Yhdistelmäkuva (mittakaavassa) otettuista asteroideista korkea resoluutio. Vuonna 2011 nämä olivat suurimmasta pienimpään: (4) Vesta, (21) Lutetia, (253) Matilda, (243) Ida ja sen satelliitti Dactyl, (433) Eros, (951) Gaspra, (2867) Steins, (25143) Itokawa

Asteroidi (yleinen vuoteen 2006 asti synonyymi - pieni planeetta) on suhteellisen pieni taivaankappale, joka kiertää ympäri. Asteroidit ovat massaltaan ja kooltaan huomattavasti pienempiä, niillä on epäsäännöllinen muoto, eikä niitä ole, vaikka heilläkin voi olla.

Määritelmät

Asteroidin (4) Vestan, kääpiöplaneetan Ceresin ja Kuun vertailukoot. Resoluutio 20 km/pikseli

Termin asteroidi (muista kreikkalaisista sanoista ἀστεροειδής - "kuin tähti", sanoista ἀστήρ - "tähti" ja εἶδος - "ulkonäkö, ulkonäkö, laatu") loi säveltäjä Charles Burney ja esitteli nämä esineet William Herlin perusteella. ovat Teleskoopin läpi katsottuna ne näyttivät pisteiltä, ​​toisin kuin planeetat, jotka näyttävät levyiltä kaukoputken läpi katsottuna. Termin "asteroidi" tarkkaa määritelmää ei ole vielä vahvistettu. Vuoteen 2006 asti asteroideja kutsuttiin myös pienemmiksi planeetoiksi.

Pääparametri, jolla luokittelu suoritetaan, on kehon koko. Runkoja, joiden halkaisija on yli 30 m, pidetään asteroideina, pienempiä kappaleita kutsutaan.

Vuonna 2006 Kansainvälinen tähtitieteellinen liitto luokitteli suurimman osan asteroideista.

Asteroidit aurinkokunnassa

Pääasteroidivyöhyke (valkoinen) ja Jupiterin Troijan asteroidit (vihreä)

Tällä hetkellä aurinkokunnasta on löydetty satoja tuhansia asteroideja. 11.1.2015 tietokannassa oli 670 474 kohdetta, joista 422 636:lla oli tarkka kiertorata ja virallinen luku, joista yli 19 000 oli virallisesti hyväksyttyjä nimiä. Oletetaan, että aurinkokunnassa voi olla 1,1-1,9 miljoonaa kappaletta, jotka ovat suurempia kuin 1 km. Suurin osa tällä hetkellä tunnetuista asteroideista on keskittynyt kiertoradan ja kiertoradan väliin.

Aurinkokunnan suurimman asteroidin katsottiin olevan kooltaan noin 975 × 909 km, mutta 24. elokuuta 2006 lähtien se on saanut statuksen. Kaksi muuta suurinta asteroidia ovat (2) Pallas ja niiden halkaisija on ~500 km. (4) Vesta on ainoa asteroidivyöhyke, joka voidaan havaita paljaalla silmällä. Asteroideja, jotka liikkuvat muilla kiertoradoilla, voidaan havaita myös lähellä kulkemisen aikana (esim. (99942) Apophis).

Päävyöhykkeen kaikkien asteroidien kokonaismassaksi on arvioitu 3,0-3,6·10 21 kg, mikä on vain noin 4 % massasta. Ceresin massa on 9,5 10 20 kg eli noin 32 % kokonaismäärästä ja yhdessä kolmen suurimman asteroidin kanssa (4) Vesta (9 %), (2) Pallas (7 %), (10) Hygiea ( 3% ) - 51%, eli suurimmalla osalla asteroideista on merkityksetön massa tähtitieteellisesti mitattuna.

Asteroidien tutkiminen

Asteroidien tutkimus alkoi sen jälkeen, kun William Herschel löysi planeetan vuonna 1781. Sen keskimääräinen heliosentrinen etäisyys osoittautui Titius-Boden säännön mukaiseksi.

1700-luvun lopulla Franz Xaver perusti 24 tähtitieteilijän ryhmän. Vuodesta 1789 lähtien tämä ryhmä on etsinyt planeettaa, jonka Titius-Boden säännön mukaan olisi pitänyt olla noin 2,8 tähtitieteellisen yksikön etäisyydellä Auringosta - Marsin ja Jupiterin kiertoradan väliltä. Tehtävänä oli kuvata kaikkien horoskooppitähtikuvioiden alueella olevien tähtien koordinaatit tietyllä hetkellä. Seuraavina iltoina tarkastettiin koordinaatit ja korostettiin kohteet, jotka liikkuivat pidemmälle. Etsittävän planeetan arvioitu siirtymä on täytynyt olla noin 30 kaarisekuntia tunnissa, mikä olisi pitänyt olla helposti havaittavissa.

Ironista kyllä, ensimmäisen asteroidin, Ceresin, löysi italialainen Piazzi, joka ei ollut mukana tässä projektissa, sattumalta vuonna 1801, vuosisadan ensimmäisenä yönä. Kolme muuta - (2) Pallas, (3) Juno ja (4) Vesta löydettiin muutaman seuraavan vuoden aikana - viimeinen, Vesta, vuonna 1807. Toisen 8 vuoden tuloksettoman etsinnän jälkeen useimmat tähtitieteilijät päättivät, ettei siellä ollut enää mitään, ja lopettivat tutkimuksen.

Karl Ludwig Henke kuitenkin sinnitti, ja vuonna 1830 hän jatkoi uusien asteroidien etsimistä. Viisitoista vuotta myöhemmin hän löysi Astrean, ensimmäisen uuden asteroidin 38 vuoteen. Hän löysi myös Heben alle kaksi vuotta myöhemmin. Sen jälkeen muut tähtitieteilijät liittyivät etsintään, ja sitten löydettiin vähintään yksi uusi asteroidi vuodessa (poikkeuksena vuotta 1945).

Max Wolff käytti vuonna 1891 ensimmäisenä astrovalokuvausmenetelmää asteroidien etsimiseen, jolloin asteroidit jättivät valokuviin lyhyitä valoviivoja, joissa valotusaika oli pitkä. Tämä menetelmä nopeuttai merkittävästi uusien asteroidien löytämistä verrattuna aiemmin käytettyihin visuaalisen havainnoinnin menetelmiin: Max Wolf löysi yksin 248 asteroidia, alkaen (323) Bruciuksesta, kun taas hieman yli 300 löydettiin ennen häntä. Nyt, vuosisata myöhemmin , 385 tuhannella asteroidilla on virallinen numero, ja 18 tuhatta niistä on myös nimi.

Vuonna 2010 kaksi riippumatonta tähtitieteilijöiden ryhmää Yhdysvalloista, Espanjasta ja Brasiliasta ilmoitti, että he olivat samanaikaisesti löytäneet vesijäätä yhden suurimman päävyöasteroidin, Themisin, pinnalta. Tämä löytö antaa meille mahdollisuuden ymmärtää veden alkuperää maan päällä. Olemassaolonsa alussa maapallo oli liian kuuma, jotta se ei sisältäisi tarpeeksi vettä. Tämän aineen piti saapua myöhemmin. Oletettiin, että komeetat voisivat tuoda vettä Maahan, mutta isotooppinen koostumus maavesi ja komeettojen vesi ei täsmää. Siksi voidaan olettaa, että vettä tuotiin Maahan sen törmäyksen aikana asteroidien kanssa. Tutkijat löysivät myös Themisistä monimutkaisia ​​hiilivetyjä, mukaan lukien molekyylejä, jotka ovat elämän esiasteita.

Asteroidien nimeäminen

Aluksi asteroideille annettiin roomalaisen ja kreikkalaisen mytologian sankarien nimet, myöhemmin löytäjät saivat oikeuden kutsua niitä haluamallaan tavalla - esimerkiksi omalla nimellä. Aluksi asteroideille annettiin pääasiassa naisten nimiä, vain asteroidit, joilla oli epätavallinen kiertorata, saivat miesten nimet (esimerkiksi Ikarus, joka lähestyy aurinkoa lähemmäs). Myöhemmin tätä sääntöä ei enää noudatettu.

Jokainen asteroidi ei voi saada nimeä, vaan vain sellainen, jonka kiertorata on laskettu enemmän tai vähemmän luotettavasti. On ollut tapauksia, joissa asteroidille on annettu nimi vuosikymmeniä sen löytämisen jälkeen. Kunnes kiertorata on laskettu, asteroidille annetaan väliaikainen nimitys, joka kuvastaa sen löytöpäivää, kuten 1950 DA. Numerot osoittavat vuotta, ensimmäinen kirjain on puolikuun numero sinä vuonna, jolloin asteroidi löydettiin (edellä olevassa esimerkissä tämä on helmikuun toinen puolisko). Toinen kirjain osoittaa asteroidin sarjanumeron ilmoitetussa puolikuussa; esimerkissämme asteroidi löydettiin ensin. Koska puolikuuta on 24, ja Englanninkieliset kirjaimet- 26, nimityksessä ei käytetä kahta kirjainta: I (samankaltaisuuden vuoksi yksikön kanssa) ja Z. Jos puolikuun aikana löydettyjen asteroidien määrä ylittää 24, ne palaavat jälleen aakkosten alkuun ja antavat sille indeksin 2 toinen kirjain, seuraavalla palautuksella - 3 jne.

Nimen saatuaan asteroidin virallinen nimeäminen koostuu numerosta (sarjanumero) ja nimestä - (1) Ceres, (8) Flora jne.

Asteroidin muodon ja koon määrittäminen

Asteroidi (951) Gaspra. Yksi ensimmäisistä kuvista asteroidista, jotka on otettu avaruusaluksesta. Lähetti Galileo-avaruusluotaimen ohilentonsa Gasprasta vuonna 1991 (värejä paranneltu)

William Herschel vuonna 1802 ja Johann Schroeter vuonna 1805 tekivät ensimmäiset yritykset mitata asteroidien halkaisijoita käyttämällä menetelmää, jossa näkyvät levyt mitattiin suoraan kierremikrometrillä. Heidän jälkeensä 1800-luvulla muut tähtitieteilijät mittasivat kirkkaimmat asteroidit samalla tavalla. Tämän menetelmän suurin haittapuoli oli merkittävät erot tuloksissa (esimerkiksi eri tutkijoiden saamat Ceresin minimi- ja maksimikoot erosivat kymmenen kertaa).

Nykyaikaisia ​​menetelmiä asteroidien koon määrittämiseksi ovat polarimetria, tutka, pilkkuinterferometria, transit- ja lämpöradiometria.

Yksi yksinkertaisimmista ja laadukkaimmista on kauttakulkumenetelmä. Asteroidin liikkeen aikana suhteessa Maahan se kulkee joskus kaukaisen tähden taustaa vasten, tätä ilmiötä kutsutaan tähtien peittämiseksi asteroidilla. Mittaamalla tietyn tähden kirkkauden heikkenemisen kesto ja tietämällä etäisyys asteroidiin, voidaan määrittää tarkasti sen koko. Tämän menetelmän avulla voit määrittää tarkasti suurten asteroidien, kuten Pallas, koon.

Polarimetrinen menetelmä on määrittää koko asteroidin kirkkauden perusteella. Mitä suurempi asteroidi, sitä enemmän auringonvaloa se heijastaa. Asteroidin kirkkaus riippuu kuitenkin voimakkaasti asteroidin pinnan albedosta, joka puolestaan ​​määräytyy sen kiviaineksen koostumuksesta. Esimerkiksi asteroidi Vesta heijastaa pintansa korkean albedon vuoksi 4 kertaa enemmän valoa kuin Ceres ja on taivaan näkyvin asteroidi, joka voidaan joskus havaita paljaalla silmällä.

Itse albedo voidaan kuitenkin myös määrittää melko helposti. Tosiasia on, että mitä pienempi asteroidin kirkkaus on, eli sitä vähemmän se heijastaa auringonsäteily näkyvällä alueella, sitä enemmän se absorboi sitä ja lämpenee sitten säteilee sitä lämmön muodossa infrapuna-alueella.

Polarimetriamenetelmää voidaan käyttää myös asteroidin muodon määrittämiseen rekisteröimällä sen kirkkauden muutoksia pyörimisen aikana ja määrittää tämän pyörimisjakson sekä tunnistaa pinnalla olevia suuria rakenteita. Lisäksi infrapunateleskooppien tuloksia käytetään mittojen määrittämiseen lämpöradiometrian avulla.

Asteroidien luokittelu

Asteroidien yleinen luokittelu perustuu niiden kiertoradan ominaisuuksiin ja niiden pinnasta heijastuvan auringonvalon näkyvän spektrin kuvaukseen.

Rataryhmät ja perheet

Asteroidit yhdistetään ryhmiksi ja perheiksi niiden kiertoradan ominaisuuksien perusteella. Yleensä ryhmä on nimetty ensimmäisen tietyltä kiertoradalta löydetyn asteroidin mukaan. Ryhmät ovat suhteellisen vapaita muodostelmia, kun taas perheet ovat tiheämpiä, muodostuneet aiemmin suurten asteroidien tuhoutuessa törmäyksistä muihin esineisiin.

Spektriluokat

Vuonna 1975 Clark R. Chapman, David Morrison ja Ben Zellner kehittivät asteroidien luokitusjärjestelmän värin, albedon ja heijastuneen auringonvalon spektrin ominaisuuksien perusteella. Aluksi tämä luokittelu määritteli vain kolme tyyppiä asteroideja:

Luokka C - hiili, 75% tunnetuista asteroideista.
Luokka S - silikaatti, 17% tunnetuista asteroideista.
Luokka M - metalli, suurin osa muusta.

Tätä luetteloa laajennettiin myöhemmin ja tyyppien määrä kasvaa edelleen, kun asteroideja tutkitaan yksityiskohtaisesti:

Luokka A - jolle on ominaista melko korkea albedo (välillä 0,17 - 0,35) ja punertava väri spektrin näkyvässä osassa.
Luokka B - yleensä ne kuuluvat luokan C asteroideihin, mutta ne eivät melkein absorboi alle 0,5 mikronin aaltoja, ja niiden spektri on hieman sinertävä. Albedo on yleensä korkeampi kuin muiden hiiliasteroidien.
Luokka D - ominaista erittäin alhainen albedo (0,02-0,05) ja tasainen punertava spektri ilman selkeitä absorptioviivoja.
Luokka E - näiden asteroidien pinta sisältää sellaista mineraalia kuin enstatiitti ja saattaa muistuttaa akondriitteja.
Luokka F - yleensä samanlainen kuin luokan B asteroidit, mutta ilman jälkiä "vedestä".
Luokka G - ominaista matala albedo ja lähes tasainen (ja väritön) heijastusspektri näkyvällä alueella, mikä osoittaa voimakasta ultraviolettiabsorptiota.
Luokka P - kuten luokan D asteroideja, niille on ominaista melko alhainen albedo (0,02-0,07) ja tasainen punertava spektri ilman selkeitä absorptioviivoja.
Luokka Q - 1 μm:n aallonpituudella näiden asteroidien spektrissä on kirkkaita ja leveitä oliviinin ja pyrokseenin viivoja sekä lisäksi ominaisuuksia, jotka osoittavat metallin läsnäolon.
Luokka R - ominaista suhteellisen korkea albedo ja punertava heijastusspektri 0,7 µm:n pituudella.
Luokka T - sille on ominaista alhainen albedo ja punertava spektri (kohtalainen absorptio aallonpituudella 0,85 μm), joka on samanlainen kuin P- ja D-luokan asteroidien spektri, mutta sillä on väliasema rinteessä.
Luokka V - Tämän luokan asteroidit ovat kohtalaisen kirkkaita ja melko lähellä yleisempää S-luokkaa, jotka myös koostuvat pääasiassa kivestä, silikaateista ja raudasta (kondriiteista), mutta eroavat S:ssä suuremmalla pyrokseenipitoisuudella.
Luokka J on asteroidien luokka, jonka uskotaan muodostuneen Vestan sisältä. Niiden spektrit ovat lähellä luokan V asteroidien spektrejä, mutta niille on ominaista erityisen voimakkaat absorptioviivat 1 µm:n aallonpituudella.

On pidettävä mielessä, että mille tahansa tyypille määritettyjen tunnettujen asteroidien määrä ei välttämättä vastaa todellisuutta. Joitakin tyyppejä on melko vaikea määrittää, ja tietyn asteroidin tyyppiä voidaan muuttaa huolellisemmalla tutkimuksella.

Spektriluokitteluongelmat

Aluksi spektriluokitus perustui kolmen tyyppiseen materiaaliin, jotka muodostavat asteroideja:

Luokka C - hiili (karbonaatit).
Luokka S - pii (silikaatit).
Luokka M - metalli.

On kuitenkin epäilyksiä, että tällainen luokitus määrittää yksiselitteisesti asteroidin koostumuksen. Vaikka asteroidien eri spektriluokka osoittaa niiden erilaisen koostumuksen, ei ole näyttöä siitä, että saman spektrityypin asteroidit olisi valmistettu samoista materiaaleista. Tämän seurauksena tutkijat eivät hyväksyneet uutta järjestelmää ja käyttöönottoa spektriluokitus pysähtyi.

Kokojakauma

Asteroidien määrä vähenee huomattavasti niiden koon myötä. Vaikka tämä yleensä noudattaa teholakia, 5 km:n ja 100 km:n kohdalla on huippuja, joissa asteroideja on enemmän kuin logaritmisen jakauman perusteella voitaisiin odottaa.

Asteroidin muodostuminen

Heinäkuussa 2015 Victor Blanco -teleskoopin DECam-kamera raportoi 11. ja 12. Neptunuksen troijalaisten, 2014 QO441 ja 2014 QP441, löydöstä. Siten troijalaisten määrä Neptunuksen L4-pisteessä nousi 9:ään. Tässä tutkimuksessa löydettiin myös 20 muuta kohdetta, jotka saivat nimen Minor Planet Center, mukaan lukien 2013 RF98, jolla on yksi pisimmistä kiertokulkujaksoista.

Tämän ryhmän esineille annetaan antiikin mytologian kentaurien nimet.

Ensimmäinen löydetty kentauri oli Chiron (1977). Perihelionia lähestyttäessä sillä on komeetoille ominainen kooma, joten Chiron luokitellaan sekä komeetiksi (95P / Chiron) että asteroidiksi (2060 Chiron), vaikka se on huomattavasti suurempi kuin tyypillinen komeetta.



Nathan Eismont,
Fysikaalisten ja matemaattisten tieteiden kandidaatti, johtava Tutkija(Space Research Institute RAS)
Anton Ledkov,
Tutkija (Space Research Institute RAS)
"Tiede ja elämä" nro 1, 2015, nro 2, 2015

Aurinkokunta nähdään tavallisesti tyhjänä tilana, jossa kiertää kahdeksan planeettaa, joista osa satelliittiineen. Joku muistaa useita pieniä planeettoja, joihin Pluto äskettäin liitettiin, asteroidivyöhykkeestä, meteoriiteista, jotka joskus putoavat maan päälle, ja komeetoista, jotka toisinaan koristavat taivasta. Tämä ajatus on aivan oikea: yksikään monista avaruusaluksista ei ole kärsinyt törmäyksestä asteroidin tai komeetan kanssa - avaruus on melko tilava.

Ja kuitenkin suuressa määrin aurinkokunta ei sisällä satoja tuhansia eikä kymmeniä miljoonia, vaan kvadrillioita (yksitoista viidellätoista nollalla) avaruuskappaleita eri kokoja ja painoja. Kaikki ne liikkuvat ja ovat vuorovaikutuksessa fysiikan ja taivaanmekaniikan lakien mukaisesti. Jotkut niistä muodostuivat varhaisimmassa universumissa ja koostuvat sen alkuaineesta ja tästä mielenkiintoisimmat kohteet astrofysikaalista tutkimusta. Mutta on myös erittäin vaarallisia kappaleita - suuria asteroideja, joiden törmäys Maan kanssa voi tuhota elämän. Asteroidivaaran seuraaminen ja poistaminen on yhtä tärkeä ja jännittävä työalue astrofyysikoille.

Asteroidien löytämisen historia

Ensimmäisen asteroidin löysi vuonna 1801 Palermon (Sisilia) observatorion johtaja Giuseppe Piasi. Hän antoi sille nimeksi Ceres ja aluksi uskoi pieni planeetta. Termin "asteroidi", käännetty muinaisesta kreikasta - "kuin tähti", ehdotti tähtitieteilijä William Herschel (katso "Tiede ja elämä" nro 7, 2012, artikkeli "Tarina muusikosta William Herschelistä, joka tuplasi avaruuden "). Seuraavien kuuden vuoden aikana löydetyt Ceres ja vastaavat esineet (Pallas, Juno ja Vesta) nähtiin pisteinä, ei kiekkoina planeettojen tapauksessa; samaan aikaan, toisin kuin kiinteät tähdet, ne liikkuivat kuin planeetat. On huomattava, että havainnot, jotka johtivat näiden asteroidien löytämiseen, tehtiin tarkoituksellisesti "kadonneen" planeetan löytämiseksi. Tosiasia on, että jo löydetyt planeetat sijaitsivat kiertoradoilla, jotka olivat erillään Auringosta Boden lain mukaisilla etäisyyksillä. Sen mukaan Marsin ja Jupiterin välillä olisi pitänyt olla planeetta. Kuten tiedätte, planeettoja ei löydetty sellaiselta kiertoradalta, mutta asteroidivyöhyke, jota kutsutaan päävyöhykkeeksi, löydettiin myöhemmin suunnilleen tältä alueelta. Lisäksi Boden lailla, kuten kävi ilmi, ei ole fyysistä perustelua, ja sitä pidetään nyt yksinkertaisesti eräänlaisena satunnaisena numeroyhdistelmänä. Lisäksi myöhemmin (1848) löydetty Neptunus oli kiertoradalla, joka ei ollut sen mukainen.

