Suhteellisen pienten taivaankappaleiden ryhmä, jonka kiertoradat sijaitsevat Marsin ja Jupiterin välissä, on tunnettu pitkään. Tämä on niin kutsuttu asteroidivyöhyke. Totta, Kuiperin vyöhykkeen ja Oort-pilven löytämisen myötä sitä alettiin kutsua pääasteroidivyöhykkeeksi.

Eros tai Pallas kokoiset asteroidit ja halkaisijaltaan useita metrejä kalliokappaleet kiertävät Auringon kiertoradalla, jonka säteet ovat noin 2,1 - lähes 4 tähtitieteellistä yksikköä (AU). Muistakaamme, että yksi on yhtä suuri kuin etäisyys Maan ja Auringon välillä – 150 miljoonaa kilometriä.

Kuitenkin 1900-luvun alussa löydettiin asteroidi, joka ei sopinut sääntöihin. Se liikkui samalla kiertoradalla kuin Jupiter, 60° sitä edellä aurinkoon nähden. Siten vahvistettiin, että tähtijärjestelmämme pienten taivaankappaleiden joukossa on esineitä, jotka liikkuvat ikään kuin hihnassa planeettojen takana tai "troijalaisia ​​asteroideja".

Viime vuosikymmeninä tähtitiede on ottanut merkittäviä harppauksia eteenpäin. Teleskoopit ja voimakkaimmat supertietokoneet, jotka on lähetetty ilmakehän ulkopuolelle maan kiertoradalle, ottivat paikkansa riveissä. Yksi fysikaalinen ja matemaattinen ongelma on kuitenkin edelleen ratkaisematta - kolmen painovoimaisesti toistensa kanssa vuorovaikutuksessa olevan kappaleen liikkeen laskeminen. Yksikään tiedemies ei ole vielä ehdottanut menetelmää kolmen kappaleen kiertoradan laskemiseksi enemmän tai vähemmän pitkäksi ajaksi.

Ainoa tällä alalla menestynyt matemaatikko oli ranskalainen Joseph Lagrange. 1700-luvun lopulla hän laski kolmen taivaankappaleen pyörimislait sillä ainoalla varoituksella, että yhdellä niistä pitäisi olla mitätön massa verrattuna kahteen muuhun. Lagrangen laskelmat osoittivat, että avaruudessa on alueita, pisteitä, joissa molempien massiivisten kappaleiden gravitaatiovaikutus on tasapainossa. Ja kolmas (kevyt) kappale, joka on näissä kohdissa, voi pysyä melkein liikkumattomana kahteen raskaaseen verrattuna.

Lagrangen pisteet

Kuinka tämä on mahdollista? Tarkastellaan esimerkiksi kaavion kohtaa L1. Newtonin taivaanmekaniikan lakien mukaan Aurinkoa lähempänä Maata sijaitsevan kappaleen tulisi liikkua kiertoradalla nopeammin ja "lentää" eteenpäin. Miksi näin ei tapahdu, ja keho pyörii planeetan mukana? Kyllä, koska Maa, joka vetää puoleensa esinettä, näyttää vähentävän auringon vetovoimaa siihen (Aurinko "näyttää" vähemmän massiiviselta esineelle). Ja kevyemmän keskuksen ympärillä satelliitti pyörii hitaammin.

Muiden, vastaavien kaavioiden mukaan fysiikan lait toimivat moitteettomasti myös suhteessa muihin Lagrange-pisteisiin.

Avaus ja otsikko

Ensimmäinen troijalainen asteroidi löydettiin vuonna 1904 Jupiterin kiertoradan L4-pisteestä. Kuten tavallista, sen nimi lainattiin muinaisesta kreikkalaisesta eeposesta. Taivaankappale sai legendaarisen Troijan sankarin nimen - "Achilles". Sitten jättimäisen planeetan kiertoradalta löydettiin yksi toisensa jälkeen jopa kaksikymmentä asteroidia lisää.

Löytö ei ollut yllätys tutkijoille; monet tähtitieteilijät yrittivät testata Lagrangen teoriaa. Kuten odotettiin, kaikki löydetyt kappaleet sijaitsivat Jupiterin kiertoradan pisteissä L4 ja L5.

Ja kaikki nimet, jotka seuraavat Akhilleusta, annettiin heille Troijan sodan sankareiden kunniaksi: Ajax, Hector, Diomedes, Patroclus jne. Hyökkäävän kreikkalaisen puolen soturit asettuivat kohtaan L4 ja troijalaiset asettuivat kohtaan L5. Siten nimi "Troijan asteroidit" annettiin kaikille myöhemmin löydetyille samankaltaisille kohteille, mukaan lukien muiden planeettojen kiertoradalla oleville kohteille.

