindigkeit, die erforderlich ist, um den Asteroiden in die Nähe des Planeten zu bringen, gleich 40 m/s, die Anzahl der geeigneten Asteroiden ist 29, 193 und 72 für Venus, Erde und Mars. Sie sind in der Liste der Himmelskörper enthalten, deren Bewegung mittels moderner Raketen- und Weltraumtechnik kontrolliert werden kann. Die Liste wird schnell länger, da derzeit durchschnittlich zwei bis fünf Asteroiden pro Tag entdeckt werden. So wurden für den Zeitraum vom 1. bis 21. November 2014 58 erdnahe Asteroiden entdeckt. Bisher konnten wir die Bewegung natürlicher Himmelskörper nicht beeinflussen, aber eine neue Phase in der Entwicklung der Zivilisation beginnt, wenn dies möglich wird.

Glossar zum Artikel

Bodesches Gesetz(die Titius-Bode-Regel, 1766 vom deutschen Mathematiker Johann Titius aufgestellt und 1772 vom deutschen Astronomen Johann Bode neu formuliert) beschreibt die Abstände zwischen den Umlaufbahnen der Planeten des Sonnensystems und der Sonne sowie zwischen den Planeten und die Umlaufbahnen seiner natürlichen Satelliten. Eine seiner mathematischen Formulierungen: R i = (D i + 4)/10, wobei D i = 0, 3, 6, 12 ... n, 2n, und R i der durchschnittliche Radius der Umlaufbahn des Planeten in astronomischen Einheiten ist (a. e.).

Dieses empirische Gesetz gilt für die meisten Planeten mit einer Genauigkeit von 3 %, scheint aber keine physikalische Bedeutung zu haben. Es wird jedoch angenommen, dass im Stadium der Entstehung des Sonnensystems infolge von Gravitationsstörungen eine regelmäßige Ringstruktur von Regionen entstanden ist, in denen sich die Umlaufbahnen von Protoplaneten als stabil herausstellten. Spätere Studien des Sonnensystems zeigten, dass das Bodesche Gesetz im Allgemeinen bei weitem nicht immer erfüllt ist: Die Umlaufbahnen von Neptun und Pluto zum Beispiel sind viel näher an der Sonne als er vorhersagt (siehe Tabelle).

(L-Punkte oder Librationspunkte, von lat. Libration- Schwingen) - Punkte im System zweier massiver Körper, zum Beispiel die Sonne und ein Planet oder ein Planet und sein natürlicher Satellit. Ein Körper mit deutlich geringerer Masse – ein Asteroid oder ein Weltraumlabor – bleibt an jedem der Lagrange-Punkte und schwingt mit kleiner Amplitude, vorausgesetzt, dass nur Gravitationskräfte auf ihn einwirken.

Die Lagrange-Punkte liegen in der Bahnebene beider Körper und sind mit Indizes von 1 bis 5 bezeichnet. Die ersten drei - kollinear - liegen auf einer geraden Linie, die die Mittelpunkte massiver Körper verbindet. Punkt L 1 befindet sich zwischen massiven Körpern, L 2 - hinter den weniger massiven, L 3 - hinter den massiveren. An diesen Stellen ist die Position des Asteroiden am wenigsten stabil. Die Punkte L 4 und L 5 - dreieckig oder trojanisch - befinden sich auf der Umlaufbahn auf beiden Seiten der Linie, die die Körper mit großer Masse verbindet, in einem Winkel von etwa 60 von der sie verbindenden Linie (z. B. Sonne und Erde).

Punkt L 1 des Erde-Mond-Systems ist ein geeigneter Ort, um eine bemannte Orbitalstation zu platzieren, die es Astronauten ermöglicht, mit minimalen Treibstoffkosten zum Mond zu gelangen, oder ein Observatorium zur Beobachtung der Sonne, das zu diesem Zeitpunkt niemals von beiden verdeckt wird Erde oder Mond.

Punkt L 2 des Sonne-Erde-Systems eignet sich zum Bau von Weltraumobservatorien und Teleskopen. Das Objekt behält an diesem Punkt seine Ausrichtung relativ zur Erde und zur Sonne auf unbestimmte Zeit bei. Es beherbergt bereits die amerikanischen Labors Planck, Herschel, WMAP, Gaia und andere.

Am Punkt L 3, auf der anderen Seite der Sonne, haben Science-Fiction-Autoren wiederholt einen bestimmten Planeten platziert - die Gegenerde, die entweder aus der Ferne angereist ist oder gleichzeitig mit der Erde erschaffen wurde. Moderne Beobachtungen haben es nicht entdeckt.

Exzentrizität(Abb. 1) - eine Zahl, die die Form einer Kurve zweiter Ordnung (Ellipse, Parabel und Hyperbel) charakterisiert. Mathematisch ist es gleich dem Verhältnis des Abstands eines beliebigen Punktes der Kurve zu seinem Brennpunkt zum Abstand von diesem Punkt zu der geraden Linie, die als Leitlinie bezeichnet wird. Ellipsen – die Bahnen von Asteroiden und den meisten anderen Himmelskörpern – haben zwei Leitlinien. Ihre Gleichungen lauten: x = ±(a/e), wobei a die große Halbachse der Ellipse ist; e - Exzentrizität - ein konstanter Wert für jede gegebene Kurve. Die Exzentrizität der Ellipse ist kleiner als 1 (für eine Parabel e \u003d 1, für eine Hyperbel e\u003e 1); bei e > 0 nähert sich die Form der Ellipse einem Kreis an, bei e > 1 wird die Ellipse immer mehr gestreckt und gestaucht und entartet im Grenzbereich zu einem Segment - ihrer eigenen Hauptachse 2a. Eine andere, einfachere und anschaulichere Definition der Exzentrizität einer Ellipse ist das Verhältnis der Differenz zwischen ihrem maximalen und minimalen Abstand zum Fokus zu ihrer Summe, dh der Länge der Hauptachse der Ellipse. Bei zirkumsolaren Bahnen ist dies das Verhältnis der Differenz der Entfernung eines Himmelskörpers von der Sonne am Aphel und am Perihel zu ihrer Summe (Hauptachse der Bahn).

sonniger Wind- konstanter Plasmafluss Sonnenkorona, dh geladene Teilchen (Protonen, Elektronen, Heliumkerne, Sauerstoffionen, Silizium, Eisen, Schwefel) in radialer Richtung von der Sonne. Es nimmt ein kugelförmiges Volumen mit einem Radius von mindestens 100 AE ein. Das heißt, die Grenze des Volumens wird durch die Gleichheit des dynamischen Drucks bestimmt Sonnenwind und interstellaren Gasdruck, Magnetfeld Galaxie und galaktische kosmische Strahlen.

Ekliptik(aus dem Griechischen. Eklepsis- Sonnenfinsternis) - ein großer Kreis der Himmelskugel, entlang dessen die scheinbare jährliche Bewegung der Sonne stattfindet. Da sich die Erde um die Sonne bewegt, ist die Ekliptik in Wirklichkeit ein Abschnitt der Himmelskugel durch die Ebene der Erdumlaufbahn. Die Ekliptik verläuft durch die 12 Sternbilder des Tierkreises. Seinen griechischen Namen verdankt er der Tatsache, dass seit der Antike bekannt ist, dass Sonnen- und Mondfinsternisse auftreten, wenn sich der Mond in der Nähe des Schnittpunkts seiner Umlaufbahn mit der Ekliptik befindet.