Neljän mainitun asteroidin löytämisen jälkeen kahdeksan vuoden jatkohavainnot eivät johtaneet menestykseen. Ne pysäytettiin Napoleonin sotien vuoksi, joiden aikana Bremenin lähellä sijaitseva Lilienthalin kaupunki paloi, jossa pidettiin tähtitieteilijöiden - asteroidien metsästäjien kokouksia. Havaintoja jatkettiin vuonna 1830, mutta menestys saavutettiin vasta vuonna 1845, kun asteroidi Astrea löydettiin. Siitä lähtien asteroideja on löydetty vähintään kerran vuodessa. Suurin osa niistä kuuluu pääasteroidivyöhykkeeseen, Marsin ja Jupiterin väliin. Vuoteen 1868 mennessä löydettyjä asteroideja oli jo noin sata, vuonna 1981 - 10 000 ja vuoteen 2000 mennessä - yli 100 000.

Asteroidien kemiallinen koostumus, muoto, koko ja kiertoradat

Jos asteroidit luokitellaan niiden etäisyyden mukaan Auringosta, niin ensimmäiseen ryhmään kuuluvat vulkanoidit - eräänlainen hypoteettinen pienten planeettojen vyö Auringon ja Merkuriuksen välillä. Yhtään esinettä tältä vyöltä ei ole vielä löydetty, ja vaikka Merkuriuksen pinnalla havaitaan lukuisia asteroidien putoamisen aiheuttamia törmäyskraattereita, tämä ei voi toimia todisteena tämän vyön olemassaolosta. Aikaisemmin asteroidien läsnäolo siellä yritti selittää Merkuriuksen liikkeen poikkeavuuksia, mutta sitten niitä selitettiin relativististen vaikutusten perusteella. Joten lopullista vastausta kysymykseen vulkanoidien mahdollisesta esiintymisestä ei ole vielä saatu. Tätä seuraavat Maanläheiset asteroidit, jotka kuuluvat neljään ryhmään.

Päävyöhykkeen asteroidit liikkua kiertoradoilla, jotka sijaitsevat Marsin ja Jupiterin kiertoradan välissä, eli etäisyyksillä 2,1-3,3 tähtitieteellistä yksikköä (AU) Auringosta. Niiden kiertoradan tasot ovat lähellä ekliptiikkaa, niiden kaltevuus ekliptiikkaan on pääosin jopa 20 astetta, joillain jopa 35 astetta, epäkeskisyydet - nollasta 0,35:een. Ilmeisesti suurimmat ja kirkkaimmat asteroidit löydettiin ensimmäisinä: Ceresin, Pallasin ja Vestan keskimääräiset halkaisijat ovat vastaavasti 952, 544 ja 525 kilometriä. Miten pienempi koko asteroideja, sitä enemmän: 100 000 päävyöhykkeen asteroidista vain 140:n keskimääräinen halkaisija on yli 120 kilometriä. Kaikkien sen asteroidien kokonaismassa on suhteellisen pieni, ja sen osuus on vain noin 4 % Kuun massasta. Suurin osa iso asteroidi- Ceres - sen massa on 946 10 15 tonnia. Itse arvo näyttää erittäin suurelta, mutta se on vain 1,3% Kuun massasta (735 10 17 tonnia). Ensimmäisenä likiarvona asteroidin koko voidaan määrittää sen kirkkauden ja sen etäisyyden perusteella Auringosta. Mutta meidän on myös otettava huomioon asteroidin heijastavat ominaisuudet - sen albedo. Jos asteroidin pinta on tumma, se hehkuu heikommin. Näistä syistä kymmenen asteroidin luettelossa, joka sijaitsee kuvassa niiden löytämisjärjestyksessä, kolmanneksi suurin asteroidi Hygiea on viimeisellä sijalla.

Pääasteroidivyöhykettä havainnollistavat piirustukset näyttävät usein useiden lohkareiden liikkuvan melko lähellä toisiaan. Itse asiassa kuva on hyvin kaukana todellisuudesta, koska yleisesti ottaen pieni hihnan kokonaismassa jakautuu sen suurelle tilavuudelle, joten tila on melko tyhjä. Kaikki Jupiterin kiertoradan ulkopuolelle tähän mennessä laukaistetut avaruusalukset ovat kulkeneet asteroidivyöhykkeen läpi ilman merkittävää riskiä törmätä asteroidiin. Asteroidien törmäykset toistensa ja planeettojen kanssa eivät kuitenkaan näytä enää niin epätodennäköiseltä tähtitieteellisen ajan mittaan katsottuna, mikä voidaan päätellä niiden pinnalla olevien kraatterien lukumäärästä.

Troijalaiset- planeettojen kiertoradalla liikkuvia asteroideja, joista ensimmäisen löysi vuonna 1906 saksalainen tähtitieteilijä Max Wolf. Asteroidi liikkuu Auringon ympäri Jupiterin kiertoradalla, ennen sitä keskimäärin 60 astetta. Lisäksi koko joukko taivaankappaleita löydettiin liikkuvan Jupiterin edellä.

Aluksi he saivat nimiä Troijan sodan legendan sankareiden kunniaksi, jotka taistelivat Troijaa piirittävien kreikkalaisten puolella. Jupiteria johtavien asteroidien lisäksi on joukko asteroideja, jotka jäävät sen jälkeen suunnilleen saman kulman verran; ne nimettiin troijalaisiksi Troijan puolustajien mukaan. Tällä hetkellä molempien ryhmien asteroideja kutsutaan troijalaisiksi, ja ne liikkuvat Lagrange-pisteiden L 4 ja L 5 läheisyydessä, jotka ovat vakaan liikkeen pisteitä. kolmen tehtävä puh. Taivaankappaleet, jotka ovat pudonneet niiden läheisyyteen tekevät värähtelevä liike menemättä liian pitkälle. Syistä, joita ei ole vielä selitetty, Jupiterin edellä on noin 40 % enemmän asteroideja kuin jäljessä. Tämän vahvistivat amerikkalaisen NEOWISE-satelliitin äskettäiset mittaukset 40 cm:n kaukoputkella, joka on varustettu infrapuna-alueella toimivilla ilmaisimilla. Infrapuna-alueen mittaukset laajentavat merkittävästi mahdollisuuksia tutkia asteroideja verrattuna niihin, jotka antavat näkyvää valoa. Niiden tehokkuutta voidaan arvioida aurinkokunnan asteroidien ja komeettojen lukumäärän perusteella, jotka on luetteloitu NEOWISElla. Niitä on yli 158 000, ja laitteen tehtävä jatkuu. Mielenkiintoista on, että troijalaiset eroavat huomattavasti useimmista tärkeimmistä vyön asteroideista. Niillä on mattapintainen pinta, punertavanruskea väri ja ne kuuluvat pääasiassa ns. D-luokkaan. Nämä ovat asteroideja, joilla on erittäin matala albedo eli heikosti heijastava pinta. Niiden kaltaisia ​​löytyy vain päähihnan ulkoalueilta.

Se ei ole vain Jupiter, jolla on troijalaisia; myös muut aurinkokunnan planeetat, mukaan lukien Maa (mutta ei Venus ja Merkurius), ovat myös troijalaisten mukana ryhmittyessään Lagrange-pisteidensä L 4 , L 5 läheisyyteen. Maan troijalainen asteroidi 2010 TK7 löydettiin NEOWISE-teleskoopin avulla aivan äskettäin - vuonna 2010. Se liikkuu Maan edellä, kun taas sen värähtelyjen amplitudi lähellä pistettä L 4 on erittäin suuri: asteroidi saavuttaa pisteen, joka on vastapäätä Maata liikkuessaan Auringon ympäri ja epätavallisen kaukana ekliptiikan tasosta.

Tällainen suuri värähtelyjen amplitudi johtaa sen mahdolliseen lähestymiseen Maahan jopa 20 miljoonaa kilometriä. Törmäys Maan kanssa on kuitenkin täysin poissuljettu ainakin seuraavan 20 000 vuoden aikana. Maanpäällisen troijalaisen liike eroaa hyvin paljon Jupiterin troijalaisten liikkeestä, jotka eivät jätä Lagrange-pisteitään niin merkittäville kulmaetäisyyksille. Tämä liikkeen luonne vaikeuttaa avaruusalusten saavuttamista siihen, koska troijalaisen kiertoradan merkittävän kallistuman vuoksi ekliptiseen tasoon nähden asteroidin saavuttaminen Maasta ja sille laskeutuminen vaatii liian suuren ominaisnopeuden ja näin ollen korkea polttoaineenkulutus.

Kuiperin vyö sijaitsee Neptunuksen kiertoradan ulkopuolella ja ulottuu jopa 120 AU. auringosta. Se on lähellä ekliptiikan tasoa, ja siinä asuu valtava määrä esineitä, jotka sisältävät vesijäätä ja jäätyneitä kaasuja, ja se toimii niin kutsuttujen lyhytaikaisten komeettojen lähteenä. Ensimmäinen esine tältä alueelta löydettiin vuonna 1992, ja tähän mennessä niitä on löydetty jo yli 1300. Koska Kuiperin vyöhykkeen taivaankappaleet sijaitsevat hyvin kaukana Auringosta, niiden kokoa on vaikea määrittää. Tämä tehdään niiden heijastaman valon kirkkauden mittausten perusteella, ja laskennan tarkkuus riippuu siitä, kuinka hyvin tiedämme niiden albedon arvon. Infrapuna-alueen mittaukset ovat paljon luotettavampia, koska ne antavat esineiden itsesäteilyn tasot. Tällaisia ​​tietoja sai eniten Spitzer-avaruusteleskooppi suuret tilat Kuiperin vyöt.

Yksi vyön mielenkiintoisimmista esineistä on Haumea, joka on nimetty havaijilaisen hedelmällisyyden ja synnytyksen jumalattaren mukaan; se on osa yhteentörmäysten seurauksena muodostunutta perhettä. Tämä esine näyttää törmänneen toiseen puoleen kokoiseen. Isku aiheutti suuria jääpaloja hajoamaan ja sai Haumean pyörimään noin neljä tuntia. Tällainen nopea pyöritys antoi sille amerikkalaisen jalkapallon tai melonin muodon. Haumeaa seuraa kaksi satelliittia - Hi'iaka (Hi'iaka) ja Namaka (Namaka).

Tällä hetkellä hyväksyttyjen teorioiden mukaan noin 90 % Kuiperin vyön esineistä liikkuu kaukaisilla ympyräradoilla Neptunuksen kiertoradan ulkopuolella - missä ne muodostuivat. Useita kymmeniä tämän vyön esineitä (niitä kutsutaan kentaureiksi, koska ne ilmenevät Auringon etäisyydestä riippuen joko asteroideina tai komeetoina), mahdollisesti muodostuneet Aurinkoa lähempänä oleville alueille, ja sitten Uranuksen gravitaatiovaikutus ja Neptunus siirsi ne korkeille elliptisille kiertoradoille, joiden afelionit olivat jopa 200 AU ja suuria taipumuksia. Ne muodostivat 10 AU paksuisen kiekon, mutta Kuiperin vyön varsinaista ulkoreunaa ei ole vielä määritetty. Viime aikoina Plutoa ja Charonia pidettiin ainoat esimerkit jäämaailmojen suurimmat esineet aurinkokunnan ulkoosassa. Mutta vuonna 2005 löydettiin toinen planeettakappale - Eris (nimetty kreikkalaisen erimielisyyden jumalattaren mukaan), jonka halkaisija on hieman pienempi kuin Pluton halkaisija (alun perin oletettiin, että se oli 10% suurempi). Eris liikkuu kiertoradalla, jonka periheeli on 38 AU. ja aphelion 98 a.u. Hänellä ei ole iso satelliitti-Dysnomia. Aluksi Eristä suunniteltiin pitää aurinkokunnan kymmenentenä (Pluton jälkeen) planeetana, mutta sen sijaan Kansainvälinen tähtitieteellinen liitto sulki Pluton planeettojen luettelosta ja muodosti uuden luokan nimeltä kääpiöplaneetat, johon kuuluivat Pluto, Eris ja Ceres. Kuiperin vyöhykkeellä oletetaan olevan satoja tuhansia jäisiä kappaleita, joiden halkaisija on 100 kilometriä, ja vähintään biljoona komeetta. Nämä esineet ovat kuitenkin enimmäkseen suhteellisen pieniä - 10-50 kilometriä - eivätkä kovin kirkkaita. Heidän vallankumouksensa Auringon ympärillä on satoja vuosia, mikä vaikeuttaa suuresti niiden havaitsemista. Jos olemme samaa mieltä oletuksen kanssa, että vain noin 35 000 Kuiper-vyöhykkeen esineen halkaisija on yli 100 kilometriä, niin niiden kokonaismassa on useita satoja kertoja suurempi kuin tämän kokoisten kappaleiden massa pääasteroidivyöhykkeestä. Elokuussa 2006 ilmoitettiin, että neutronitähden Scorpius X-1 pimennykset löydettiin röntgentietoarkistosta. pieniä esineitä. Tämä antoi aihetta väittää, että Kuiper-vyöhykkeen esineiden, joiden koko on noin 100 metriä tai enemmän, määrä on noin kvadriljoona (10 15). Aluksi, aurinkokunnan evoluution aikaisemmissa vaiheissa, Kuiper-vyön esineiden massa oli paljon suurempi kuin nyt, 10:stä 50:een Maan massaan. Tällä hetkellä Kuiperin vyön kaikkien kappaleiden sekä vielä kauempana Auringosta sijaitsevan Oort-pilven kokonaismassa on paljon pienempi kuin Kuun massa. Kuten tietokonesimulaatiot osoittavat, lähes kaikki alkuperäisen levyn massa on yli 70 AU. hävisi Neptunuksen aiheuttamien törmäysten vuoksi, jotka johtivat vyökappaleiden jauhamiseen pölyksi, jonka aurinkotuuli pyyhkäisi tähtienväliseen avaruuteen. Kaikki nämä kappaleet ovat erittäin kiinnostavia, koska oletetaan, että ne ovat säilyneet alkuperäisessä muodossaan aurinkokunnan muodostumisesta lähtien.

Oort pilvi sisältää aurinkokunnan kaukaisimmat kohteet. Se on pallomainen alue, joka ulottuu etäisyyksille 5 000 - 100 000 AU. Auringosta ja sitä pidetään pitkäaikaisten komeettojen lähteenä, jotka ulottuvat jopa sisäalue aurinkokunta. Itse pilvi havaittiin instrumentaalisesti vasta 2003. Maaliskuussa 2004 tähtitieteilijöiden ryhmä ilmoitti löytäneensä planeetan kaltaisen esineen, joka kiertää Aurinkoa ennätysetäisyydellä, mikä tarkoittaa, että sen lämpötila on ainutlaatuisen kylmä.

Tämä esine (2003VB12), joka on nimetty Sednaksi arktisten meren syvyyksien asukkaille elämää antavan eskimojumalattaren mukaan, lähestyy aurinkoa hyvin lyhyeksi ajaksi liikkuen erittäin pitkänomaisella elliptisellä kiertoradalla, jonka jakso on 10 500 vuotta. Mutta edes Auringon lähestyessä Sedna ei saavuta Kuiper-vyön ulkorajaa, joka sijaitsee 55 AU:ssa. Auringosta: sen kiertorata on välillä 76 (perihelion) ja 1000 (afelion) AU. Tämä antoi Sednan löytäjille mahdollisuuden liittää sen ensimmäiseen Oort-pilven havaittuun taivaankappaleeseen, joka sijaitsee jatkuvasti Kuiperin vyöhykkeen ulkopuolella.

Spektriominaisuuksien mukaan yksinkertaisin luokittelu jakaa asteroidit kolmeen ryhmään:
C - hiili (75 % tunnettua),
S - pii (17 % tunnettu),
U - ei sisälly kahteen ensimmäiseen ryhmään.

Tällä hetkellä yllä oleva luokitus laajenee ja tarkentuu yhä enemmän, mukaan lukien uusia ryhmiä. Vuoteen 2002 mennessä niiden määrä kasvoi 24:ään. Esimerkki uudesta ryhmästä on enimmäkseen metallisten asteroidien M-luokka. On kuitenkin otettava huomioon, että asteroidien luokittelu niiden pinnan spektriominaisuuksien mukaan on erittäin vaikea tehtävä. Saman luokan asteroideilla ei välttämättä ole identtistä kemiallista koostumusta.

Avaruustehtävät asteroideille

Asteroidit ovat liian pieniä yksityiskohtaiseen tutkimukseen maassa sijaitsevilla kaukoputkilla. Ne voidaan kuvata tutkalla, mutta tätä varten niiden täytyy lentää riittävän lähellä Maata. Tarpeeksi mielenkiintoinen menetelmä asteroidien koon määrittäminen - asteroidien tähtien peittämisen havainnointi useista pisteistä polun varrella suoralla tähdellä - asteroidi - piste Maan pinnalla. Menetelmä koostuu siitä, että asteroidin tunnetun lentoradan mukaan lasketaan tähti-asteroidin suunnan leikkauspisteet Maan kanssa ja tätä polkua pitkin tietyillä etäisyyksillä siitä, mikä määräytyy asteroidin arvioidun koon mukaan. , on asennettu kaukoputket, jotka seuraavat tähteä. Jossain vaiheessa asteroidi peittää tähden, se katoaa tarkkailijalle ja ilmestyy sitten uudelleen. Varjostusajan kestosta ja asteroidin tunnetusta nopeudesta määritetään sen halkaisija, ja riittävällä määrällä tarkkailijoita voidaan saada myös asteroidin siluetti. Nyt on yhteisö amatööritähtitieteilijöitä, jotka tekevät menestyksekkäästi koordinoituja mittauksia.

Avaruusalusten lennot asteroideille avaavat vertaansa vailla enemmän mahdollisuuksia niiden tutkimiseen. Galileo-avaruusalus kuvasi asteroidin (951 Gaspra) ensimmäisen kerran vuonna 1991 matkalla Jupiteriin, sitten vuonna 1993 se otti asteroidin 243 Ida ja sen satelliitin Dactyl. Mutta se tehtiin, niin sanotusti, sattumalta.

Ensimmäinen erityisesti asteroiditutkimusta varten suunniteltu avaruusalus oli NEAR Shoemaker, joka kuvasi asteroidin 253 Matilda ja lähti sitten kiertoradalle 433 Erosin ympärillä laskeutuen sen pinnalle vuonna 2001. Minun on sanottava, että laskeutumista ei alun perin suunniteltu, mutta tämän asteroidin onnistuneen tutkimuksen jälkeen sen satelliitin kiertoradalta he päättivät yrittää tehdä pehmeän laskun. Vaikka laitetta ei ollut varustettu laskeutumislaitteilla ja sen ohjausjärjestelmä ei mahdollistanut tällaisia ​​operaatioita, maapallon komennot onnistuivat laskeutumaan laitteen ja sen järjestelmät jatkoivat toimintaansa pinnalla. Lisäksi Matildan ohilento mahdollisti paitsi kuvasarjan saamisen, myös asteroidin massan määrittämisen laitteen liikeradan häiriöstä.

Satunnaisena tehtävänä (päätehtävän suorittamisen aikana) Deep Space -laitteisto tutki vuonna 1999 asteroidia 9969 Braille ja Stardust-laitetta, asteroidia 5535 Annafranc.

Kesäkuussa 2010 japanilaisen Hayabus-laitteen (käännettynä "haukka") avulla oli mahdollista palauttaa maaperänäytteitä Maahan asteroidin 25 143 Itokawa pinnalta, joka kuuluu maapallon lähellä oleviin asteroideihin (Apollos). spektriluokka S (pii). Asteroidikuvassa on karua maastoa, jossa on paljon lohkareita ja mukulakiviä, joista yli 1000 on halkaisijaltaan yli 5 metriä ja jotkut jopa 50 metriä kooltaan. Palaamme tähän Itokawan ominaisuuteen myöhemmin.

Eurooppalaisen laukauksen Rosetta-avaruusalus avaruusvirasto vuonna 2004 Churyumov - Gerasimenko-komeetalle 12. marraskuuta 2014 hän laskeutui Philae-moduulin turvallisesti sen ytimeen. Matkan varrella avaruusalus lensi asteroidien 2867 Steins vuonna 2008 ja 21 Lutetia vuonna 2010 ympäri. Laite on saanut nimensä kiven (Rosetta) nimestä, jonka Napoleonin sotilaat löysivät Egyptistä lähellä muinaista Rosettan kaupunkia Niilin Philaen saarella, joka antoi laskeutujalle nimen. Kiveen on kaiverrettu tekstit kahdella kielellä: muinainen egyptiläinen ja muinainen kreikka, jotka antoivat avaimen muinaisten egyptiläisten sivilisaation salaisuuksien paljastamiseen - hieroglyfien tulkitsemiseen. Historiallisia nimiä valitessaan projektin kehittäjät painottivat tehtävän tarkoitusta - paljastaa aurinkokunnan alkuperän ja kehityksen salaisuudet.

Tehtävä on mielenkiintoinen, koska Philae-moduulin laskeutuessa komeetan ytimen pinnalle se oli kaukana Auringosta ja oli siksi passiivinen. Kun se lähestyy aurinkoa, ytimen pinta lämpenee ja kaasujen ja pölyn päästöt alkavat. Kaikkien näiden prosessien kehitystä voidaan tarkkailla tapahtumien keskipisteessä.