Useimmat tutkijat epäilivät pitkään troijalaisten olemassaoloa pienten planeettojen, kuten Maan tai Marsin, lähellä. Itse asiassa tällaisella asteroidilla itse planeetan ja tähden lisäksi muilla aurinkokunnan massiivisilla kappaleilla on myös merkittävä gravitaatiovaikutus, ja kohteen vakaus pienen planeetan Lagrange-pisteissä on kyseenalainen. Kuitenkin vuonna 1990 Marsin L5-pisteestä löydettiin asteroidi, nimeltään "Eureka".

Troijalaisten asteroidien määrän mestarin odotetaan olevan aurinkokunnan suurin ja massiivisin planeetta. Tähän mennessä sen kiertoradalla tiedetään luotettavasti yli kuudesta tuhannesta "troijalaisesta". Muilta suurilta planeetoilta: Uranuksesta, Neptunuksesta ja Saturnuksesta löydettiin suuruusluokkaa vähemmän troijalaisia ​​satelliitteja. Ja syynä tähän ei ole vain niiden massa, joka on pienempi Jupiteriin verrattuna, vaan myös tämän kaasujättiläisen läheisyys. Valtavan massansa ansiosta Jupiter varastaa helposti muiden ihmisten asteroidit tai lyö ne ulos Lagrange-pisteistä ja lähettää ne pyörimään tähden ympäri omilla elliptisellä kiertoradalla, tai jopa heittää ne aurinkokunnasta kuin hihna.

Troijan maan asteroidit

Hyvin pitkään aikaan ei ollut mahdollista havaita troijalaisia ​​asteroideja lähellä kotiplaneettaamme. Asia on siinä, että Maan pisteet L4 ja L5 ovat melkein aina planeetan pinnalla sijaitsevan tarkkailijan päivän puolella, ja auringonvalo häiritsee havainnointia.

Ongelma sai alkunsa vuonna 2010 avaruuteen lähetetyn Wise-orbitaaliteleskoopin ansiosta. Ensimmäinen ja toistaiseksi ainoa maaplaneetan troijalainen 2010TK7 löydettiin. Se sijaitsee Lagrange-pisteessä L4. 2010TK7 on merkillinen halkaisijaltaan noin 300 metrin epäsäännöllisen muotoinen kivipala, jota avaruudessa pyörii valtava valikoima.

Käytännöllinen käyttö

Tiedemiehet ehdottavat Troijan asteroidien ominaisuuksien käyttöä eri tavoin tulevaisuudessa. Esimerkiksi Sun-Earth-järjestelmän L2-pistettä voidaan käyttää kiertoradan teleskoopin sijoittamiseen siihen. Tällainen jatkuvasti planeetan varjossa oleva havaintoasema on edullisemmassa asemassa kuin kiertoradat. On helpompaa suorittaa pitkän aikavälin havaintoja tietyltä taivaan alueelta, koska kiertoa ei ole Maan ympäri.

Piste L1 voi olla hyvä paikka tähtien jatkuvaa seurantaa varten. Havaitse ajoissa auringon aktiivisuuden lisääntyminen ja varoita maan päällä sijaitsevia palveluita lähestyvästä aurinkoplasman sinkoutumisesta. Kaikki tämä voidaan tehdä ajoissa ensimmäisellä "rajalla" sijaitsevan tieteellisen laitteen avulla.

Ja tuleva kuun tutkimus on luultavasti mahdotonta ajatella ilman suuria väliavaruusasemia, jotka riippuvat planeettamme ja sen luonnollisen satelliitin välissä. Maa-Kuu-järjestelmän Lagrange-pisteissä sijaitsevat laitteet selviävät tästä tehtävästä parhaalla mahdollisella tavalla.

Kuu on Maan ainoa luonnollinen satelliitti. Olimme kerran tästä niin varmoja, ettemme edes antaneet kuullemme tarkkaa nimeä. Toisaalta tämä on täysin perusteltua, koska Kuu, joka on yötaivaan kirkkain ja suurin kohde, ei kaipaa esittelyä. Loput 6 Maan satelliittia ovat niin pieniä ja kaukana, että ne voidaan nähdä vain tehokkaiden kaukoputkien läpi. Lisäksi ne pyörivät Auringon ympäri, mutta niihin vaikuttaa Maan painovoima.

Voidaan kiistellä pitkään siitä, ovatko tällaiset esineet luonnollisia satelliitteja, mutta koska niin sanotusti virallista näkemystä asiasta ei ole vielä määritetty, mikään ei estä luokittelemasta niitä sellaisiksi. Kansainvälinen tähtitieteellinen liitto, johtava organisaatio määrittämään, mikä tietty taivaankappale on ja miten tätä kappaletta pitäisi oikein kutsua, lupaa lähitulevaisuudessa antaa selkeän määritelmän käsitteille "satelliitti" ja "painovoimajärjestelmän komponentti". ” Siksi meillä on toistaiseksi tämä, meillä on se.