Erittäin mielenkiintoinen on käynnissä oleva Dawn-tehtävä (Dawn), joka suoritetaan NASA-ohjelman puitteissa. Laite laukaistiin vuonna 2007, saavutti Vestan asteroidin heinäkuussa 2011, siirrettiin sitten sen satelliittikiertoradalle ja suoritti siellä tutkimusta syyskuuhun 2012 saakka. Tällä hetkellä laite on matkalla suurimmalle asteroidille - Ceresille. Se on varustettu sähköisellä raketti-ionipotkurilla. Sen hyötysuhde, joka määräytyy käyttönesteen (ksenonin) uloshengityksen nopeudella, on lähes suuruusluokkaa suurempi kuin perinteisten kemiallisten moottoreiden hyötysuhde (katso "Tiede ja elämä" nro 9, 1999, artikkeli "Avaruussähköveturi" "). Tämä mahdollisti lennon yhden asteroidin satelliitin kiertoradalta toisen satelliitin kiertoradalle. Vaikka asteroidit Vesta ja Ceres liikkuvat melko lähellä pääasteroidivyöhykkeen kiertoradalla ja ovat sen suurimmat, ne eroavat suuresti fyysisiltä ominaisuuksiltaan. Jos Vesta on "kuiva" asteroidi, niin Ceresillä on maassa tehtyjen havaintojen mukaan vettä, kausiluonteisia vesijäätä ja jopa erittäin ohut kerros ilmakehää.

Kiinalaiset osallistuivat myös asteroidien tutkimiseen lähettämällä Chang'e-avaruusaluksensa asteroidille 4179 Tautatis. Hän otti sarjan valokuvia sen pinnasta, kun pienin lentomatka oli vain 3,2 kilometriä; totuus, paras laukaus otettiin 47 kilometrin etäisyydeltä. Kuvista näkyy, että asteroidilla on epäsäännöllinen pitkänomainen muoto - 4,6 kilometriä pitkä ja 2,1 kilometriä halkaisijaltaan. Asteroidin massa on 50 miljardia tonnia, sen omituinen piirre on sen erittäin epätasainen tiheys. Toisen osan asteroidin tilavuudesta on tiheys 1,95 g/cm 3, toisen - 2,25 g/cm 3 . Tältä osin on ehdotettu, että Tautatis muodostui kahden asteroidin yhdistymisen seurauksena.

Mitä tulee asteroidilentoihin lähitulevaisuudessa, voisi aloittaa Japanin ilmailujärjestöstä, joka aikoo jatkaa tutkimusohjelmaa Hyabus-2-avaruusaluksen laukaisulla vuonna 2015 tavoitteenaan palauttaa maanäytteitä asteroidista 1999 JU3 Maahan. vuonna 2020. Asteroidi kuuluu spektriluokkaan C, on kiertoradalla, joka ylittää Maan kiertoradan, sen aphelion saavuttaa melkein Marsin kiertoradan.

Vuotta myöhemmin, eli vuonna 2016, alkaa NASA OSIRIS-Rex -projekti, jonka tarkoituksena on palauttaa maaperää Maanläheisen asteroidin 1999 RQ36, äskettäin Bennu-nimen ja spektriluokkaan C kuuluvan asteroidin pinnalta. Suunnitteli, että laite saavuttaa asteroidin vuonna 2018 ja vuonna 2023 toimittaa 59 grammaa kiveään Maahan.

Kun kaikki nämä projektit on lueteltu, on mahdotonta puhua noin 13 000 tonnia painavasta asteroidista, joka putosi lähellä Tšeljabinskia 15. helmikuuta 2013, ikään kuin vahvistaisi kuuluisan amerikkalaisen asteroidiongelman Donald Yeomansin lausunnon: "Jos teemme niin. eivät lennä asteroideille, sitten ne lentävät meille." Tämä korosti asteroidien tutkimuksen toisen näkökohdan merkitystä - asteroidivaaraa ja asteroidien mahdollisuuteen törmätä Maahan liittyvien ongelmien ratkaisua.

Erittäin odottamaton tapa Asteroiditutkimuksen aloitti Asteroid Redirect Mission, tai kuten se tunnetaan, Keck Project. Sen konseptin on kehittänyt Keck Institute for Space Research Pasadenassa (Kalifornia). William Myron Keck on tunnettu amerikkalainen hyväntekijä, joka perusti US Scientific Research Foundationin vuonna 1954. Hankkeessa oletettiin lähtöehtona, että asteroidin tutkimustehtävä ratkaistaan ​​henkilön mukana, eli asteroidin tehtävän on oltava miehitetty. Mutta tässä tapauksessa koko lennon kesto maapallolle palaamisen kanssa on väistämättä vähintään useita kuukausia. Ja mikä on miehitetylle tutkimusmatkalle epämiellyttävintä, hätätilanteessa tätä aikaa ei voida lyhentää hyväksyttäviin rajoihin. Siksi ehdotettiin, että asteroidille lentämisen sijasta toimittaisiin päinvastoin: toimitettaisiin miehittämättömien ajoneuvojen avulla asteroidi Maahan. Mutta ei pintaan, kuten tapahtui Tšeljabinskin asteroidin kanssa, vaan Kuun kaltaiselle kiertoradalle ja lähetä miehitety avaruusalus lähelle tulleelle asteroidille. Tämä alus lähestyy sitä, vangitsee sen, ja astronautit tutkivat sitä, ottavat kivinäytteitä ja toimittavat ne Maahan. Ja hätätilanteessa astronautit voivat palata Maahan viikon sisällä. NASA on jo valinnut pääehdokkaaksi tällä tavalla siirretyn asteroidin rooliin Amoreille kuuluvan Maanläheisen asteroidin 2011 MD. Sen halkaisija on 7 - 15 metriä, tiheys 1 g/cm 3, eli se voi näyttää noin 500 tonnia painavalta löysältä kivikasalta. Sen kiertorata on hyvin lähellä Maan kiertorataa, kallistunut ekliptiikkaan 2,5 astetta, ja ajanjakso on 396,5 päivää, mikä vastaa 1,056 AU:n puolipääakselia. On mielenkiintoista huomata, että asteroidi löydettiin 22. kesäkuuta 2011 ja 27. kesäkuuta se lensi hyvin lähellä Maata - vain 12 000 kilometriä.

Tehtävä asteroidin vangitsemiseksi Maan satelliitin kiertoradalle on suunniteltu 2020-luvun alkupuolelle. Avaruusalus, joka on suunniteltu vangitsemaan asteroidi ja siirtämään se uudelle kiertoradalle, varustetaan ksenon-sähköpotkurilla. Asteroidin kiertoradan muuttamista koskeviin operaatioihin kuuluu myös gravitaatiooperaatio Kuun lähellä. Tämän liikkeen ydin on ohjata liikettä sähköisten rakettimoottorien avulla, mikä varmistaa Kuun läheisyyden kulkemisen. Samaan aikaan asteroidin nopeus muuttuu gravitaatiokentän vaikutuksesta alkuperäisestä hyperbolisesta (eli joka johtaa maapallon gravitaatiokentästä lähtöön) Maan satelliitin nopeuteen.

Asteroidien muodostuminen ja evoluutio

Kuten asteroidien löytöhistoriaa käsittelevässä osiossa jo mainittiin, ensimmäiset niistä löydettiin etsittäessä hypoteettista planeettaa, jonka Boden lain (nykyään virheelliseksi tunnustetun) mukaan olisi pitänyt olla kiertoradalla välillä Mars ja Jupiter. Kävi ilmi, että koskaan löydetyn planeetan kiertoradan lähellä on asteroidivyöhyke. Tämä käytti perustana hypoteesin rakentamiselle, jonka mukaan tämä vyö syntyi sen tuhoutumisen seurauksena.

Planeetta nimettiin Phaetoniksi muinaisen kreikkalaisen aurinkojumalan Heliosin pojan mukaan. Phaetonin tuhoutumisprosessia simuloivat laskelmat eivät vahvistaneet tätä hypoteesia sen kaikissa muodoissa alkaen Jupiterin ja Marsin painovoiman repeämästä planeettasta ja päättyen törmäykseen toisen taivaankappaleen kanssa.

Asteroidien muodostumista ja kehitystä voidaan pitää vain osana koko aurinkokunnan syntyprosessia. Tällä hetkellä yleisesti hyväksytty teoria ehdottaa, että aurinkokunta syntyi kaasun ja pölyn alkuperäisestä kertymisestä. Klusterista muodostui kiekko, jonka epähomogeenisuus johti planeettojen ja aurinkokunnan pienten kappaleiden syntymiseen. Tätä hypoteesia tukee moderni tähtitieteelliset havainnot, joiden avulla on mahdollista havaita nuorten tähtien planeettajärjestelmien kehitys niiden varhaisessa vaiheessa. Tietokonemallinnus vahvistaa sen myös rakentamalla kuvia, jotka ovat yllättävän samankaltaisia ​​planeettajärjestelmien kuvien kanssa niiden tietyissä kehitysvaiheissa.

Planeettojen muodostumisen alkuvaiheessa syntyivät niin sanotut planetesimaalit - planeettojen "alkiot", joihin sitten kiinnittyi pöly painovoiman vaikutuksesta. Esimerkkinä planeettojen muodostumisen alkuvaiheesta mainitaan asteroidi Lutetia. Tämä melko suuri asteroidi, jonka halkaisija on 130 kilometriä, koostuu kiinteästä osasta ja paksusta (jopa kilometrin) pölykerroksesta, joka on kiinnittymässä, sekä lohkareista, jotka ovat hajallaan pinnalla. Kun protoplaneettojen massa kasvoi, muodostuvan taivaankappaleen vetovoima ja sen seurauksena puristusvoima kasvoivat. Tapahtui aineen kuumeneminen ja sen sulaminen, mikä johti protoplaneetan kerrostumiseen sen materiaalien tiheyden mukaan ja kehon siirtymiseen pallomaiseen muotoon. Useimmat tutkijat ovat taipuvaisia ​​hypoteesiin, että aurinkokunnan evoluution alkuvaiheissa syntyi paljon enemmän protoplaneettoja kuin nykyään havaittuja planeettoja ja pieniä taivaankappaleita. Tuolloin muodostuneet kaasujättiläiset - Jupiter ja Saturnus - siirtyivät järjestelmään lähemmäs aurinkoa. Tämä aiheutti merkittävän häiriön aurinkokunnan nousevien kappaleiden liikkeisiin ja aiheutti prosessin, jota kutsutaan raskaan pommituksen ajanjaksoksi. Pääasiassa Jupiterista peräisin olevien resonanssivaikutusten seurauksena osa syntyneistä taivaankappaleista sinkoutui järjestelmän laitamille ja osa sinkoutui aurinkoon. Tämä prosessi jatkui 4,1 - 3,8 miljardia vuotta sitten. jälkiä aikakaudesta, jota he kutsuvat myöhäinen vaihe raskas pommitus, pysyi monien törmäyskraatterien muodossa Kuuhun ja Merkuriukseen. Sama tapahtui Marsin ja Jupiterin välisten kappaleiden muodostumisen kanssa: niiden välisten törmäysten taajuus oli riittävän korkea estämään niitä muuttumasta suuremmiksi ja suuremmiksi esineiksi. oikea muoto kuin näemme tänään. Oletetaan, että niiden joukossa on kappaleita kappaleista, jotka kävivät läpi tietyt evoluutiovaiheet ja sitten halkesivat törmäysten aikana, sekä esineitä, joilla ei ollut aikaa tulla osaksi enemmän suuret ruumiit ja edustavat siten esimerkkejä vanhemmista muodostelmista. Kuten edellä mainittiin, Lutetia-asteroidi on juuri tällainen näyte. Tämän vahvistivat Rosetta-avaruusaluksen tekemät asteroiditutkimukset, mukaan lukien ammunta lähellä ohilentoa heinäkuussa 2010.

Siten Jupiterilla on merkittävä rooli pääasteroidivyön kehityksessä. Sen gravitaatiovaikutuksesta johtuen olemme saaneet tällä hetkellä havaitun kuvan asteroidien jakautumisesta päävyöhykkeellä. Mitä tulee Kuiperin vyöhykkeeseen, Neptunuksen vaikutus lisätään Jupiterin rooliin, mikä johtaa taivaankappaleiden sinkoamiseen tälle aurinkokunnan syrjäiselle alueelle. Jättiplaneettojen vaikutuksen oletetaan ulottuvan vielä kauempana olevaan Oort-pilveen, joka kuitenkin muodostui lähempänä Aurinkoa kuin nyt. Jättiplaneettojen lähestymisen evoluution alkuvaiheessa alkuperäiset esineet (planetesimaalit) suorittivat luonnollisessa liikkeessään niin sanottuja gravitaatioliikkeitä täydentäen Oort-pilvelle kuuluvaa tilaa. Koska ne ovat niin suurilla etäisyyksillä Auringosta, niihin vaikuttavat myös galaksimme tähdet - Linnunrata, mikä johtaa niiden kaoottiseen siirtymiseen palatakseen lentoradat lähelle aurinkoavaruuden aluetta. Havaitsemme nämä planetesimaalit pitkän ajanjakson komeetoina. Esimerkkinä voidaan mainita 1900-luvun kirkkain komeetta - komeetta Hale-Bopp, joka löydettiin 23. heinäkuuta 1995 ja saavutti perihelionin vuonna 1997. Sen kierrosaika Auringon ympäri on 2534 vuotta, ja aphelionin etäisyys on 185 AU. auringosta.

Asteroidi-komeetan vaara

Lukuisat Kuun pinnalla olevat kraatterit, Merkurius ja muut aurinkokunnan kappaleet mainitaan usein esimerkkinä maapallon asteroidi-komeetan vaarasta. Mutta tällainen viittaus ei ole täysin oikea, koska suurin osa näistä kraattereista muodostui "raskaiden pommitusten aikana". Maan pinnalla on kuitenkin mahdollista havaita nykyaikaisten tekniikoiden avulla, mukaan lukien satelliittikuvien analysointi, jäljet ​​törmäyksistä asteroidien kanssa, jotka kuuluvat aurinkokunnan evoluution paljon myöhempään vaiheeseen. Suurin ja vanhin tunnettu kraatteri, Vredefort, sijaitsee Etelä-Afrikassa. Sen halkaisija on noin 250 kilometriä, iän arvioidaan olevan kaksi miljardia vuotta.

Chicxulub-kraatteri Yucatanin niemimaan rannikolla Meksikossa muodostui asteroidin törmäyksen jälkeen 65 miljoonaa vuotta sitten, mikä vastaa 100 teratonin (10 12 tonnin) TNT:n räjähdyksen energiaa. Nykyään uskotaan, että dinosaurusten sukupuuttoon kuoleminen oli seurausta tästä katastrofaalisesta tapahtumasta, joka aiheutti tsunameja, maanjäristyksiä, tulivuorenpurkauksia ja ilmastonmuutos Auringon peittäneen ilmakehään muodostuneen pölykerroksen vuoksi. Yksi nuorimmista - Barringer Crater - sijaitsee Arizonan autiomaassa Yhdysvalloissa. Sen halkaisija on 1200 metriä ja syvyys 175 metriä. Se syntyi 50 tuhatta vuotta sitten halkaisijaltaan noin 50 metriä ja useita satoja tuhansia tonneja painavan rautameteoriitin törmäyksen seurauksena.

Yhteensä tällä hetkellä on noin 170 taivaankappaleiden putoamisen aiheuttamaa törmäyskraatteria. Tšeljabinskin lähellä tapahtunut tapahtuma herätti eniten huomiota, kun 15.2.2013 tällä alueella ilmakehään tunkeutui asteroidi, jonka kooksi arvioitiin noin 17 metriä ja massaksi 13 000 tonnia. Se räjähti ilmassa 20 kilometrin korkeudessa, sen suurin osa, 600 kiloa, putosi Chebarkul-järveen.

Sen putoaminen ei aiheuttanut uhreja, tuho oli havaittavissa, mutta ei katastrofaalinen: lasi rikkoutui melko suurelta alueelta, Tšeljabinskin sinkkitehtaan katto romahti, noin 1 500 ihmistä loukkaantui lasinsirpaleiden takia. Uskotaan, että katastrofi ei tapahtunut onnen elementin vuoksi: meteoriitin putoamisrata oli lempeä, muuten seuraukset olisivat olleet paljon vaikeampia. Räjähdyksen energia vastaa 0,5 megatonnia TNT:tä, mikä vastaa 30:tä Hiroshimaan pudotettua pommia. Tšeljabinskin asteroidi siitä tuli tämän mittakaavan yksityiskohtaisin tapahtuma räjähdyksen jälkeen Tunguskan meteoriitti 17. (30.) kesäkuuta 1908. Nykyaikaisten arvioiden mukaan taivaankappaleiden, kuten Tšeljabinskin, putoaminen ympäri maailmaa tapahtuu noin kerran 100 vuodessa. Mitä tulee Tunguskan tapahtumaan, kun puita poltettiin ja kaadettiin halkaisijaltaan 50 kilometrin alueella 18 kilometrin korkeudessa tapahtuneen räjähdyksen seurauksena, jonka energia oli 10–15 megatonnia TNT:tä, tällaisia ​​katastrofeja tapahtuu noin kerran. 300 vuoden välein. On kuitenkin tapauksia, joissa pienemmät kappaleet, jotka törmäsivät Maahan mainittuja useammin, aiheuttivat havaittavia vahinkoja. Esimerkkinä on neljämetrinen asteroidi, joka putosi Sikhote-Alinissa Vladivostokista koilliseen 12. helmikuuta 1947. Vaikka asteroidi oli pieni, se koostui lähes kokonaan raudasta ja osoittautui suurimmiksi maan pinnalla koskaan havaituiksi rautameteoriiteiksi. Viiden kilometrin korkeudessa se räjähti ja salama oli kirkkaampi kuin aurinko. Räjähdyksen episentrumin alue (sen projektio maanpinta) oli asumaton, mutta metsä vaurioitui halkaisijaltaan 2 kilometrin alueella ja muodostui yli sata kraatteria, joiden halkaisija oli jopa 26 metriä. Jos sellainen esine putoaisi päälle Iso kaupunki satoja ja jopa tuhansia ihmisiä olisi kuollut.

Samalla on aivan ilmeistä, että tietyn henkilön kuoleman todennäköisyys asteroidin putoamisen seurauksena on hyvin pieni. Tämä ei sulje pois sitä mahdollisuutta, että satoja vuosia voi kulua ilman merkittäviä uhreja, ja sitten suuren asteroidin putoaminen johtaa miljoonien ihmisten kuolemaan. Taulukossa. Kuva 1 näyttää asteroidin törmäyksen todennäköisyydet, jotka korreloivat muiden tapahtumien aiheuttaman kuolleisuuden kanssa.

Ei tiedetä, milloin tapahtuu seuraava asteroiditörmäys, joka on verrattavissa Tšeljabinskin tapahtumaan tai seurauksiltaan vakavampi. Se voi pudota 20 vuoden ja useiden vuosisatojen kuluttua, mutta voi myös huomenna. Varhaisvaroitus Tšeljabinskin tapahtuman kaltaisesta tapahtumasta ei ole vain toivottavaa - on välttämätöntä tehokkaasti syrjäyttää mahdollisesti vaaralliset esineet, jotka ovat esimerkiksi yli 50 metrin pituisia. Mitä tulee pienempien asteroidien törmäyksiin Maan kanssa, nämä tapahtumat tapahtuvat useammin kuin uskomme: noin kerran kahdessa viikossa. Tätä havainnollistaa yllä oleva NASA:n laatima kartta asteroidien putoamisesta, joiden mitat ovat metri tai enemmän viimeisen kahdenkymmenen vuoden aikana.

.

Menetelmät mahdollisesti vaarallisten Maan lähellä olevien kohteiden ohjaamiseen

Vuonna 2004 löydetty asteroidi Apophis, jonka todennäköisyyttä törmätä Maahan vuonna 2036 pidettiin silloin melko korkeana, johti merkittävään kiinnostuksen lisääntymiseen asteroidien ja komeettojen puolustusongelmaan. Vaarallisten taivaankappaleiden havaitsemiseksi ja luetteloimiseksi aloitettiin työ, ja käynnistettiin tutkimusohjelmia niiden törmäysten estämiseen Maan kanssa. Tämän seurauksena löydettyjen asteroidien ja komeettojen määrä on lisääntynyt dramaattisesti, joten nyt niitä on löydetty enemmän kuin tiedettiin ennen ohjelman aloittamista. ja eri tavoilla asteroidien poikkeamat törmäysradoilta Maahan, mukaan lukien melko eksoottiset. Esimerkiksi vaarallisten asteroidien pintojen pinnoittaminen maalilla, joka muuttaa niiden heijastusominaisuuksia, mikä johtaa asteroidin lentoradan vaadittuun taipumiseen auringonvalon paineen vuoksi. Tutkimuksia jatkettiin tapoja muuttaa vaarallisten kohteiden lentoratoja törmäämällä niihin avaruusaluksia. Jälkimmäiset menetelmät vaikuttavat varsin lupaavilta eivätkä vaadi sellaisten teknologioiden käyttöä, jotka ylittävät nykyaikaisen raketti- ja avaruusteknologian mahdollisuudet. Niiden tehokkuutta rajoittaa kuitenkin suuntautuvan avaruusaluksen massa. Tehokkaimmalla venäläisellä Proton-M:llä se ei voi ylittää 5-6 tonnia.

Arvioikaamme esimerkiksi noin 40 miljoonan tonnin painoisen Apophiksen nopeuden muutos: 5 tonnia painavan avaruusaluksen törmäys siihen suhteellisella nopeudella 10 km/s antaa 1,25 millimetriä sekunnissa. Jos isku toimitetaan kauan ennen odotettua törmäystä, on mahdollista luoda vaadittu taipuma, mutta tämä "pitkä aika" kestää useita vuosikymmeniä. Tällä hetkellä on mahdotonta ennustaa asteroidin liikeradan toistaiseksi hyväksyttävällä tarkkuudella, varsinkin kun otetaan huomioon, että törmäysdynamiikan parametrien tuntemisessa ja sitä kautta asteroidin nopeusvektorin odotetun muutoksen arvioinnissa on epävarmuutta. Siten vaarallisen asteroidin kääntämiseksi pois törmäyksestä Maan kanssa on löydettävä tilaisuus suunnata siihen massiivisempi ammus. Sellaisenaan voimme tarjota toisen asteroidin, jonka massa ylittää merkittävästi avaruusaluksen massan, vaikkapa 1500 tonnia. Mutta tällaisen asteroidin liikkeen hallitsemiseksi tarvittaisiin liikaa polttoainetta idean toteuttamiseen. Siksi asteroidiammun lentoradan vaadittavaan muutokseen ehdotettiin ns. gravitaatioliikettä, joka ei sinänsä vaadi polttoaineen kulutusta.

Gravitaatioliikkeen alla ymmärrä lento avaruusobjekti(meidän tapauksessamme - ammusasteroidi) melko massiivinen kappale - Maa, Venus, muut aurinkokunnan planeetat sekä niiden satelliitit. Liikkeen merkitys on tällaisessa lentorataparametrien valinnassa suhteessa lentettävään kehoon (korkeus, alkuasento ja nopeusvektori), joka gravitaatiovaikutuksensa ansiosta muuttaa kohteen (tässä tapauksessa asteroidin) kiertorataa Auringon ympäri siten, että se on törmäysradalla. Toisin sanoen, sen sijaan, että antaisimme nopeusimpulssin ohjattavalle esineelle rakettimoottorin avulla, saamme tämän impulssin planeetan vetovoiman tai, kuten sitä myös kutsutaan, sling-ilmiön vuoksi. Lisäksi impulssin voimakkuus voi olla merkittävä - 5 km / s tai enemmän. Sen luomiseksi tavallisella rakettimoottorilla on käytettävä 3,5-kertaista polttoainetta lisää massaa laite. Ja gravitaatioliikemenetelmässä polttoainetta tarvitaan vain laitteen saattamiseksi lasketulle liikeradalle, mikä vähentää sen kulutusta kahdella suuruusluokalla. On huomattava, että tämä menetelmä avaruusalusten kiertoradan muuttamiseen ei ole uusi: Neuvostoliiton pioneeri ehdotti sitä viime vuosisadan 30-luvun alussa. rakettitekniikkaa F. Kuha. Tällä hetkellä tätä tekniikkaa käytetään laajalti avaruuslentojen käytännössä. Riittää, kun mainitaan vielä kerran esimerkiksi eurooppalainen Rosetta-avaruusalus: se suoritti kymmenen vuoden aikana kolme gravitaatioliikettä lähellä Maata ja yhden lähellä Marsia. Voidaan muistaa Neuvostoliiton avaruusalukset Vega-1 ja Vega-2, jotka ensin kiersivät Halleyn komeetan - matkalla siihen he suorittivat painovoimaharjoituksia käyttämällä Venuksen painovoimakenttää. Päästäkseen Plutoon vuonna 2015 NASA:n New Horizons -avaruusalus käytti liikettä Jupiterin kentällä. Luettelo gravitaatioavusta käyttävistä tehtävistä ei ole kaikkea muuta kuin tyhjentävä näillä esimerkeillä.

Venäjän tiedeakatemian avaruustutkimuslaitoksen henkilökunta ehdotti painovoiman käyttöä suhteellisen pienten Maan lähellä olevien asteroidien ohjaamiseksi vaarallisiin taivaankappaleisiin poikkeamaan maan kanssa tapahtuvan törmäyksen liikeradalta. asteroidivaaran ongelma, joka järjestettiin Maltalla vuonna 2009. Ja sisään ensi vuonna oli aikakauslehtijulkaisu, jossa esiteltiin tämä käsite ja sen perustelut.

Konseptin toteutettavuuden vahvistamiseksi asteroidi Apophis valittiin esimerkiksi vaarallisesta taivaankappaleesta.

Aluksi he hyväksyivät ehdon, että asteroidin vaara todetaan noin kymmenen vuotta ennen sen väitettyä törmäystä Maahan. Tämän mukaisesti rakennettiin skenaario asteroidin poikkeamisesta sen läpi kulkevalta lentoradalta. Ensinnäkin Maan lähiasteroidien listalta, joiden kiertoradat tunnetaan, valittiin yksi, joka siirretään Maan läheisyyteen kiertoradalle, joka soveltuu gravitaatioliikkeen suorittamiseen, joka varmistaa, että asteroidi osuu Apophikseen viimeistään klo. 2035. Valintakriteerinä otimme sen nopeusimpulssin suuruuden, joka on välitettävä asteroidille, jotta se siirrettäisiin tällaiselle lentoradalle. Suurin sallittu impulssi oli 20 m/s. Seuraavaksi suoritettiin numeerinen analyysi mahdollisista operaatioista asteroidin ohjaamiseksi Apophikseen seuraavan lentoskenaarion mukaisesti.

Laukaistuaan Proton-M-kantoraketin pääyksikön matalalle Maan kiertoradalle Breeze-M-booster-yksikön avulla avaruusalus siirretään lentoradalle ammuksen asteroidille, jonka jälkeen se laskeutuu sen pinnalle. Laite on kiinnitetty pintaan ja liikkuu asteroidin mukana pisteeseen, jossa se käynnistää moottorin, välittäen asteroidille impulssin ja siirtäen sen gravitaatioliikkeen laskettuun lentoradalle - lentää maan ympäri. Liikkeen aikana tehdään tarvittavat mittaukset sekä kohdeasteroidin että ammuksen liikeparametrien määrittämiseksi. Mittaustulosten perusteella ammuksen liikerata lasketaan ja korjataan. Laitteen propulsiojärjestelmän avulla asteroidille annetaan nopeusimpulsseja, jotka korjaavat virheet kohdetta kohti kulkevan liikeradan parametreissa. Samat toiminnot suoritetaan avaruusaluksen lentoradalla ammusasteroidille. Keskeinen parametri skenaarion kehittämisessä ja optimoinnissa on nopeusimpulssi, joka on välitettävä ammusasteroidille. Tähän rooliin hakijoille impulssin viestin päivämäärät, asteroidin saapuminen Maahan ja törmäys vaarallinen esine. Nämä parametrit valitaan siten, että ammuksen asteroidin vauhti on minimaalinen. Tutkimusprosessissa ehdokkaina analysoitiin koko lista asteroideista, joiden kiertorataparametrit ovat tällä hetkellä tiedossa - niitä on noin 11 000.

Laskelmien tuloksena löydettiin viisi asteroidia, joiden ominaisuudet, mukaan lukien koot, on esitetty taulukossa. 2. Siihen osuivat asteroidit, joiden mitat ylittävät merkittävästi suurinta sallittua massaa vastaavat arvot: 1500–2000 tonnia. Tässä yhteydessä on tehtävä kaksi huomautusta. Ensinnäkin analyysiin käytettiin kaukana täydellistä luetteloa Maan lähiasteroideista (11 000), kun taas nykyaikaisten arvioiden mukaan niitä on ainakin 100 000. sen pinnalla on lohkareita, joiden massa mahtuu ilmoitettuihin rajoihin. (voimme muistaa Itokawan asteroidin). Huomaa, että juuri tämä lähestymistapa on arvioitu realistiseksi amerikkalaisessa hankkeessa pienen asteroidin toimittamiseksi Kuun kiertoradalle. Taulukosta. Kuvasta 2 voidaan nähdä, että pienin nopeusimpulssi - vain 2,38 m/s - on välttämätön, jos asteroidia 2006 XV4 käytetään ammuksena. Totta, hän itse on liian iso ja ylittää arvioidun 1500 tonnin rajan. Mutta jos käytät sen fragmenttia tai lohkaretta pinnalla tällaisella massalla (jos sellainen on), ilmaistu impulssi luo tavallisen rakettimoottorin, jonka kaasun pakokaasun nopeus on 3200 m/s ja kuluttaa 1,2 tonnia polttoainetta. Kuten laskelmat ovat osoittaneet, on mahdollista laskea laite tämän asteroidin pinnalle kokonaispaino yli 4,5 tonnia, joten polttoaineen toimitus ei aiheuta ongelmia. Ja sähköisen rakettimoottorin käyttö vähentää polttoaineen kulutusta (tarkemmin sanottuna työnesteen) 110 kiloon.

On kuitenkin otettava huomioon, että taulukossa annetut tiedot tarvittavista nopeusimpulsseista viittaavat ihanteelliseen tapaukseen, jolloin vaadittu nopeusvektorin muutos toteutuu ehdottoman tarkasti. Itse asiassa näin ei ole, ja kuten jo todettiin, kiertoradan korjauksia varten tarvitaan työnestettä. Tähän mennessä saavutetuilla tarkkuudella korjaus voi vaatia yhteensä jopa 30 m/s, mikä ylittää nopeuden muutoksen suuruuden nimellisarvot vaarallisen kohteen sieppausongelman ratkaisemiseksi.

Meidän tapauksessamme, kun ohjatun kohteen massa on kolme suuruusluokkaa suurempi, tarvitaan erilainen ratkaisu. Se on olemassa - tämä on sähköisen rakettimoottorin käyttö, jonka avulla on mahdollista vähentää käyttönesteen kulutusta kymmenkertaisesti samalla korjaavalla impulssilla. Lisäksi opastuksen tarkkuuden parantamiseksi ehdotetaan käytettäväksi navigointijärjestelmää, joka sisältää pienen lähetin-vastaanottimella varustetun laitteen, joka sijoitetaan etukäteen vaarallisen asteroidin pinnalle, sekä kaksi päälaitteen mukana tulevaa alisatelliittia. . Lähetin-vastaanottimien avulla mitataan laitteiden välinen etäisyys ja niiden suhteellinen nopeus. Tällainen järjestelmä mahdollistaa sen, että asteroidiammus osuu kohteeseen 50 metrin poikkeamalla edellyttäen, että kohteen lähestymisen viimeisessä vaiheessa käytetään pientä kemiallista moottoria, jonka työntövoima on useita kymmeniä kiloja, tuottaa nopeusimpulssin 2 m/s sisällä.

Niistä kysymyksistä, jotka nousevat esille, kun keskustellaan pienten asteroidien käyttökonseptin toteutettavuudesta vaarallisten kohteiden ohjaamiseen, kysymys asteroidin törmäämisestä Maahan siirrettynä sen ympärillä tapahtuvan gravitaatioliikkeen lentoradalle on olennainen. Taulukossa. Kuva 2 näyttää asteroidien etäisyydet Maan keskustasta perigeessa gravitaatioliikettä suoritettaessa. Neljällä ne ylittävät 15 000 kilometriä ja asteroidin 1994 GV on 7427,54 kilometriä ( keskimääräinen säde Maa - 6371 kilometriä). Etäisyydet näyttävät turvallisilta, mutta silti ei ole takeita siitä, ettei riskiä ole, jos asteroidin koko on sellainen, että se pääsee Maan pinnalle palamatta ilmakehään. Kuinka äärimmäistä sallittu koko harkitse halkaisijaa 8–10 metriä, jos asteroidi ei ole rautaa. Radikaalinen tapa ratkaista ongelma on käyttää Marsia tai Venusta ohjaamiseen.

Asteroidien vangitseminen tutkimusta varten

Asteroid Redirect Mission (ARM) -projektin perusideana on siirtää asteroidi toiselle kiertoradalle, joka on helpompaa tutkimukseen, jossa ihminen osallistuu suoraan. Sellaisena ehdotettiin kiertorataa lähellä Kuuta. Toisena vaihtoehtona asteroidien kiertoradan muuttamiseen IKI RAS harkitsi menetelmiä asteroidien liikkeen ohjaamiseksi käyttämällä maanläheisiä painovoimaharjoituksia, samanlaisia ​​kuin ne, jotka kehitettiin ohjaamaan pieniä asteroideja vaarallisiin lähellä maapalloa oleviin esineisiin.

Tällaisten liikkeiden tavoitteena on siirtää asteroideja kiertoradoille, jotka resonoivat Maan kiertoradan liikkeen kanssa, erityisesti asteroidin ja Maan jaksojen suhteen 1:1. Maan lähellä olevista asteroideista on kolmetoista, jotka voidaan siirtää resonanssiradalle ilmoitetussa suhteessa ja pienemmällä sallittu raja perigeen säde - 6700 kilometriä. Tätä varten riittää, että joku heistä ilmoittaa nopeusimpulssin, joka ei ylitä 20 m/s. Heidän luettelonsa on esitetty taulukossa. 3, jossa on ilmoitettu nopeusimpulssien suuruudet, siirtämällä asteroidi gravitaatioliikkeen lentoradalle lähellä Maata, minkä seurauksena sen kiertoradan jakso tulee yhtä suureksi kuin maa, eli yksi vuosi. Siellä on myös annettu asteroidin suurin ja pienin saavutettavissa oleva nopeus heliosentrisessä liikkeessään. On mielenkiintoista huomata, että suurimmat nopeudet voivat olla erittäin suuria, mikä mahdollistaa asteroidin heittämisen melko kauas Auringosta. Esimerkiksi asteroidi 2012 VE77 voidaan lähettää kiertoradalle afelion kanssa etäisyyden päässä Saturnuksen kiertoradalta ja loput - Marsin kiertoradan ulkopuolelle.

Resonoivien asteroidien etuna on, että ne palaavat Maan läheisyyteen joka vuosi. Tämä mahdollistaa vähintään joka vuosi avaruusaluksen lähettämisen laskeutumaan asteroidille ja toimittamaan maanäytteitä Maahan, eikä laskeutumisajoneuvon palauttamiseen maahan tarvita juuri lainkaan polttoainetta. Tässä suhteessa resonoivalla kiertoradalla olevalla asteroidilla on etuja kuun kiertoradalla olevaan asteroidiin verrattuna, kuten Keck-projektissa suunniteltiin, koska se vaatii huomattavan polttoaineenkulutuksen palatakseen. Miehittämättömissä tehtävissä tämä voi olla ratkaisevaa, mutta miehitetyillä lennoilla, kun on tarpeen varmistaa, että laite palaa Maahan mahdollisimman nopeasti hätätilanteessa (viikon sisällä tai jopa aikaisemmin), etu voi olla ARM-projekti.

Toisaalta resonoivien asteroidien vuotuinen paluu Maahan mahdollistaa säännölliset gravitaatioliikkeet, jotka muuttavat joka kerta niiden kiertorataa tutkimusolosuhteiden optimoimiseksi. Tässä tapauksessa kiertoradan tulee pysyä resonoivana, mikä on helppo toteuttaa useilla painovoimaliikkeillä. Tätä lähestymistapaa käyttämällä on mahdollista siirtää asteroidi kiertoradalle, joka on identtinen maan kanssa, mutta hieman vinossa sen tasoon nähden (ekliptiikkaan). Sitten asteroidi lähestyy Maata kahdesti vuodessa. Painovoimaliikkeen sarjasta muodostuvaan rataperheeseen kuuluu kiertorata, jonka taso on ekliptikassa, mutta jolla on erittäin suuri epäkeskisyys ja joka saavuttaa asteroidin 2012 VE77 tapaan Marsin kiertoradan.

Jos kehitämme edelleen planeettojen painovoimaharjoitustekniikkaa, mukaan lukien resonanssiratojen rakentaminen, syntyy ajatus Kuun käyttämisestä. Tosiasia on, että planeetan gravitaatioliike sisällä puhdas muoto ei salli kohteen vangitsemista satelliitin kiertoradalle, koska sen suhteellisen liikkeen energia ei muutu planeetan ympäri lentäessä. Jos se lentää samanaikaisesti planeetan luonnollisen satelliitin (Kuu) ympäri, sen energiaa voidaan vähentää. Ongelmana on, että laskun pitäisi olla riittävä siirtyäkseen satelliitin kiertoradalle, eli alkunopeuden planeettaan nähden tulisi olla pieni. Jos tämä vaatimus ei täyty, kohde poistuu maapallon läheisyydestä ikuisesti. Mutta jos valitset yhdistetyn liikkeen geometrian niin, että seurauksena asteroidi pysyy resonoivalla kiertoradalla, voit toistaa liikkeen vuoden kuluttua. Siten on mahdollista vangita asteroidi Maan satelliitin kiertoradalle käyttämällä gravitaatioliikkeitä lähellä maata samalla kun säilytetään Kuun resonanssitila ja koordinoitu ohilento.

On selvää, että yksittäiset esimerkit, jotka vahvistavat mahdollisuuden toteuttaa ajatus hallita asteroidien liikkeitä painovoiman liikkeillä, eivät takaa ratkaisua asteroidi-komeetan vaaraan millekään taivaankappaleelle, törmäys uhkaavaa maan kanssa. Saattaa käydä niin, että tietyssä tapauksessa ei ole sopivaa asteroidia, joka voitaisiin suunnata siihen. Mutta kuten näkyy uusimmat tulokset Laskelmat, jotka on tehty ottamalla huomioon "tuoreimmat" luetteloidut asteroidit, joiden suurin sallittu nopeusimpulssi, joka tarvitaan asteroidin siirtämiseen planeetan läheisyyteen on 40 m/s, sopivia asteroideja on 29, 193 ja 72 Venukselle, Maalle. ja Mars, vastaavasti. Ne sisältyvät luetteloon taivaankappaleista, joiden liikettä voidaan ohjata nykyaikaisen raketti- ja avaruusteknologian avulla. Lista kasvaa nopeasti, sillä tällä hetkellä löydetään keskimäärin kahdesta viiteen asteroidia päivässä. Joten ajanjaksolla 1. marraskuuta - 21. marraskuuta 2014 löydettiin 58 lähellä maapalloa olevaa asteroidia. Toistaiseksi emme voineet vaikuttaa luonnollisten taivaankappaleiden liikkeisiin, mutta uusi vaihe sivilisaation kehityksessä on alkamassa, kun tämä tulee mahdolliseksi.

Artikkelin sanasto

Boden laki(Titius-Boden sääntö, jonka saksalainen matemaatikko Johann Titius perusti vuonna 1766 ja jonka saksalainen tähtitieteilijä Johann Bode muotoili uudelleen vuonna 1772) kuvaa aurinkokunnan planeettojen ja Auringon kiertoradan välisiä etäisyyksiä sekä planeettojen välisiä etäisyyksiä. ja sen luonnollisten satelliittien kiertoradat. Yksi hänen matemaattisista formulaatioistaan: R i = (D i + 4)/10, missä D i = 0, 3, 6, 12 ... n, 2n ja R i on planeetan kiertoradan keskimääräinen säde tähtitieteellisissä yksiköissä (a. e.).

Tämä empiirinen laki pätee useimmille planeetoille 3 %:n tarkkuudella, mutta sillä ei näytä olevan fyysistä merkitystä. On kuitenkin oletettu, että aurinkokunnan muodostumisvaiheessa gravitaatiohäiriöiden seurauksena syntyi säännöllinen rengasrakenne alueista, joissa protoplaneettojen kiertoradat osoittautuivat vakaiksi. Myöhemmät aurinkokunnan tutkimukset osoittivat, että Boden laki yleisesti ottaen ei läheskään aina täyty: esimerkiksi Neptunuksen ja Pluton kiertoradat ovat paljon lähempänä Aurinkoa kuin hän ennustaa (katso taulukko).

(L-pisteet eli libraatiopisteet lat. Libraatio- keinuvat) - pisteet kahden massiivisen kappaleen järjestelmässä, esimerkiksi aurinko ja planeetta tai planeetta ja sen luonnollinen satelliitti. Huomattavasti pienemmän massainen kappale - asteroidi tai avaruuslaboratorio- pysyy missä tahansa Lagrange-pisteessä aiheuttaen pieniamplitudisia värähtelyjä, edellyttäen, että siihen vaikuttavat vain gravitaatiovoimat.

Lagrange-pisteet sijaitsevat molempien kappaleiden kiertoradan tasossa ja on merkitty indekseillä 1 - 5. Kolme ensimmäistä - kollineaarista - sijaitsevat suoralla linjalla, joka yhdistää massiivisten kappaleiden keskipisteet. Piste L 1 sijaitsee massiivisten kappaleiden välissä, L 2 - vähemmän massiivisten, L 3 - massiivimpien kappaleiden takana. Asteroidin sijainti näissä kohdissa on vähiten vakaa. Pisteet L 4 ja L 5 - kolmion muotoiset eli troijalaiset - ovat kiertoradalla suurimassaisia ​​kappaleita yhdistävän linjan molemmilla puolilla 60 asteen kulmassa niitä yhdistävään linjaan nähden (esimerkiksi aurinko ja maa).

Maa-Kuu-järjestelmän piste L 1 on kätevä paikka sijoittaa miehitetyt kiertorata-asemat, joiden avulla astronautit pääsevät Kuuhun minimaalisilla polttoainekustannuksilla, tai observatorio Auringon havainnointiin, jota tässä vaiheessa ei koskaan peitä kumpikaan Maa tai Kuu.

Sun-Earth-järjestelmän piste L 2 on kätevä avaruusobservatorioiden ja kaukoputkien rakentamiseen. Kohde säilyttää tässä vaiheessa suuntansa suhteessa maahan ja aurinkoon loputtomiin. Siinä on jo amerikkalaiset laboratoriot Planck, Herschel, WMAP, Gaia ja muut.

Pisteeseen L 3, Auringon toiselle puolelle, tieteiskirjailijat ovat toistuvasti sijoittaneet tietyn planeetan - Vastamaan, joka joko saapui kaukaa tai luotiin samanaikaisesti Maan kanssa. Nykyaikaiset havainnot eivät ole havainneet sitä.