Joten yhdessä Kuun kanssa maapallolla on 7 satelliittia. 5 niistä on kvasiorbitaalisia asteroideja tai yksinkertaisesti kvasisatelliitteja, toinen kuuluu troijalaisten asteroidien luokkaan. Tiettyyn pisteeseen asti molemmat (tässä tapauksessa toinen) olivat aivan tavallisia asteroideja ja kiersivät enemmän tai vähemmän vakailla kiertoradoillaan Auringon ympäri, kunnes eräänä päivänä ne törmäsivät mitoiltaan valtavaan maahan, jonka seurauksena ne joutuivat 1:1 kiertoradalle resonanssiin viimeisen kanssa. Toisin sanoen Maan pyöriminen ja "vangitut" asteroidit on synkronoitu ja nyt ne tekevät yhden kierroksen Auringon ympäri samassa ajassa.

Muuten nämä kaksi tyyppiä ovat pohjimmiltaan erilaisia, joten tarkastelemme niitä erikseen.

Maan kvasisatelliitit

Mikä on näennäissatelliitti? Periaatteessa siitä voi tulla melkein mikä tahansa taivaankappale, joka löytää olevansa 1-1 kiertoresonanssissa planeetan kanssa. Huolimatta täysin yhteneväisistä kiertoratajaksoista, kvasisatelliiteilla on aina suurempi kiertoradan epäkeskisyys (poikkeama ympyrästä) ja joskus myös selvä kaltevuus suhteessa ekliptiseen tasoon (tasoon, jossa planeetta pyörii).

Kvasisatelliittien ja troijalaisten asteroidien pääominaisuus on, että ne ovat kulloinkin täsmälleen samalla etäisyydellä Maasta kuin vuosi sitten. Itse asiassa tästä syystä niitä pidetään luonnollisina satelliiteina.

Toisaalta heidän "uskollisuutensa" planeetalle ei ole aina vakaata: gravitaatiotandemin kesto voi vaihdella useista kiertoratajaksoista satoihin tuhansiin kiertoradoihin.

Cruthney

Suurin ja tunnetuin Maan näennäiskiertoradan satelliiteista on asteroidi Cruithney (3753). Amatööritähtitieteilijä löysi sen vuonna 1986, ja siitä tuli ensimmäinen tunnettu taivaankappale aurinkokunnassa, joka liikkui niin oudolla mutta vakaalla kiertoradalla. Myöhemmin tähtitieteilijät löysivät samanlaisia ​​kumppaneita kuin Venus, Jupiter, Saturnus, Uranus, Neptunus ja jopa Pluto.

Valitettavasti emme todella tiedä, mikä Cruitney on. Tämä on asteroidi, jonka halkaisija on noin 5 km. Se pyörii hyvin pitkänomaisella kiertoradalla, joka on kallistettu ekliptiikan tasoon, perihelion (aurinkoa lähinnä oleva kiertoradan piste) sijaitsee Merkuriuksen ja Venuksen kiertoradan välissä ja aphelion - Marsin ja Jupiterin välillä.

L 4 ja L 5 suuret planeetat (60° planeetan edessä ja takana), pääasteroidivyöhykkeen ulkopuolella. Niiden kierrosaika Auringon ympäri on sama kuin planeetan pyörimisjakso, eli ne ovat 1:1 kiertoradalla. Planeetta-Aurinkojärjestelmässä ne suorittavat librationaalisia liikkeitä Lagrangin pisteiden ympärillä, minkä seurauksena niiden suhteellinen asema muuttuu jatkuvasti.

1. Marsin troijalaiset

2. Jupiterin troijalaiset

3. Neptunuksen troijalaiset

Nyt asiantuntijoilla on tietoja vain kuudesta tällaisesta kohteesta pisteen L 4 läheisyydessä, ja tätä käytettiin mallintamisessa. Tämän seurauksena kävi ilmi, että Troijalainen 2001 QR322 oli epävakaa ja (teoreettisesti) siitä voi tulla kentauri.

Neptunuksen Troijan asteroidien, joiden koko on yli 1 km, arvioitu populaatio on 1-10 miljoonaa Jos oletetaan, että todellinen luku on lähellä miljoonaa ja epävakaa 2001 QR322 erottuu liikaa muiden esineiden taustasta. Troijalaisten osuus kentauripopulaation täyttämisessä voi olla tutkijoiden mukaan 3 %.

Jos otamme perustaksi luvun 10 miljoonaa ja oletetaan, että vuonna 2001 QR322 on samanlainen kuin veljensä, niin 100 vuoden välein yhdestä virtuaalisesta Neptunian troijalaisesta tulee kentauri. Yksi tällainen lähde riittää pitämään yllä jälkimmäisen väestön.