Epäkeskisyys(Kuva 1) - luku, joka kuvaa toisen kertaluvun käyrän muotoa (ellipsi, paraabeli ja hyperbola). Matemaattisesti se on yhtä suuri kuin käyrän minkä tahansa pisteen etäisyys sen fokusoinnista etäisyyteen tästä pisteestä suoralle, jota kutsutaan suuntaviivaksi. Ellipseillä - asteroidien ja useimpien muiden taivaankappaleiden kiertoradalla - on kaksi suuntaa. Niiden yhtälöt ovat: x = ±(a/e), missä a on ellipsin puolipääakseli; e - epäkeskisyys - vakioarvo mille tahansa käyrälle. Ellipsin epäkeskisyys on pienempi kuin 1 (paraabelille e \u003d 1, hyperbolille e\u003e 1); kun e > 0, ellipsin muoto lähestyy ympyrää, kun e > 1, ellipsi pitenee ja puristuu yhä enemmän ja rappeutuu rajassa olevaksi segmentiksi - omaan pääakseliinsa 2a. Toinen, yksinkertaisempi ja visuaalisempi määritelmä ellipsin epäkeskisyydestä on sen maksimi- ja vähimmäisetäisyyden eron suhde fokukseen niiden summaan, eli ellipsin pääakselin pituuteen. Ympäröivällä kiertoradalla tämä on taivaankappaleen etäisyyden erosta Auringosta aphelionissa ja perihelionissa niiden summaan (kiertoradan pääakseli).

aurinkoinen tuuli - jatkuva virtaus plasma aurinko korona eli varautuneita hiukkasia (protoneja, elektroneja, heliumytimiä, happi-ioneja, pii, rauta, rikki) säteittäissuunnissa Auringosta. Se vie pallon muotoisen tilan, jonka säde on vähintään 100 AU. Eli tilavuuden rajan määrää aurinkotuulen dynaamisen paineen ja tähtienvälisen kaasun paineen yhtäläisyys, magneettikenttä Galaktiset ja galaktiset kosmiset säteet.

Ekliptinen(kreikasta. ekleipsis- pimennys) - suuri ympyrä taivaallinen pallo, jota pitkin Auringon näennäinen vuotuinen liike tapahtuu. Todellisuudessa, koska maa liikkuu Auringon ympäri, ekliptika on taivaanpallon osa Maan kiertoradan tason mukaan. Ekliptinen viiva kulkee horoskoopin 12 tähtikuvion läpi. Sen kreikkalainen nimi johtuu siitä, että antiikista lähtien on tiedetty, että auringon- ja kuunpimennykset tapahtuvat, kun Kuu on lähellä kiertoradansa ja ekliptiikan leikkauspistettä.

Sivu 1/4

Kreikasta käännettynä asteroidi kuulostaa "tähden kaltaiselta". Nämä ovat planeettoihin verrattuna pieniä taivaankappaleita, jotka liikkuvat kiertoradalla Auringon ympäri. Asteroidit koostuvat pääasiassa erilaisista metalleista ja kivistä.

Pallas

Muinaisen kreikkalaisen jumalan Tritonin tytär. Saksalainen tähtitieteilijä Heinrich Wilhelm Olbers löysi asteroidin 28. maaliskuuta 1802. Se tapahtui Bremenissä (Saksa). Asteroidin mitat ovat 582x556x500 km, tiheys 2,7 g/cm3, pyörimisaika 7,81 tuntia,
pintalämpötila -109 °C.

Juno

Muinainen roomalainen jumalatar, Jupiterin vaimo; avioliiton, syntymän ja äitiyden jumalatar. Saksalainen tähtitieteilijä Carl Ludwig Harding löysi asteroidin 1. syyskuuta 1804. Tämä tapahtui Lilienthalin observatoriossa (Lilienthal, Saksa). Asteroidin mitat ovat 320x267x200 km, tiheys 2,98 g/cm3, kiertoaika 7,21 tuntia, pintalämpötila -110 °C.

Vesta

Muinainen roomalainen jumalatar, perheen tulisijan ja uhritulen suojelija. Saksalainen tähtitieteilijä Heinrich Wilhelm Olbers löysi asteroidin 29. maaliskuuta 1807. Se tapahtui Bremenissä, Saksassa. Asteroidin mitat ovat 578 x 560 x 458 km, tiheys 3,5 g/cm3, kiertoaika 5,34 tuntia, pintalämpötila -95 °C.

astrea

Antiikin kreikkalainen oikeudenjumalatar, Zeuksen ja Themiksen tytär. Saksalainen tähtitieteilijä Carl Ludwig Henke löysi asteroidin 8. joulukuuta 1845. Se tapahtui Drezdenkossa (Puola). Asteroidin mitat ovat 167x123x82 km, tiheys 2,7 g/cm3, kiertoaika 0,7 vrk, pintalämpötila -106 °C.

Hän olla

Antiikin kreikkalainen nuoruuden jumalatar, Zeuksen ja Heran tytär. Saksalainen tähtitieteilijä Carl Ludwig Henke löysi asteroidin 1.7.1847. Se tapahtui Drezdenkossa (Puola). Asteroidin mitat ovat 205x185x170 km, tiheys 3,81 g/cm3, kiertoaika 0,303 vrk, pintalämpötila -103 °C.

Irida

Antiikin kreikkalainen sateenkaaren jumalatar, Taumantuksen ja Electran tytär. Englantilainen tähtitieteilijä John Russell Hynde löysi asteroidin 13. elokuuta 1847. Tämä tapahtui Bishop Observatoryssa (Lontoo, Englanti). Asteroidin mitat ovat 240x200x200 km, tiheys 3,81 g/cm3, kiertoaika 0,2975 vrk, pintalämpötila -102 °C.

Kasvisto

Muinainen roomalainen kukkien ja kevään jumalatar. Englantilainen tähtitieteilijä John Russell Hynde löysi asteroidin 18. lokakuuta 1847. Tämä tapahtui Bishop Observatoryssa (Lontoo, Englanti). Asteroidin mitat ovat 136x136x113 km, tiheys 3,13 g/cm3, kiertoaika 0,533 vrk, pintalämpötila -93 °C.

metyyli

Antiikin kreikkalainen viisauden jumalatar. Irlantilainen tähtitieteilijä Andrew Graham löysi asteroidin 25. huhtikuuta 1848. Tämä tapahtui Markryn observatoriossa (Sligon kreivikunta, Irlanti). Asteroidin mitat ovat 222x182x130 km, tiheys 4,12 g/cm3, kiertoaika 0,2116 päivää, pintalämpötila 100 "C.

Hygiea

Antiikin kreikkalainen terveyden jumalatar. Italialainen tähtitieteilijä Annibale de Gasparis löysi asteroidin 12. huhtikuuta 1849. Tämä tapahtui Capodimonten observatoriossa (Napoli, Italia). Asteroidin mitat ovat 530x407x370 km, tiheys 2,08 g/cm3, kiertoaika 27,623 tuntia, pintalämpötila -109 °C.

Parthenope

Siren, joka perusti Parthenopen kaupungin, nykyisen Napolin. Italialainen tähtitieteilijä Annibale de Gasparis löysi asteroidin 11. toukokuuta 1850. Tämä tapahtui Capodimonten observatoriossa (Napoli, Italia). Asteroidin halkaisija on 153,3 km, tiheys 3,28 g/cm3, kiertoaika 9,43 tuntia ja pinnan lämpötila -99 °C.

Victoria

Antiikin kreikkalainen terveyden jumalatar. Englantilainen tähtitieteilijä John Russell Hynde löysi asteroidin 13. syyskuuta 1850. Tämä tapahtui Bishop Observatoryssa (Lontoo, Englanti). Asteroidin halkaisija on 112,8 km, tiheys 2 g/cm3, kiertoaika 8,66 tuntia ja pinnan lämpötila -95 °C.

Egeria

Muinainen roomalainen vesinymfi. Italialainen tähtitieteilijä Annibale de Gasparis löysi asteroidin 2. marraskuuta 1850. Tämä tapahtui Capodimonten observatoriossa (Napoli, Italia). Asteroidin halkaisija on 207,64 km, tiheys 3,46 g/cm3, kiertoaika 7,04 tuntia ja pinnan lämpötila -99 °C.

Irena

Antiikin kreikkalainen rauhan jumalatar. Englantilainen tähtitieteilijä John Russell Hynde löysi asteroidin 13. syyskuuta 1850. Tämä tapahtui Bishop Observatoryssa (Lontoo, Englanti). Asteroidin halkaisija on 152 km, tiheys 4,42 g/cm3, kiertoaika 15,06 tuntia ja pinnan lämpötila -198 °C.

Eunomia

Antiikin Kreikan ora, Zeuksen ja Themiksen tytär. Italialainen tähtitieteilijä Annibale de Gasparis löysi asteroidin 29. heinäkuuta 1851. Tämä tapahtui Capodimonten observatoriossa (Napoli, Italia). Asteroidin mitat ovat 357x255x212 km, tiheys 3,09 g/cm3, kiertoaika 6,083 tuntia, pintalämpötila -107 °C.

Psyyke

Sielun persoonallisuudet antiikin kreikkalainen mytologia. Italialainen tähtitieteilijä Annibale de Gasparis löysi asteroidin 17. maaliskuuta 1852. Tämä tapahtui Capodimonten observatoriossa (Napoli, Italia). Asteroidin mitat ovat 240x185x145 km, tiheys 6,49 g/cm3, kiertoaika 4,196 tuntia, pintalämpötila -113 °C.

Thetis

Nereid, Nereuksen ja Doridan tytär. Saksalainen tähtitieteilijä Robert Luther löysi asteroidin 17. huhtikuuta 1852. Tämä tapahtui Düsseldorfin observatoriossa (Düsseldorf, Saksa). Asteroidin halkaisija on 90 km, tiheys 3,21 g/cm3, kiertoaika 12,27 tuntia ja pintalämpötila -100 °C.

Melpomene

Antiikin Kreikan tragedian museo. Englantilainen tähtitieteilijä John Russell Hynde löysi asteroidin 24. kesäkuuta 1852. Tämä tapahtui Bishop Observatoryssa (Lontoo, Englanti). Asteroidin mitat ovat 170x155x129 km, tiheys 1,69 g/cm3, kiertoaika 11,57 tuntia, pintalämpötila -96 °C.

Onni

Muinainen roomalainen onnenjumalatar. Englantilainen tähtitieteilijä John Russell Hynde löysi asteroidin 13. syyskuuta 1850. Tämä tapahtui Bishop Observatoryssa (Lontoo, Englanti). Asteroidin mitat ovat 225x205x195 km, tiheys 2,70 g/cm3, kiertoaika 7,44 tuntia, pintalämpötila -93 °C.

massadiya

Ranskan Marseillen kaupungin kreikkalainen nimi. Italialainen tähtitieteilijä Annibale de Gasparis löysi asteroidin 19. syyskuuta 1852. Tämä tapahtui Capodimonten observatoriossa (Napoli, Italia). Asteroidin mitat ovat 160x145x132 km, tiheys 3,54 g/cm3, kiertoaika 8,098 tuntia, pintalämpötila -99 °C.

Lutetia

Ranskan Pariisin kaupungin latinalainen nimi. Saksalais-ranskalainen tähtitieteilijä Hermann Goldschmidt löysi asteroidin 13. syyskuuta 1850. Tämä tapahtui asteroidin mitoissa 132x101x76 km, tiheys 3,4 g/cm3, kiertoaika 8,16 tuntia, pintalämpötila -101 °C.

calliope

Antiikin Kreikan eeppisen runouden muse. Englantilainen tähtitieteilijä John Russell Hynde löysi asteroidin 16. marraskuuta 1852. Tämä tapahtui Bishop Observatoryssa (Lontoo, Englanti). Asteroidin mitat ovat 235x144x124 km;

Vyötärö

Antiikin Kreikan komedian museo ja kevyttä runoutta. Englantilainen tähtitieteilijä John Russell Hynde löysi asteroidin 15. joulukuuta 1852. Tämä tapahtui Bishop Observatoryssa (Lontoo, Englanti). Asteroidin halkaisija on 107,5 km, tiheys 2 g/cm3, kiertoaika 12,308 tuntia ja pinnan lämpötila -109 °C.

Themis

Antiikin kreikkalainen oikeuden jumalatar. Italialainen tähtitieteilijä Annibale de Gasparis löysi asteroidin 5. huhtikuuta 1853. Tämä tapahtui Capodimonten observatoriossa (Napoli, Italia). Asteroidin halkaisija on 107,5 km, tiheys 2,78 g/cm3, kiertoaika 8 tuntia ja 23 minuuttia ja pintalämpötila -114 °C.

Parin unettoman yön ajaksi irrotin tarinan siitä, kuinka asteroideja kutsuttiin ja kutsutaan. IMHO, mielenkiintoinen tarina sekä tähtitieteen kehityksen kannalta että sen osoittamisen kannalta, että edes niin tarkassa ja jalossa tieteessä kaikki ei mene mutkattomasti.

Aluksi haluan muistuttaa sinua perusasioista. Asteroideja (termin esitteli William Herschel vuonna 1802) tai pienplaneettoja kutsutaan aurinkokunnan pieniksi kappaleiksi (ei tarpeeksi suuria, jotta niitä voitaisiin pitää planeetana, mutta yli kolmekymmentä metriä, pienempiä esineitä kutsutaan meteoroideiksi), jotka pyörivät Auringon ympäri. eivätkä ne ole komeettoja (komeetoille on ominaista kaasua muodostava aktiivisuus lähestyttäessä Aurinkoa; tässä tapauksessa yksittäiset asteroidit ovat itse asiassa "rappeutuneita", "sukupuuttoon kuolleita" komeettoja).

Ceres oli ensimmäinen löydetty asteroidi (se löydettiin 1. tammikuuta 1801). Aluksi sitä pidettiin täysimittaisena planeetana (sijaitsee aseman Marsin ja Jupiterin välillä), sitten kävi selväksi, että se oli vain yksi suuren taivaankappaleiden ryhmän edustajista, ja jo vuonna 2006 se luokiteltiin uudelleen. kääpiöplaneetta. Myöhemmät asteroidit löydettiin vuosina 1802 (Pallas), 1804 (Juno) ja 1807 (Vesta). Sitten oli tauko vuoteen 1845 asti (jolloin Astrea löydettiin), ja vuodesta 1847 lähtien asteroideja alettiin löytää useita kertoja vuodessa. 1900-luvun alussa tunnettiin jo yli neljä ja puolisataa asteroidia; on selvää, että tulevaisuudessa niiden löytöjen tiheys lisääntyi jatkuvasti, 1900-luvun lopulla tämä kasvu tuli räjähdysmäiseksi. 9. heinäkuuta 2017 mennessä tunnetaan 734274 asteroidia, joista 496815:llä on vakioluku (eli niiden kiertoradan katsotaan olevan luotettavasti laskettu), kun taas vain 21009 asteroidilla on oma nimensä (infa Minor Planet Centeristä).

Kuva otettu täältä: https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Minor_planet_count.svg

On selvää, että asteroidien nimeäminen ja nimeäminen on melko vakava ongelma (koska asteroidien lukumäärä on niin suuri). Yritän kertoa sinulle tämän ongelman ratkaisuista. Suurin osa tekstistä perustuu kirjaan Schmadel, Lutz D. Pienplaneettojen nimien sanakirja. - Viides tarkistettu ja laajennettu painos. - B., Heidelberg, N. Y.: Springer, 2003. - P. 298. - ISBN 3-540-00238-3 (ei käännös, vaan ilmainen uudelleenkertomus), sekä Wikipediasta saatuja tietoja. Kiinnostuneille, lue eteenpäin.

Asteroidien muodolliset nimitykset

Ennen yhdeksännentoista puolivälissä Vuosisatojen ajan asteroidien nimistöongelmia ei ole ollut. Ceres, Pallas, Juno ja Vesta (ensimmäiset löydetyt asteroidit) mainittiin yksinkertaisesti heidän nimillään. Ongelma syntyi vasta 1850-luvulla löydettyjen asteroidien määrän huomattavan lisääntymisen vuoksi. Aluksi näytti mahdolliselta antaa jokainen asteroidi etunimi ja luoda kullekin niistä erillinen tähtitieteellinen symboli (eli toimia samalla tavalla kuin aiemmin suurille planeetoille). Symbolien myöntämiskäytäntö osoittautui kuitenkin nopeasti kestämättömäksi. Näiden symbolien käyttö osoittautui sekä julkaisutekniikan kannalta vaikeaksi että muistikuormituksen kannalta täysin epäkäytännölliseksi (kaikkien näiden symbolien muistaminen niiden määrän lisääntymisen vuoksi tuntui mahdottomalta). Todennäköisimmin, viimeinen tähtitieteilijä, joka antoi erillisen symbolin asteroidille (eli asteroidille (32) Fidesz), oli Carl Theodor Robert Luther (Luther, 1855).

Symbolien käytön sijaan otettiin käyttöön järjestyslukujärjestelmä. Johann Franz Enke (Enke, 1851) ilmaisi ensimmäistä kertaa tällaisen ajatuksen (asteroidin sarjanumeron sijoittamalla ympyrään) "Berliner astronomisches Jahrbuch" -lehden sivuilla (jäljempänä - BAJ). Tämän järjestelmän ensimmäinen käytännön sovellus kuuluu amerikkalaiselle tähtitieteilijälle James Fergusonille (Ferguson, 1852), joka nimesi Psychen nimellä ⑯ Psyyke(asteroidi Psyche löydettiin vuonna 1852; tällä hetkellä asteroidin sarjanumero on sijoitettu sulkeisiin - (16) Psyyke). Sarjanumeron myönsi "Astronomische Nachrichten" -lehden toimittaja (jäljempänä - AN) joka vastaa uuden asteroidin löydön ensimmäisen julkaisun päivämäärää, joka johti pian epämiellyttäviin ristiriitoihin: esimerkiksi lokakuun alussa 1857 Ferguson löysi Virginia-asteroidin, jolle annettiin sarjanumero 50, kun taas asteroidi löysi Goldschmidtin saman vuoden syyskuussa (Meleta) , sai sarjanumeron 56. Tähtitieteellinen yhteisö tuli siihen tulokseen, että oikean nimen antamista astroideille voidaan lykätä jonkin aikaa, samalla kun perinne sarjanumeroiden myöntämisestä tiukasti löytöjen kronologian mukaisesti on noudatettava tiukasti.

Nimeämis- ja sarjanumeroiden antamiseen liittyviä kysymyksiä vaikeutti entisestään se, että oli vaikea arvioida, ketä tarkalleen pidettiin löytäjänä ja kenellä tarkalleen oli oikeus antaa nimi uudelle asteroidille. Rudolf Wolf (Wolf, 1859) omistaa seuraavan huomautuksen: "Uranuksen löytöä ei voida lukea Flamsteedin, Neptunuksen löytämisen ei voida katsoa johtuvan Lalandesta, samoin kuin asteroidin-56 löytöä ei voida lukea Goldschmidtin ansioksi: planeetan löytäjä ei ole se, joka näki sen ensimmäisenä tai havaitsi, ja se, joka tunnisti siitä ensimmäisenä uuden taivaallinen esine". Tapaukset, joissa ensimmäinen tarkkailija ei tajunnut havaitun kohteen luonnetta ja päärooli löydössä oli henkilöllä, joka ensimmäisenä laski uuden kappaleen kiertoradan, olivat jo silloin yleisiä. Näihin yksityiskohtiin liittyvät kysymykset ovat ajankohtaisia ​​tähän päivään asti.

Dawn-avaruusaluksella 4. toukokuuta 2015 otettu luonnollinen värikuva Ceresistä.

Uusien asteroidien löytöjen määrän nopea kasvu on pakottanut BAJ- ja AN-lehtien toimittajat antamaan sarjanumerot mahdollisimman pian löytöjen päivämäärän mukaan. Vaikka ajatus sarjanumeroiden ja löytöjen kronologian välisestä tiukasta vastaavuudesta ei ollut moitittava, äskettäin löydettyjen asteroidien määrän nopea kasvu aiheutti pian uusia vaikeuksia. Huomattava määrä uusia asteroideja on havaittu vain satunnaisesti, ilman varmaa laskelmaa ja niiden kiertoradan vahvistusta - mitä niille olisi pitänyt tehdä? Myönnetäänkö heille sarjanumeroita vai ei? Adalbert Kruger (Kruger, 1892) ehdotti seuraavaa järjestelmää: "Tästä lähtien AN:n toimittaja antaa jokaiselle uudelle planeetalle [tarkoittaen asteroideja] väliaikaisen nimityksen seuraavassa muodossa: 18xx A, B, C... Telegram . Lopullisen sarjanumeron myöntää vasta myöhemmin BAJ-toimittaja. Tämä eliminoi sarjanumeroiden antamisen niille planeetoille [ts. esim. asteroidit], joiden kiertoradan elementtejä ei voida laskea tiedon puutteen vuoksi. Toisin sanoen ensimmäinen asteroidi, jonka oletetaan löydetty vuonna 1893, sai väliaikaisen nimityksen 1893 A, toinen löydettiin samana vuonna - 1893 B ja niin edelleen. Vuotta myöhemmin, vuonna 1893, kävi kuitenkin selväksi, että isot kirjaimet eivät yksin riitä, ja siksi tätä järjestelmää päätettiin laajentaa kaksinkertaistamalla kirjaimet: esimerkiksi asteroidia 1893 Z seuraa asteroidi 1893. AA, jota seuraa 1893 AB ja niin edelleen. Järjestelmä otettiin käyttöön, mutta on huomattava, että ensimmäisen maailmansodan aikana käytettiin myös erillisiä "epävirallisia" järjestelmiä; erityisesti Simeizin observatorion (tämä on meillä Krimillä) tähtitieteilijät, jotka työskentelivät jonkin aikaa ilman luotettavaa yhteyttä muuhun tähtitieteelliseen maailmaan, joutuivat ottamaan käyttöön oman uusien asteroidien tilapäisen numerointijärjestelmän. .

Vuonna 1924 (ottaen huomioon äskettäin löydettyjen asteroidien jatkuvasti kasvavan määrän) ehdotettiin uutta väliaikaisten nimitysten järjestelmää: ensin tulee löytövuosi ja avaruuden jälkeen latinalainen kirjain, joka tarkoittaa löydön puolikuuta (A - for). tammikuun ensimmäinen puolisko, B - tammikuun toinen puolisko, C - helmikuun ensimmäinen puolisko ja niin edelleen, pois lukien kirjain I, koska se voidaan sekoittaa yksikköön); siihen liittyy toinen latinalainen kirjain, joka ilmaisee avautumisjärjestyksen vastaavassa puolikuussa (jälleen pois lukien kirjain I). Joten esimerkiksi nimitys 1926 AD tarkoittaa, että asteroidi löydettiin neljännenä peräkkäin tammikuun 1926 ensimmäisellä puoliskolla ja nimitys 1927 DG tarkoittaa, että asteroidi löydettiin seitsemäntenä peräkkäin helmikuun 1927 jälkipuoliskolla. Melkein välittömästi (Kopff, 1924) tätä järjestelmää laajennettiin edelleen nykyinen tila (« siinä uskomaton tapaus (sic!!!) - kuten August Kopff itse kirjoitti - jos puolikuussa löydetään yli 25 asteroidia”): nyt, jos puolikuusta löydetään yli 25 pienplaneettaa (26 latinalaisten aakkosten kirjainta miinus yksi, minä ei käytetä), nimitykseen lisätään digitaalinen indeksi, joka näyttää kuinka monta kertaa aakkosjärjestys toisessa asemassa käytettiin (siis löytöjen määrä tällä kuukauden puoliskolla määritetään kertomalla indeksi 25:llä plus asteroidimerkinnän toisen kirjaimen sarjanumero). Toisin sanoen tammikuun 1950 ensimmäisellä puoliskolla löydetty kahdeskymmenesviides asteroidi saa merkinnän 1950 AZ, kun taas seuraava (26.) saa merkinnän 1950 AA 1, 27. - 1950 AB 1, 51. - 1950 AA 2 ja jne. Testaa kekseliäisyyttäsi ja vastaa kysymykseen: missä puolikuussa ja missä järjestyksessä tästä puolikuusta taivaankappale 2003 VB 12 löydettiin? Annan oikean vastauksen aivan postauksen lopussa :).

Vuodesta 1952 lähtien amerikkalaisen tähtitieteilijän Paul Hergetin ehdotuksen mukaan pysyvät (lopulliset) sarjanumerot on myönnetty vain, jos tietyt ehdot täyttyvät (Herget, 1952). Näiden kohteiden rataparametrit piti laskea:
a) vähintään kahden opposition havaintojen perusteella (tämä vaatimus voidaan sulkea pois, jos havaitun kappaleen perihelion etäisyys on pienempi kuin 1,67 AU);
b) häiriötekijöiden huomioon ottaminen;
c) täyttää kaikki tähän mennessä tehdyt havainnot.

Ajan myötä pysyvän sarjanumeron antamista koskevat vaatimukset tiukentuivat entisestään: lukuun ottamatta esineitä, joiden kiertoradat ovat melko epätavallisia tai jotka voivat lähestyä Maata, kohteen tarkka tarkkailu vaadittiin jo vähintään kolmessa oppositiossa. pysyvä numero. Vuonna 1991 amerikkalainen tähtitieteilijä Brian Marsden (silloin Pienplaneettien keskuksen johtaja - nykyään keskusorganisaatio, joka systematisoi tietoja uusista aurinkokunnan kappaleista) esitti vaatimuksen jopa neljästä tai useammasta havainnosta vastakkain, jotta voidaan määrittää vakio. sarjanumero (pois lukien kohteet, jotka lähestyvät Maan kanssa tai joita tarkkaillaan jatkuvasti luottavaisesti).

Asteroidien nimeämisperinteiden kehitys

Ensimmäisten asteroidien nimet (Ceres, Pallas, Juno ja Vesta) seurasivat klassista perinnettä, jonka mukaan taivaankappaleet nimettiin muinaisten (kreikkalaisten ja roomalaisten) jumalien tai mytologisten henkilöiden mukaan. Aluksi näytti siltä, ​​että tämä perinne olisi horjumaton, mutta kahdennentoista asteroidin Victoria nimi (löydettiin vuonna 1850; muodollisesti nimi vastasi roomalaista voiton jumalatarta, mutta tähtitieteellisellä yhteisöllä oli vakavia epäilyksiä, että löytäjä, britti John Russell Hynd , antoi tämän nimen kuningatar Victorian kunniaksi) on herättänyt keskustelua siitä, onko hyväksyttävää nimetä asteroideja nykyisten hallitsijoiden mukaan. Yksi aktiivisimmista yksinomaan "klassisten" nimien puolustajista oli saksalainen tähtitieteilijä Karl Theodor Robert Luther (Luther, 1861), joka väitti seuraavaa: "Koska pidämme tarpeellisena antaa omat nimemme tähdille, komeetoille ja Saturnuksen satelliiteille. ja Uranus, ja jopa vuoret Kuussa, näyttää järkevältä suosia klassisen mytologian nimiä. Ei klassisia nimiä kohtuuttomia pitkäaikaisen käytön kannalta, niiden sijaan on parempi käyttää vain numerointia.

Tällainen dogmaattinen lähestymistapa kohtasi välittömästi ankaraa kritiikkiä. Karl August Steinheil (1861) väitti Lutherin kanssa: ”Mitä hyötyä on käyttää vain klassisia nimiä? Onko uusien planeettojen tarkoitus vain muistuttaa meitä siitä, että kävimme kerran klassista koulua? Onko tähtitiede jotain niin paljon velkaa filologialle, että se muistaa kaikki nämä nimet?

Kuva Vestasta (kirkkain asteroideista), joka on otettu Dawn-avaruusaluksella vuonna 2012.

Huolimatta siitä, että Lutherin kategorinen lähestymistapa kohtasi monia vastalauseita, taipumus antaa kreikkalais-roomalaisesta mytologiasta nimiä vasta löydetyille asteroideille vallitsi melko pitkään. Tietysti oli monia poikkeuksia: silmiinpistävin esimerkki on asteroidi (45) Eugene, löydetty vuonna 1857 ja nimetty Ranskan keisarinna Eugenie de Montijon, Napoleon III:n vaimon mukaan (ensimmäistä kertaa asteroidi nimettiin elävän ihmisen mukaan). Asteroidi (51) Nemause(avattiin 1858) nimettiin ranskalaisen Nimesin kaupungin latinankielisen nimen mukaan. Asteroidi (77) Frigga(avattiin vuonna 1862) nimettiin Friggan, Odinin vaimon ja ylimmän jumalattaren mukaan. saksalais-skandinaavinen mytologia. Asteroidi (89) Julia(avattiin 1866) sai nimensä 5. vuosisadalla kuolleen kristityn pyhimyksen Julia of Corsican mukaan. Asteroidi (88) Thisbe nimettiin Babylonian legendaarion sankarittaren mukaan (Pyramus ja Thisbe - Romeon ja Julian babylonialainen vastine). Ja niin edelleen ja niin edelleen. Kuitenkin huomaamme, että jopa nimiä, joilla ei ollut suoraa suhdetta kreikkalais-roomalaiseen mytologiaan, kuitenkin perinteen mukaan ne käännettiin feminiiniseen muotoon.

Taistelu yksinomaan "klassisista" nimistä kuitenkin jatkui. Sama Luther vuonna 1878 totesi: "Nykyisistä asteroidien nimistä on tullut enemmän kuin sekoitus erilaisia ​​pukuja. Näyttää erittäin sopivalta palata vanhoihin mieltymyksiin, klassisiin mytologisiin nimiin. Kaikkia vihjeitä tulee välttää - tieteen kunnian vuoksi. Heinrich Bruns (Bruhns, 1878) toisti hänet: "Paras ratkaisu näyttää olevan välttää nimiä, jotka herättävät assosiaatioita eläviin ihmisiin ja ajankohtaisiin tapahtumiin. Vain klassiset nimet tunnustetaan yleisesti."

Kun löydettyjen asteroidien määrä ylitti neljäsataa, "mytologisen" perinteen ylläpitäminen muuttui entistä vaikeammaksi. Epävirallinen mutta laajalti hyväksytty sääntö uusien asteroidien nimeämiselle rajoittui vaatimukseen käyttää yksinomaan naisten nimiä. Julius Bauschinger (Bauschinger, 1899; muuten hän oli Alfred Wegenerin väitöskirjan konsultti, joka myöhemmin esitti mantereiden ajautumisen teorian) ollessaan Astronomisches Rechen-Institutin johtaja, hän jopa melkein uhkasi: "On olemassa syitä pyytää löytäjiä olemaan poikkeamatta naisnimien käytön perinteestä , koska tätä sääntöä rikottiin - hyvästä syystä - vain kerran asteroidin suhteen (433) Eros. BAJ ei hyväksy miespuolisia asteroidien nimiä." Heinrich Kreutz (Kreutz, 1899), joka oli tuolloin AN:n toimittaja, oli myös täysin samaa mieltä Bauschingerin kanssa, kun tämä totesi, että AN:n toimittajat eivät huomioi miesten nimiä. On huomattava, että asteroidi (433) Eros Karl Witt löysi vuonna 1898, ja siitä tuli todella ensimmäinen asteroidi, jolla oli klassinen miehen nimi, mutta hänelle annettiin sitten "anteeksi", koska hänen kiertoradansa osoittautui silloisille ajatuksille erittäin epätavalliseksi: jos "klassiset asteroidit" kiertäisivät vain kiertoratojen välillä Marsista ja Jupiterista, sitten Eroksesta tuli ensimmäinen löydetty kappale "Maan lähiasteroidien" ryhmästä, sen kiertoradan periheli sijaitsee Marsin kiertoradan sisällä.

Asteroidi Eros (NEAR-avaruusaluksella vuonna 2000 otettu valokuvasarja, jossa näkyy sen pyöriminen).

Perinne nimetä asteroidit vain naisnimillä (vaikka naisen nimi luotu vain keinotekoisesti lisäämällä loppuja -a tai -ia) kesti melko pitkään - noin toisen maailmansodan loppuun asti (vaikka sitä rikottiin toistuvasti). Esimerkiksi tämän perinteen mukaan asteroidi 449 (löydettiin vuonna 1899 ja nimettiin Hampurin mukaan) nimettiin. Hampuri, asteroidi 662 (löydettiin vuonna 1908 ja nimettiin Newtonin kaupungin mukaan, Massachusettsissa) nimettiin newtonia, ja vuonna 1920 löydetty asteroidi 932, joka on nimetty Herbert Hooverin mukaan, nimettiin Hooveria jne., esimerkkejä on monia. Lopullinen poikkeaminen tästä perinteestä julistettiin Minor Planet Center -kiertokirjeessä numero 837 (1952): "Perinne antaa naispäätteet miesten nimet on jo monia poikkeuksia. Tästä eteenpäin ehdotettuja nimiä ei hylätä tai muuteta, jos niillä on maskuliininen muoto."

nykyinen mieltymykset asteroidien nimeämisestä (niitä on vaikea kutsua suoraan jäykiksi säännöiksi) muotoiltiin vuonna 1985. Nyt seuraava menettely toimii:
1. Ensin äskettäin löydetylle kappaleelle annetaan väliaikainen aakkosnumeerinen nimitys (katso edellä).
2. Kun uuden kappaleen kiertorata määritetään riittävällä varmuudella (yleensä tämä edellyttää kohteen tarkkailua neljässä tai useammassa oppositiossa), Pieniplaneettakeskus antaa sille pysyvän numeron.
3. Pysyvän sarjanumeron myöntämisen jälkeen löytäjää pyydetään antamaan ruumiille oma nimi. Löytäjän on liitettävä nimensä mukaan lyhyt selitys syistä, miksi hän pitää tätä nimeä valinnan arvoisena.
4. Kansainvälisen tähtitieteellisen liiton pienten elinten nimikkeistöä käsittelevä työryhmä harkitsee ja hyväksyy ehdotetut nimet.

Ehdotettuja nimiä koskevat seuraavat muodolliset vaatimukset (ei aina noudatettu, mutta silti erittäin toivottavia):
1. Nimessä saa olla enintään 16 kirjainta.
2. On erittäin toivottavaa, että se koostuu yhdestä sanasta.
3. Sanan on oltava lausuttava ja järkevä ainakin jollakin kielellä (eli vain satunnaisessa kirjainjoukossa, kuten Azzzxwfhu todennäköisesti hylätään).
4. Nimi ei saa olla loukkaava tai aiheuttaa epämiellyttäviä assosiaatioita.
5. Uusi nimi ei saa olla liian samanlainen kuin aurinkokunnan muiden objektien olemassa olevat nimet.
6. Lemmikkieläinten lempinimiä ei hyväksytä (vaikka oli ennakkotapauksia, kun asteroidit nimettiin löytäjien lemmikkien mukaan).
7. Kaupalliset tyyppinimet ( tavaramerkkejä jne.) eivät ole sallittuja.
8. Poliitikkojen nimiin perustuvia tai sotilaallisiin toimiin liittyviä nimiä saa ottaa huomioon vain, jos hahmon tai tapahtuman kuolemasta on kulunut 100 vuotta.
9. Toisin kuin komeetat, asteroideja ei automaattisesti nimetä löytäjiensä mukaan (ei kuitenkaan ollut harvinaista, että löytäjät nimesivät eri asteroideja toistensa mukaan). Tässä on kuitenkin poikkeus: astroidi (96747) Crespodasilva nimettiin sen löytäjän Lucy d'Escoffier Crespo da Silvan mukaan, joka teki itsemurhan pian löytönsä jälkeen 22-vuotiaana.

Nimeämistä varten yksittäisiä ryhmiä asteroidit (joille on ominaista tietyt ominaisuudet) noudattavat edelleen tiukempia perinteitä. Esimerkiksi ns. Troijan asteroidit (jotka ovat 1:1 resonanssissa Jupiterin kanssa) on nimetty sankarien mukaan. Troijan sota; Trans-Neptunin esineet, joilla on vakaat ja pitkäikäiset kiertoradat, saavat mytologisia nimiä, tavalla tai toisella, jotka liittyvät maailman luomiseen jne.

Nimi tulee viralliseksi, kun se on julkaistu Minor Planet Center -kiertokirjeessä. Kansainvälinen tähtitieteellinen liitto ei jaa titteleitä rahasta.

9. heinäkuuta 2017 mennessä 734 274 tunnetusta asteroidista 496 815 asteroidille on annettu lopullinen numero, kun taas vain 21 009 asteroidilla on oikeat nimet (eli vain neljä prosenttia pysyvän numeron omaavien asteroidien kokonaismäärästä). Suurin osa asteroidien nimistä koostuu seitsemästä kirjaimesta (tiedot vuodelta 2003). Sääntöä, jonka mukaan nimen pituus ei saa olla yli 16 merkkiä, rikottiin kerran asteroidin tapauksessa (4015) Wilson-Harrington.

Mielenkiintoisia seikkoja

Ensimmäinen asteroidi, jonka nimi ei liity antiikin mytologiaan, oli (20) Massalia(avattu vuonna 1852 ja nimetty Marseillen kaupungin kreikkalaisen nimen mukaan).

Ensimmäinen elävän ihmisen mukaan nimetty asteroidi oli (45) Eugene(avattu vuonna 1857 ja nimetty Napoleon III:n vaimon Eugenia de Montijon mukaan).

Ensimmäinen ihminen, jonka mukaan nimettiin asteroidi, oli Alexander von Humboldt: asteroidi nimettiin hänen mukaansa (54) Alexandra, löydettiin vuonna 1858 (voidaan nähdä, että asteroidin nimi annettiin kuitenkin naisellinen muoto; Lisäksi voitiin olettaa, että nimi annettiin mytologisen kuninkaan Priamin tyttären Alexandran kunniaksi, mutta löytäjän tarkoituksena oli nimetä asteroidi Humboldtin kunniaksi).

Vaikka lemmikkien nimiä pidetään nykyään "kielletyinä", tällaisia ​​​​ennakkotapauksia on olemassa. Kyllä, asteroideja. (482) Petrina ja (483) Seppina nimetty löytäjän M. F. Wolfin koirien (Peter ja Sepp) mukaan (molemmat asteroidit löydettiin vuonna 1902). Vuonna 1971 löydetty asteroidi nimettiin (2309) Mr. Spock löytäjän kissan kunniaksi (kissa puolestaan ​​sai lempinimensä Star Trek -televisiosarjan hahmon kunniaksi).

Asteroidien nimistä voit löytää myös sellaisia ​​​​epätavallisia kuin (4321) Nolla(nimetty amerikkalaisen koomikon Samuel Joelin lempinimen "Zero" Mostel mukaan) (6042) Cheshire Cat (nimetty Liisa Ihmemaassa -hahmon mukaan) (9007) James Bond(tässä käsiin pelatun asteroidin sarjanumero), (13579) Odd(alkuperäisessä - Allodd, astroidin järjestysnumero koostuu parittomat luvut, nousevassa järjestyksessä), (24680) Kertoimet(alkuperäisessä - Alleven).

Kuva asteroidista Gaspra (nimetty Krimin kylän mukaan), josta tuli ensimmäinen avaruusaluksen tutkima asteroidi (Galileo, 1991).

Asteroidien nimet mukautetaan usein yksilöllisesti kansallisia kieliä. Joten, aivan ensimmäistä löydettyä asteroidia (jota pidetään nyt kääpiöplaneetana) kutsumme Ceresiksi, kun taas monet länsimaiset kielet he kutsuvat häntä Cerekseksi ja kreikkalaisiksi - ja yleensä Demeteriksi (Δήμητρα). Kreikkalaiset kutsuvat Junoa Heraksi, Vestaksi Hestiaksi jne. kreikkalaisen ja roomalaisen mytologian välisten analogioiden mukaan. AT Kiinalainen asteroidien klassiset nimet päättyvät hieroglyfiin 星 (tähti, taivaankappale), jota seuraa hieroglyfi 神 (jumala) tai 女 (nainen), ja jo ennen sitä - eniten kuvaava hieroglyfi tyypillinen ominaisuus tämä jumaluus. Joten esimerkiksi Ceres kutsutaan kiinaksi 穀神星 (eli "viljan jumaluuden planeetta"), Pallas - 智神星 (eli "viisauden jumalan planeetta") jne.

Oli kolme paradoksaalista tapausta, joissa asteroidit onnistuivat saamaan oman nimensä jo ennen pysyvän sarjanumeron saamista (eli ennen kuin niiden kiertorata oli laskettu luotettavasti). Nämä ovat (1862) Apollo(avattiin vuonna 1932, mutta sai pysyvän numeron vasta vuonna 1973), (2101) Adonis(avattiin 1936, mutta sai pysyvän numeron vasta vuonna 1977) ja (69230) Hermes(avattiin vuonna 1937, mutta sai pysyvän numeron vasta vuonna 2003). Löytämispäivän ja pysyvän numeron antamispäivän välisenä aikana näitä asteroideja pidettiin "kadonneina". "Kadonnut", mutta myöhemmin "löydetty uudelleen" asteroideja, on noin kaksi tusinaa. On olemassa noin 1-2 kymmeniä tuhansia asteroideja, joita havaittiin vain muutaman päivän ja jotka lopulta hävisivät (no, eli ei vieläkään löydetty).

Huolimatta siitä, että taivaankappaleiden nimikkeistö on ikään kuin erittäin vakava asia, se sisältää monia esimerkkejä absurdeista, kummallisuuksista ja näennäisesti mahdottomista yhteensattumista. Esimerkiksi monet asteroidit ja satelliitit suuret planeetat niillä on samat nimet: Europa (Jupiterin kuu) ja asteroidi (52) Eurooppa, Pandora (Saturnuksen kuu) ja asteroidi (55) Pandora jne. Joskus nimet ovat samat, mutta niillä on eri alkuperä: esimerkiksi asteroidi (218) Bianca nimettiin itävaltalaisen oopperalaulaja Biancan (oikea nimi Berta Schwartz) mukaan, ja Uranuksen kuu Bianca nimettiin Shakespearen The Taming of the Shrew -hahmon mukaan. Usein nimet ovat samankaltaisia ​​ja joissain kielissä jopa "leikkaavat": esimerkiksi Jupiter Calliston satelliitti latinalaisia ​​aakkosia käyttävillä kielillä on nimetty Callistoksi, kun taas asteroidi (204) Callisto- Kuten jo Kallisto.

Lopuksi, melko usein asteroideilla on eri nimiä, mutta nämä nimet viittaavat samaan referenttiin (usein puhumme tilanteista, joissa nimessä käytettiin analogeja kreikkalaisten ja roomalaisten mytologisten hahmojen välillä). Joten kuun (Maan satelliitti) lisäksi on asteroidi (580) Selena(Selena on Kuun kreikkalainen nimi), asteroidin nimi (4341) Poseidon on kreikkalainen vastine planeetan Neptunuksen latinankieliselle nimelle. asteroideja (433) Eros, (763) Cupido ja (1221) Cupido viittaavat samaan referenttiin. Vertaa myös (2063) Bacchus ja (3671) Dionysos. Tai tässä hauskoja "risteyksiä": (1125) Kiina ja (3789) Zhongguo (Zhongguo- Kiinan nimi kiinaksi), (14335) Aleksosipov ja (152217) Akosipov(molemmat nimetty Neuvostoliiton ja Ukrainan tähtitieteilijän Aleksanteri Osipovin mukaan).

Vastaus arvoitukseen
Aluksi haluan muistuttaa teitä kysymyksestä: mistä puolikuusta ja missä järjestyksessä taivaankappale, jolla on väliaikainen nimitys 2003 VB 12, löydettiin?

Vastaus: Tämä asteroidi oli 302. asteroidi, joka löydettiin marraskuun 2003 ensimmäisellä puoliskolla. Avausvuosi on selvä. Ensimmäinen kirjain V tarkoittaa marraskuun ensimmäistä puoliskoa (V on latinalaisten aakkosten 22. kirjain, mutta kirjainta I ei käytetä tässä järjestelmässä, 22 miinus 1 antaa 21, eli tämä on yhdennentoista kuukauden ensimmäinen puolisko ). Digitaalinen indeksi 12 osoittaa, että kahdenkymmenenviiden ”toisen” kirjaimen sarja (muistutan sinua - minua ei käytetä) toistettiin 12 kertaa (eli kerromme 12:lla 25:llä ja saamme 300). Seuraavaksi tarkastelemme nimityksen toista kirjainta - B, latinalaisten aakkosten toista kirjainta. Lisäämme 2 300:aan ja saamme 302. Puhumme ruumiille annetusta väliaikaisesta nimityksestä, joka tunnetaan nykyään paremmin transneptunisena esineenä Sedna.

Ida-asteroidin muoto ja pinta.
Pohjoinen on ylhäällä.
Typhoon Onerin animaatio.
(Tekijänoikeudet © 1997, A. Tayfun Oner).

1. Yleiset esitykset

Asteroidit ovat kiinteitä kivikappaleita, jotka planeettojen tapaan liikkuvat elliptisellä kiertoradalla auringon ympäri. Mutta näiden kappaleiden koot ovat paljon pienempiä kuin tavallisten planeettojen, minkä vuoksi niitä kutsutaan myös pienemmiksi planeetoiksi. Asteroidien halkaisijat vaihtelevat useista kymmenistä metreistä (suhteellisesti) 1000 kilometriin (suurimman asteroidin Ceresin koko). Kuuluisa 1700-luvun tähtitieteilijä William Herschel otti käyttöön termin "asteroidi" (tai "tähti") luonnehtimaan näiden esineiden ulkonäköä kaukoputken läpi tarkasteltuna. Jopa suurimmilla maassa sijaitsevilla teleskoopeilla on mahdotonta erottaa suurimpien asteroidien näkyviä kiekkoja. Niitä havaitaan pistevalon lähteinä, vaikka ne, kuten muutkin planeetat, eivät säteile mitään näkyvällä alueella, vaan heijastavat vain tulevaa auringonvaloa. Joidenkin asteroidien halkaisijat on mitattu "tähtien peittomenetelmällä" niinä onnekkaina hetkinä, jolloin ne olivat samalla näköetäisyydellä riittävän kirkkaiden tähtien kanssa. Useimmissa tapauksissa niiden koot arvioidaan erityisillä astrofysikaalisilla mittauksilla ja laskelmilla. Suurin osa tällä hetkellä tunnetuista asteroideista liikkuu Marsin ja Jupiterin kiertoradalla 2,2-3,2 tähtitieteellisen yksikön (jäljempänä AU) etäisyydellä Auringosta. Yhteensä tähän mennessä on löydetty noin 20 000 asteroidia, joista noin 10 000 on rekisteröity, eli niille on annettu numeroita tai jopa oikeanimiä, ja kiertoradat on laskettu erittäin tarkasti. Asteroidien oikeat nimet antavat yleensä niiden löytäjät, mutta vakiintuneiden kansainvälisten sääntöjen mukaisesti. Alussa, kun pienet planeetat tunnettiin hieman enemmän, niiden nimet otettiin, kuten muidenkin planeettojen, antiikin kreikkalaisesta mytologiasta. Näiden kappaleiden käyttämää rengasmaista avaruuden aluetta kutsutaan pääasteroidivyöhykkeeksi. Keskimääräisellä lineaarisella kiertoradan nopeus noin 20 km/s, päävyöhykkeen asteroidit viettävät 3–9 Maan vuotta Auringon kierrosta kohden riippuen etäisyydestä siitä. Niiden kiertoradan tasojen kaltevuus suhteessa ekliptiikan tasoon saavuttaa joskus 70°, mutta on enimmäkseen välillä 5-10°. Tämän perusteella kaikki tunnetut päävyöhykkeen asteroidit on jaettu suunnilleen tasaisesti litteisiin (joiden kiertoradan kaltevuus on enintään 8°) ja pallomaisiin osajärjestelmiin.

Asteroidien teleskooppisten havaintojen aikana havaittiin, että kirkkaus ehdoton enemmistö ne muuttuvat lyhyessä ajassa (useista tunneista useisiin päiviin). Tähtitieteilijät ovat pitkään olettaneet, että nämä muutokset asteroidien kirkkaudessa liittyvät niiden pyörimiseen ja määräytyvät ensisijaisesti niiden epäsäännöllisen muodon perusteella. Ensimmäiset avaruusalusten avulla saadut valokuvat asteroideista vahvistivat tämän ja osoittivat myös, että näiden kappaleiden pinnat ovat kuoppaisia ​​erikokoisilla kraattereilla tai suppiloilla. Kuvat 1-3 esittävät eri avaruusalusten ensimmäiset satelliittikuvat asteroideista. Ilmeisesti tällaiset pienten planeettojen muodot ja pinnat muodostuivat niiden lukuisten törmäysten aikana muiden kiinteiden taivaankappaleiden kanssa. Yleisessä tapauksessa, kun maasta havaitun asteroidin muotoa ei tunneta (koska se on näkyvissä pisteenä), he yrittävät arvioida sitä kolmiakselisella ellipsoidilla.

Taulukossa 1 on perustiedot suurimmista tai yksinkertaisesti mielenkiintoisista asteroideista.

Taulukko 1. Tietoja joistakin asteroideista.

N	Asteroidi Nimi Venäjä/lat.	Halkaisija (km)	Paino (10 15 kg)	Kausi kierto (tunnin)	Orbital. ajanjaksoa (vuosia)	Alue. Luokka	Iso p / akseli orb. (a.u.)	Epäkeskisyys kiertoradat
1	Ceres/ Ceres	960 x 932	87000	9,1	4,6	Kanssa	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	Kasvisto/ Kasvisto	141		13,6	3,3	S		0,141
243	Ida	58x23	100	4,6	4,8	S	2,861	0,045
253	Matilda/ Mathilde	66x48x46	103	417,7	4,3	C	2,646	0,266
433	Eros/Eros	33x13x13	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	Icarus/ Icarus	1,4	0,001	2,3	1,1	U	1,078	0,827
1620	Maantieteilijä/ geographos	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	Castalia/ Castalia	1,8 x 0,8	0,0005		0,4		1,063	0,483

Taulukon selitykset.

1 Ceres on suurin koskaan löydetty asteroidi. Sen löysi italialainen tähtitieteilijä Giuseppe Piazzi 1. tammikuuta 1801, ja se nimettiin roomalaisen hedelmällisyyden jumalattaren mukaan.

2 Pallas on toiseksi suurin asteroidi, myös toinen löydetty. Tämän teki saksalainen tähtitieteilijä Heinrich Olbers 28. maaliskuuta 1802.

3 Juno - löysi C. Harding vuonna 1804

4 Vesta on kolmanneksi suurin asteroidi, jonka myös G. Olbers löysi vuonna 1807. Tässä kappaleessa on havaittavissa merkkejä oliviinivaipan peittävästä basalttikuoresta, joka voi johtua sen aineen sulamisesta ja erilaistumisesta. Kuva tämän asteroidin näkyvästä kiekosta saatiin ensimmäisen kerran vuonna 1995 käyttämällä American Space Telescopea. Hubble Maan kiertoradalla.

8 Flora on suurin asteroidi suuresta asteroidiperheestä, jota kutsutaan samalla nimellä ja jossa on useita satoja jäseniä, jolle ensimmäisen kerran luonnehti japanilainen tähtitieteilijä K. Hirayama. Tämän perheen asteroideilla on hyvin läheiset kiertoradat, mikä todennäköisesti vahvistaa niiden yhteisen alkuperän yhteisestä emokappaleesta, joka tuhoutui törmäyksessä jonkin muun kappaleen kanssa.

243 Ida on päävyöasteroidi, jonka Galileo-avaruusalus kuvasi 28. elokuuta 1993. Nämä kuvat mahdollistivat pienen Ida-satelliitin, joka myöhemmin nimettiin Dactyliksi, havaitsemiseen. (Katso kuvat 2 ja 3).

253 Matilda on asteroidi, jonka NIAR-avaruusalus kuvasi kesäkuussa 1997 (katso kuva 4).

433 Eros on Maata lähellä oleva asteroidi, jonka NIAR-avaruusalus kuvasi helmikuussa 1999.

951 Gaspra on päävyöasteroidi, jonka Galileo-avaruusalus kuvasi ensimmäisen kerran 29. lokakuuta 1991 (katso kuva 1).

1566 Icarus - Maata lähestyvä ja sen kiertoradan ylittävä asteroidi, jolla on erittäin suuri kiertoradan epäkeskisyys (0,8268).

1620 Geographer on Maanläheinen asteroidi, joka on joko kaksoisobjekti tai sen muoto on hyvin epäsäännöllinen. Tämä johtuu sen kirkkauden riippuvuudesta pyörimisvaiheesta oma akseli, sekä sen tutkakuvista.

1862 Apollo - suurin samaan kappaleperheeseen kuuluva asteroidi, joka lähestyy Maata ja ylittää sen kiertoradan. Apollon kiertoradan epäkeskisyys on melko suuri - 0,56.

2060 Chiron on asteroidi-komeetta, joka osoittaa ajoittain komeetan aktiivisuutta (säännöllinen kirkkaus lisääntyy lähellä kiertoradan periheliaa, eli minimietäisyys Auringosta, mikä voidaan selittää asteroidin muodostavien haihtuvien yhdisteiden haihtumalla, liikkumalla epäkeskisellä liikeradalla (epäkeskisyys 0,3801) Saturnuksen ja Uranuksen kiertoradan välillä.

4179 Toutatis on binaarinen asteroidi, jonka komponentit näyttävät olevan kosketuksissa ja ovat noin 2,5 km ja 1,5 km pitkiä. Kuvat tästä asteroidista saatiin Arecibossa ja Goldstonessa sijaitsevien tutkien avulla. Kaikista tällä hetkellä tunnetuista 2000-luvun Maan lähellä olevista asteroideista Toutatisin pitäisi olla lähimmällä etäisyydellä (noin 1,5 miljoonaa km, 29. syyskuuta 2004).

4769 Castalia on kaksoisasteroidi, jossa suunnilleen identtiset (halkaisijaltaan 0,75 km) komponentit ovat kosketuksissa. Sen radiokuva saatiin Arecibossa sijaitsevan tutkan avulla.

Kuva asteroidista 951 Gaspra

Riisi. 1. Galileo-avaruusaluksen avulla saatu kuva asteroidista 951 Gaspra pseudoväreissä, eli kuvien yhdistelmänä purppuran, vihreän ja punaisen suodattimen läpi. Tuloksena olevia värejä on korostettu erityisesti pintayksityiskohtien hienovaraisten erojen korostamiseksi. Kalliopaljastumaalueilla on sinertävä sävy, kun taas regolitilla (murskattu materiaali) peittämillä alueilla on punertava sävy. Tilaresoluutio kuvan kussakin pisteessä on 163 m. Gaspran muoto on epäsäännöllinen ja sen likimääräiset mitat 3 akselilla, 19 x 12 x 11 km. Aurinko valaisee asteroidin oikealta.
Kuva NASA GAL-09:stä.

Kuva asteroidista 243 Ides

Riisi. 2 Pseudovärikuva asteroidista 243 Ida ja sen pienestä kuusta Dactyl, otettu Galileo-avaruusaluksella. Alkuperäiset kuvat, joilla kuvassa näkyvä kuva saatiin, on otettu noin 10 500 km:n etäisyydeltä. Värierot voivat viitata vaihteluihin pinta-aineen koostumuksessa. Kirkkaansiniset alueet ovat todennäköisesti rautapitoisista mineraaleista koostuvan aineksen peitossa. Idan pituus on 58 km ja sen pyörimisakseli on suunnattu pystysuoraan, hieman oikealle kaltevana.
NASA GAL-11 kuva.

Riisi. 3. Kuva Dactylistä, pienestä 243 Idan satelliitista. Vielä ei tiedetä, onko kyseessä Idan pala, joka on irronnut hänestä törmäyksessä, vai hänen vangitsema vieras esine. gravitaatiokenttä ja liikkuu ympyräradalla. Tämä kuva on otettu 28. elokuuta 1993 neutraalitiheyssuodattimen läpi noin 4000 km:n etäisyydeltä, 4 minuuttia ennen lähintä asteroidin lähestymistä. Daktyylin mitat ovat noin 1,2 x 1,4 x 1,6 km. Kuva NASA GAL-04:stä

Asteroidi 253 Matilda

Riisi. 4. Asteroidi 253 Matilda. NASA-kuva, LÄHELLÄ avaruusalus

2. Kuinka pääasteroidivyöhyke on voinut syntyä?

Päävyöhykkeeseen keskittyneiden kappaleiden kiertoradat ovat vakaita ja muodoltaan lähellä pyöreitä tai hieman epäkeskisiä. Täällä he liikkuvat "turvallisella" vyöhykkeellä, jossa suurten planeettojen ja ennen kaikkea Jupiterin gravitaatiovaikutus niihin on minimaalinen. Nykyään saatavilla olevat tieteelliset tosiasiat osoittavat, että Jupiterilla oli päärooli siinä, että toinen planeetta ei voinut nousta pääasteroidivyöhykkeen paikalle aurinkokunnan syntymän aikana. Mutta jopa vuosisadamme alussa monet tiedemiehet olivat edelleen vakuuttuneita siitä, että Jupiterin ja Marsin välillä oli aiemmin toinen suuri planeetta, joka jostain syystä romahti. Olbers ilmaisi ensimmäisenä tällaisen hypoteesin heti Pallaksen löytämisen jälkeen. Hän keksi myös tämän hypoteettisen planeetan nimen - Phaeton. Tehdään pieni poikkeama ja kuvataan yksi episodi aurinkokunnan historiasta - historiasta, joka perustuu nykyaikaisiin tieteellisiin faktoihin. Tämä on välttämätöntä erityisesti tärkeimpien vyöasteroidien alkuperän ymmärtämiseksi. Valtava panos Aurinkokunnan alkuperän modernin teorian muodostuksessa Neuvostoliiton tutkijat O.Yu. Schmidt ja V.S. Safronov.

Yksi suurimmista kappaleista, joka muodostui Jupiterin kiertoradalla (5 AU:n etäisyydellä Auringosta) noin 4,5 miljardia vuotta sitten, alkoi kasvaa nopeammin kuin muut. Koska tämä kappale oli haihtuvien yhdisteiden (H 2, H 2 O, NH 3, CO 2, CH 4 jne.) kondensaation rajalla, jotka virtasivat protoplanetaariselta kiekkovyöhykkeeltä lähemmäs Aurinkoa ja lämpenevät enemmän, tästä kappaleesta tuli keskus. aineen kertymistä, joka koostuu pääasiassa jäätyneistä kaasukondensaateista. Saavutettuaan riittävän suuren massan se alkoi vangita gravitaatiokentällään aikaisemmin tiivistyneen aineen, joka oli lähempänä Aurinkoa, asteroidien emokappaleiden vyöhykkeellä, ja siten estää jälkimmäisen kasvua. Toisaalta pienemmät kappaleet, joita proto-Jupiter ei jostain syystä vanginnut, mutta jotka olivat sen gravitaatiovaikutuksen alueella, hajosivat tehokkaasti eri puolia. Samalla tavalla kappaleiden sinkoutuminen Saturnuksen muodostumisvyöhykkeeltä tapahtui todennäköisesti, vaikkakaan ei niin intensiivisesti. Nämä kappaleet tunkeutuivat myös Marsin ja Jupiterin kiertoradan väliin aiemmin syntyneiden asteroidien tai planetesimaalien emokappaleiden vyöhykkeeseen, "lakaisen" ne pois tältä vyöhykkeeltä tai alistaen ne murskautumaan. Lisäksi ennen sitä asteroidien emokappaleiden asteittainen kasvu oli mahdollista niiden alhaisten suhteellisten nopeuksien (jopa noin 0,5 km/s) vuoksi, kun minkä tahansa esineen törmäykset päättyivät niiden yhdistymiseen, ei murskaantumiseen. Jupiterin (ja Saturnuksen) asteroidivyöhykkeeseen heittämien kappaleiden virtauksen lisääntyminen sen kasvun aikana johti siihen, että asteroidien emokappaleiden suhteelliset nopeudet kasvoivat merkittävästi (jopa 3-5 km/s) ja muuttuivat kaoottisempaa. Lopulta asteroidien emokappaleiden kertymisprosessi korvattiin niiden pirstoutumisprosessilla keskinäisten törmäysten aikana, ja mahdollisuudet riittävän suuren planeetan muodostumiseen tietyllä etäisyydellä Auringosta katosivat ikuisesti.

3. Asteroidien kiertoradat

palatakseen nykyinen tila asteroidivyöhykkeellä, on korostettava, että Jupiterilla on edelleen ensisijainen rooli asteroidien kiertoradan kehityksessä. Tämän jättiläisplaneetan pitkäaikainen gravitaatiovaikutus (yli 4 miljardia vuotta) päävyöhykkeen asteroideihin on johtanut siihen, että on olemassa useita "kiellettyjä" kiertoradoja tai jopa vyöhykkeitä, joilla ei käytännössä ole pieniä planeettoja , ja jos he pääsevät sinne, he eivät voi pysyä siellä pitkään. Niitä kutsutaan aukkoiksi tai Kirkwood-luukuiksi – ne ensimmäisenä löytäneen tiedemiehen Daniel Kirkwoodin mukaan. Tällaiset kiertoradat ovat resonoivia, koska niitä pitkin liikkuvat asteroidit kokevat Jupiterin voimakkaan gravitaatiovaikutuksen. Näitä ratoja vastaavat kierrosjaksot ovat sisällä yksinkertainen suhde Jupiterin kiertoajan kanssa (esimerkiksi 1:2; 3:7; 2:5; 1:3 jne.). Jos jokin asteroidi tai sen fragmentti putoaa törmäyksen seurauksena toisen kappaleen kanssa resonanssille tai sen lähelle kiertoradalle, niin sen kiertoradan puolipääakseli ja epäkeskisyys muuttuvat melko nopeasti Jupiterian painovoimakentän vaikutuksesta. Kaikki päättyy siihen, että asteroidi joko jättää resonoivan kiertoradansa ja saattaa jopa lähteä pääasteroidivyöhykkeeltä tai on tuomittu uusiin törmäyksiin naapurikappaleiden kanssa. Tällä tavalla vastaava Kirkwood-avaruus "puhdistetaan" kaikista esineistä. On kuitenkin korostettava, että pääasteroidivyöhykkeessä ei ole aukkoja tai tyhjiä rakoja, jos kuvittelemme kaikkien siihen sisältyvien kappaleiden hetkellisen jakautumisen. Kaikki asteroidit, milloin tahansa, täyttävät asteroidivyöhykkeen melko tasaisesti, koska liikkuessaan elliptisellä kiertoradalla ne viettävät suurimman osan ajastaan ​​"vieraalla" vyöhykkeellä. Toinen, "päinvastainen" esimerkki Jupiterin gravitaatiovaikutuksesta: pääasteroidivyön ulkorajalla on kaksi kapeaa lisä "rengasta", päinvastoin, ne koostuvat asteroidikiertoradoista, joiden kierrosjaksot ovat suhteessa toisiinsa. 2:3 ja 1:1 suhteessa Jupiterin vallankumousjaksoon. Ilmeisesti asteroidit, joiden pyörimisjakso vastaa suhdetta 1:1, ovat suoraan Jupiterin kiertoradalla. Mutta ne liikkuvat siitä etäisyydellä, joka on yhtä suuri kuin Jupiterin kiertoradan säde, joko edessä tai takana. Niitä asteroideja, jotka ovat liikkeessään Jupiterin edellä, kutsutaan "kreikkalaisiksi" ja niitä, jotka seuraavat häntä, "troijalaisiksi" (kuten ne on nimetty Troijan sodan sankareiden mukaan). Näiden pienten planeettojen liike on melko vakaata, koska ne sijaitsevat niin sanotuissa "Lagrange-pisteissä", joissa niihin vaikuttavat gravitaatiovoimat tasoittuvat. Tämän asteroidiryhmän yleinen nimi on "troijalaiset". Toisin kuin troijalaiset, jotka voisivat vähitellen kerääntyä Lagrange-pisteiden läheisyyteen eri asteroidien pitkän törmäysevoluution aikana, on olemassa asteroidiperheitä, joiden osakappaleiden kiertoradat ovat hyvin lähellä ja jotka ovat syntyneet todennäköisimmin niiden suhteellisen äskettäisten hajoamisen seurauksena. vanhempainelimiä. Tämä on esimerkiksi asteroidin Floran perhe, jossa on jo noin 60 jäsentä, ja joukko muita. Viime aikoina tiedemiehet ovat yrittäneet määrittää tällaisten asteroidiperheiden kokonaismäärää arvioidakseen niiden emokappaleiden alkuperäisen määrän.

4 Maata lähellä olevat asteroidit

Pääasteroidivyön sisäreunan lähellä on muita kappaleryhmiä, joiden kiertoradat menevät paljon päävyöhykkeen ulkopuolelle ja voivat jopa leikata Marsin, Maan, Venuksen ja jopa Merkuriuksen kiertoradan kanssa. Ensinnäkin nämä ovat Amurin, Apollon ja Atenin asteroidien ryhmät (näihin ryhmiin kuuluvien suurimpien edustajien nimien mukaan). Tällaisten asteroidien kiertoradat eivät ole enää yhtä vakaita kuin vyön pääkappaleiden kiertoradat, vaan ne kehittyvät nopeasti paitsi Jupiterin, myös planeettojen gravitaatiokenttien vaikutuksesta. maanpäällinen ryhmä. Tästä syystä tällaiset asteroidit voivat siirtyä ryhmästä toiseen, ja asteroidien jakaminen yllä oleviin ryhmiin on ehdollista nykyaikaisten asteroidikiertotietojen perusteella. Erityisesti amurilaiset liikkuvat elliptisellä kiertoradalla, jonka perihelion etäisyys (minimietäisyys Auringosta) ei ylitä 1,3 AU. Apollot liikkuvat kiertoradoilla, joiden perihelion etäisyys on alle 1 AU. (muista, että tämä on Maan keskimääräinen etäisyys Auringosta) ja tunkeutua Maan kiertoradalle. Jos amurialaisilla ja apollonilaisilla kiertoradan pääpuoliakseli ylittää 1 AU, niin atonilaisilla se on pienempi tai suuruusluokkaa tätä arvoa ja nämä asteroidit liikkuvat siksi pääasiassa maan kiertoradan sisällä. On selvää, että Apollos ja Atonit, jotka ylittävät Maan kiertoradan, voivat aiheuttaa törmäysuhan sen kanssa. Tälle pienten planeettojen ryhmälle on jopa yleinen määritelmä "lähellä Maan asteroideja" - nämä ovat kappaleita, joiden kiertoradan koko ei ylitä 1,3 AU. Tähän mennessä tällaisia ​​esineitä on löydetty noin 800. Mutta niiden kokonaismäärä voi olla paljon suurempi - jopa 1500-2000, joiden mitat ovat yli 1 km ja jopa 135 000, joiden mitat ovat yli 100 m. Olemassa oleva uhka maapallolle asteroideista ja muista avaruuskappaleista, jotka sijaitsevat tai voivat päätyä Maan ympäristöön, keskustellaan laajasti tieteellisissä ja julkisissa piireissä. Lisätietoja tästä sekä planeettamme suojelemiseksi ehdotetuista toimenpiteistä löytyy äskettäin julkaistusta kirjasta, jota on toimittanut A.A. Boyarchuk.

5. Tietoja muista asteroidivyöhykkeistä

Jupiterin kiertoradan ulkopuolella on myös asteroidin kaltaisia ​​kappaleita. Lisäksi viimeisimpien tietojen mukaan kävi ilmi, että aurinkokunnan reuna-alueilla on paljon tällaisia ​​kappaleita. Tämän ehdotti ensimmäisen kerran amerikkalainen tähtitieteilijä Gerard Kuiper vuonna 1951. Hän muotoili hypoteesin, että Neptunuksen kiertoradan ulkopuolella noin 30-50 AU:n etäisyyksillä. siellä voi olla kokonainen kappaleiden vyö, joka toimii lyhytaikaisten komeettojen lähteenä. Itse asiassa 90-luvun alusta lähtien (jossa Havaijin saarilla otettiin käyttöön suurimmat kaukoputket, joiden halkaisija on jopa 10 m), yli sata asteroidin kaltaista esinettä, joiden halkaisija on noin 100-800 km, on löydetty. Neptunuksen kiertoradalla. Näiden kappaleiden kokonaisuutta on kutsuttu "Kuiper-vyöhykkeeksi", vaikka ne eivät vieläkään riitä "täysarvoiseksi" vyöksi. Siitä huolimatta joidenkin arvioiden mukaan ruumiiden lukumäärä siinä ei voi olla vähemmän (ellei enemmän) kuin pääasteroidivyöhykkeessä. Rataparametrien mukaan taas avoimet ruumiit jaettu kahteen luokkaan. Noin kolmannes kaikista trans-neptunisista kohteista määrättiin ensimmäiseen, niin kutsuttuun "plutinoluokkaan". Ne liikkuvat 3:2-resonanssissa Neptunuksen kanssa melko elliptisiä ratoja pitkin (pääakselit noin 39 AU; epäkeskisyydet 0,11-0,35; kiertoradan kaltevuus ekliptiikkaan 0-20 astetta), joka on samankaltainen kuin Pluton kiertoradalla, josta Tämä luokka. Tällä hetkellä tiedemiesten välillä käydään jopa keskusteluja siitä, pitääkö Plutoa täysimittaisena planeetana vai vain yhtenä edellä mainitun luokan esineistä. Todennäköisimmin Pluton tila ei kuitenkaan muutu, koska sen keskimääräinen halkaisija (2390 km) on paljon suurempi kuin tunnettujen Trans-Neptunian esineiden halkaisijat, ja lisäksi sillä, kuten useimmilla muilla aurinkokunnan planeetoilla, on suuri satelliitti (Charon) ja ilmakehä. Toiseen luokkaan kuuluvat ns. "tyypilliset Kuiper-vyöhykkeen objektit", koska suurin osa niistä (loput 2/3) tunnetaan ja ne liikkuvat kiertoradoilla, jotka ovat lähellä ympyrän muotoisia puolipääakseleiden välillä 40-48 AU. ja erilaisia ​​rinteitä (0-40°). Toistaiseksi suuri syrjäisyys ja suhteellisen pieni koko estävät uusien samanlaisten kappaleiden löytämisen nopeasti, vaikka tähän käytetään suurimpia teleskooppeja ja uusinta tekniikkaa. Perustuu näiden elinten vertailuun tunnetut asteroidit optisten ominaisuuksien mukaan uskotaan nyt, että ensimmäiset ovat planeettamme primitiivisimpiä. Tämä tarkoittaa, että sen tiivistymishetkestä lähtien protoplanetaarisesta sumusta niiden aineessa on tapahtunut hyvin pieniä muutoksia verrattuna esimerkiksi maanpäällisten planeettojen aineisiin. Itse asiassa ehdoton enemmistö näistä kappaleista voi koostumuksensa olla komeettojen ytimiä, joista keskustellaan myös "Komeetat" -osiossa.

Useita asteroidikappaleita on löydetty (ajan myötä tämä määrä luultavasti kasvaa) Kuiperin vyön ja pääasteroidivyöhykkeen - tämä on "kentaurien luokka" - väliltä analogisesti antiikin kreikkalaisten mytologisten kentaurien kanssa (puoliksi ihminen, puoliksi ihminen -hevonen). Yksi niiden edustajista on asteroidi Chiron, jota kutsuttaisiin oikeammin komeetta-asteroidiksi, koska se osoittaa ajoittain komeetan aktiivisuutta esiin nousevan kaasumaisen ilmakehän (kooman) ja hännän muodossa. Ne muodostuvat haihtuvista yhdisteistä, jotka muodostavat tämän kappaleen aineen, kun se kulkee kiertoradan perihelio-osien läpi. Chiron on yksi hyviä esimerkkejä asteroidien ja komeettojen välisen terävän rajan puuttuminen aineen koostumuksen ja mahdollisesti alkuperän suhteen. Sen koko on noin 200 km, ja sen kiertorata on päällekkäinen Saturnuksen ja Uranuksen kiertoradan kanssa. Toinen nimi tämän luokan esineille on Kazimirchak-Polonskaya-vyö, E.I. Polonskaya, joka osoitti asteroidikappaleiden olemassaolon jättiläisplaneettojen välillä.

6. Hieman asteroidien tutkimusmenetelmistä

Ymmärryksemme asteroidien luonteesta perustuu nyt kolmeen päätietolähteeseen: maanpäällisiin teleskooppisiin havaintoihin (optisiin ja tutkaisiin), asteroideja lähestyvistä avaruusaluksista saatuihin kuviin sekä tunnettujen maanpäällisten kivien ja mineraalien sekä meteoriittien laboratorioanalyysiin. ovat pudonneet Maahan, joita (joista keskustellaan "Meteoriitit" -osiossa) pidetään pääasiassa asteroidien, komeettojen ytimien ja maanpäällisten planeettojen pintojen fragmentteina. Mutta saamme silti suurimman määrän tietoa pienplaneetoista maanpäällisten teleskooppisten mittausten avulla. Siksi asteroidit jaetaan niin kutsuttuihin "spektrityyppeihin" tai luokkiin, ennen kaikkea niiden havaittujen optisten ominaisuuksien mukaisesti. Ensinnäkin tämä on albedo (kehon heijastaman valon osuus siihen osuvasta auringonvalosta aikayksikköä kohti, jos katsotaan tulevan ja heijastuneen säteen suunnat samaksi) ja kehon yleinen muoto. kehon heijastusspektri näkyvällä ja lähi-infrapuna-alueella (joka saadaan yksinkertaisesti jakamalla jokaisella aallonpituudella havaitun kappaleen pinnan spektrin kirkkaus spektrin kirkkaudella itse Auringon samalla aallonpituudella). Näitä optisia ominaisuuksia käytetään arvioitaessa asteroidien muodostavan aineen kemiallista ja mineralogista koostumusta. Joskus otetaan huomioon lisätiedot (jos niitä on), esimerkiksi asteroidin tutkaheijastavuudesta, sen pyörimisnopeudesta oman akselinsa ympäri jne.

Halu jakaa asteroidit luokkiin selittyy tutkijoiden halulla yksinkertaistaa tai kaavamaista kuvausta valtavasta määrästä pieniä planeettoja, vaikka, kuten perusteellisemmat tutkimukset osoittavat, tämä ei ole aina mahdollista. Viime aikoina on jo tullut tarpeelliseksi ottaa käyttöön asteroidien spektrityyppien alaluokkia ja pienempiä jakoja niiden yksittäisten ryhmien yhteisten piirteiden luonnehtimiseksi. Ennen kuin annamme yleiskuvauksen eri spektrityyppisistä asteroideista, selitetään, kuinka asteroidiaineen koostumus voidaan arvioida etämittauksilla. Kuten jo todettiin, uskotaan, että yhden tyypin asteroideilla on suunnilleen samat albedo-arvot ja heijastusspektrit, jotka ovat muodoltaan samanlaisia, ja ne voidaan korvata keskimääräisillä (tietyn tyypin) arvoilla tai ominaisuuksilla. Näitä tietyntyyppisten asteroidien keskiarvoja verrataan vastaaviin arvoihin maanpäällisille kiville ja mineraaleille sekä meteoriiteille, joista on saatavilla näytteitä maanpäällisistä kokoelmista. "Analogisiksi näytteiksi" kutsuttujen näytteiden kemiallinen ja mineraalikoostumus sekä niiden spektri- ja muut fysikaaliset ominaisuudet ovat pääsääntöisesti jo hyvin tutkittuja maanpäällisissä laboratorioissa. Tällaisen vertailun ja analogisten näytteiden valinnan perusteella tämän tyyppisten asteroidien aineen keskimääräinen kemiallinen ja mineraalikoostumus määritetään ensimmäisessä approksimaatiossa. Kävi ilmi, että toisin kuin maanpäälliset kivet, asteroidien aines kokonaisuudessaan on paljon yksinkertaisempaa tai jopa alkeellista. Tämä viittaa siihen, että fysikaaliset ja kemialliset prosessit, joihin asteroidiaine osallistui koko aurinkokunnan olemassaolon ajan, eivät olleet yhtä monipuolisia ja monimutkaisia ​​kuin maanpäällisillä planeetoilla. Jos noin 4000 mineraalilajia pidetään nyt luotettavasti maan päällä, niin asteroideilla niitä voi olla vain muutama sata. Tämä voidaan arvioida maan pinnalle pudonneista meteoriiteista löydettyjen mineraalilajien lukumäärästä (noin 300), jotka voivat olla asteroidien palasia. Laaja valikoima mineraaleja Maan päälle ei syntynyt vain siksi, että planeettamme (sekä muiden maanpäällisten planeettojen) muodostuminen tapahtui protoplanetaarisessa pilvessä paljon lähempänä Aurinkoa ja siksi korkeammissa lämpötiloissa. Sen lisäksi, että silikaattiaine, metallit ja niiden yhdisteet, jotka olivat sellaisissa lämpötiloissa nestemäisessä tai plastisessa tilassa, erottuivat tai erottuivat ominaispainon perusteella Maan painovoimakentässä, vallitsevat lämpötilaolosuhteet osoittautuivat suotuisiksi maapallolle. jatkuvan kaasumaisen tai nestemäisen hapettavan väliaineen ilmaantuminen, jonka pääkomponentit olivat happi ja vesi. Niiden pitkä ja jatkuva vuorovaikutus maankuoren primaaristen mineraalien ja kivien kanssa on johtanut havaitsemiimme mineraalien rikkauteen. Palatakseni asteroideihin, on huomattava, että ne koostuvat etätietojen mukaan pääasiassa yksinkertaisemmista silikaattiyhdisteistä. Ensinnäkin nämä ovat vedettömiä silikaatteja, kuten pyrokseeneja (niiden yleinen kaava on ABZ 2 O 6, jossa asemat "A" ja "B" ovat eri metallien kationien ja "Z" - Al tai Si), oliviinit (A 2+ 2 SiO 4, jossa A 2+ \u003d Fe, Mg, Mn, Ni) ja joskus plagioklaasi (yleisellä kaavalla (Na,Ca)Al(Al,Si)Si2O8). Niitä kutsutaan kiviä muodostaviksi mineraaleiksi, koska ne muodostavat useimpien kivien perustan. Toisen tyyppiset silikaattiyhdisteet, joita esiintyy laajalti asteroideilla, ovat hydrosilikaatteja tai kerrossilikaatteja. Näitä ovat serpentiinit (yleisen kaavan A 3 Si 2 O 5? (OH), jossa A \u003d Mg, Fe 2+, Ni), kloriitit (A 4-6 Z 4 O 10 (OH, O) 8, jossa A ja Z ovat pääasiassa eri metallien kationeja) ja joukko muita mineraaleja, jotka sisältävät koostumuksessaan hydroksyyliä (OH). Voidaan olettaa, että asteroideilla ei ole vain yksinkertaisia ​​oksideja, yhdisteitä (esimerkiksi rikkipitoisia) ja raudan ja muiden metallien (erityisesti FeNi) seoksia, hiilen (orgaanisia) yhdisteitä, vaan jopa metalleja ja hiiltä vapaassa tilassa. Tämän todistavat Maahan jatkuvasti putoavan meteoriittiaineen tutkimuksen tulokset (katso kohta "Meteoriitit").

7. Asteroidien spektrityypit

Tähän mennessä on tunnistettu seuraavat pääplaneettojen spektriluokat tai -tyypit, jotka on merkitty latinalaisilla kirjaimilla: A, B, C, F, G, D, P, E, M, Q, R, S, V ja T Kuvataanpa niitä lyhyesti.

Tyypin A asteroideilla on melko korkea albedo ja punaisin väri, jonka määrää niiden heijastavuuden merkittävä lisääntyminen pitkiä aallonpituuksia kohti. Ne voivat koostua korkean lämpötilan oliviineista (jonka sulamispiste on välillä 1100-1900 °C) tai oliviinin seoksesta metallien kanssa, jotka vastaavat näiden asteroidien spektriominaisuuksia. Päinvastoin, B-, C-, F- ja G-tyyppien pienillä planeetoilla on albedo (B-tyypin kappaleet ovat hieman vaaleampia) ja lähes litteät (tai värittömät) näkyvällä alueella, mutta heijastusspektri pienenee jyrkästi lyhyillä aallonpituuksilla. . Siksi uskotaan, että nämä asteroidit koostuvat pääasiassa matalan lämpötilan hydratoiduista silikaateista (jotka voivat hajota tai sulaa 500-1500 °C:n lämpötiloissa) hiilen tai orgaanisten yhdisteiden seoksen kanssa, joilla on samanlaiset spektriominaisuudet. Asteroidit, joilla oli alhainen albedo ja punertava väri, luokiteltiin D- ja P-tyyppeihin (D-kappaleet ovat punaisempia). Tällaisilla ominaisuuksilla on silikaatteja, joissa on runsaasti hiiltä tai eloperäinen aine. Ne koostuvat esimerkiksi planeettojen välisen pölyn hiukkasista, jotka luultavasti täyttivät lähellä aurinkoa olevan protoplaneetan levyn jo ennen planeettojen muodostumista. Tämän samankaltaisuuden perusteella voidaan olettaa, että D- ja P-asteroidit ovat asteroidivyöhykkeen vanhimpia, vähän muuttuneita kappaleita. Pienillä E-tyypin planeetoilla on korkeimmat albedoarvot (niiden pintamateriaali voi heijastaa jopa 50 % niille putoavasta valosta) ja hieman punertava väri. Mineraalienstatiitilla (tämä on pyrokseenin korkean lämpötilan lajike) tai muilla silikaateilla, jotka sisältävät rautaa vapaassa (hapettumattomassa) tilassa, jotka voivat siksi olla osa E-tyypin asteroideja, on samat spektriominaisuudet. Asteroidit, jotka ovat heijastusspektreillään samanlaisia ​​kuin P- ja E-tyypin kappaleet, mutta sijaitsevat niiden välissä albedon suhteen, luokitellaan M-tyyppiin. Osoittautui että optiset ominaisuudet näistä esineistä ovat hyvin samankaltaisia ​​kuin vapaassa tilassa olevien metallien tai enstatiittiin tai muihin pyrokseeneihin sekoitettujen metalliyhdisteiden ominaisuudet. Tällaisia ​​asteroideja on tällä hetkellä noin 30. Maanpäällisten havaintojen avulla on hiljattain havaittu sellainen mielenkiintoinen tosiasia kuin hydratoituneiden silikaattien esiintyminen merkittävässä osassa näitä kappaleita. Vaikka tällaisen epätavallisen korkean lämpötilan ja matalan lämpötilan materiaalien yhdistelmän syytä ei ole vielä lopullisesti selvitetty, voidaan olettaa, että hydrosilikaatteja voitiin tuoda M-tyypin asteroideihin niiden törmäyksissä primitiivisempien kappaleiden kanssa. Muista spektriluokista Q-, R-, S- ja V-tyypin asteroidit ovat melko samanlaisia ​​albedon ja heijastusspektrien yleisen muodon suhteen näkyvällä alueella: niillä on suhteellisen korkea albedo (hieman pienempi S-tyypin rungot) ja punertava väri. Niiden väliset erot johtuvat siitä, että niiden heijastusspektreissä lähi-infrapuna-alueella olevalla noin 1 mikronin laajalla absorptiokaistalla on eri syvyys. Tämä absorptiovyöhyke on tyypillinen pyrokseenien ja oliviinien seokselle, ja sen keskustan sijainti ja syvyys riippuvat näiden mineraalien osuudesta ja kokonaispitoisuudesta asteroidien pinta-aineessa. Toisaalta minkä tahansa absorptiokaistan syvyys silikaattiaineen heijastusspektrissä pienenee, jos se sisältää läpinäkymättömiä hiukkasia (esimerkiksi hiiltä, ​​metalleja tai niiden yhdisteitä), jotka seulovat hajaheijastuneena (eli siirtyvät aineen ja sisältää tietoa sen koostumuksesta) valo. Näillä asteroideilla absorptiokaistan syvyys 1 µm:ssä kasvaa S-tyypeistä Q-, R- ja V-tyypeihin. Edellä olevan mukaisesti lueteltujen tyyppien kappaleet (paitsi V) voivat koostua oliviinien, pyrokseenien ja metallien seoksesta. V-tyypin asteroidien aines voi sisältää pyrokseenien ohella maasälpää ja olla koostumukseltaan samanlaista kuin maanpäälliset basaltit. Ja lopuksi, viimeinen, T-tyyppi, sisältää asteroidit, joilla on albedo ja punertava heijastusspektri, joka on samanlainen kuin P- ja D-tyypin kappaleiden spektrit, mutta on väliasemassa niiden spektrien välillä kaltevuudessa. Siksi T-, P- ja D-tyypin asteroidien mineralogisen koostumuksen katsotaan olevan suurin piirtein sama ja vastaava silikaatteja, joissa on runsaasti hiiltä tai orgaanisia yhdisteitä.

Tutkittaessa erityyppisten asteroidien leviämistä avaruudessa havaittiin selvä yhteys niiden oletetun kemiallisen ja mineraalisen koostumuksen ja etäisyyden välillä Auringosta. Kävi ilmi, että mitä yksinkertaisempi aineen mineraalikoostumus (mitä enemmän haihtuvia yhdisteitä se sisältää), näillä kappaleilla on, sitä kauempana ne yleensä ovat. Yleisesti ottaen yli 75 % kaikista asteroideista on C-tyyppiä ja sijaitsevat pääasiassa asteroidivyöhykkeen reunaosassa. Noin 17 % on S-tyyppiä ja hallitsee asteroidivyöhykkeen sisäosia. Suurin osa jäljellä olevista asteroideista on M-tyyppiä ja liikkuu myös pääasiassa asteroidirenkaan keskiosassa. Näiden kolmen tyyppisten asteroidien leviämismaksimit ovat päävyöhykkeen sisällä. E- ja R-tyypin asteroidien kokonaisjakauman maksimi ulottuu jonkin verran vyön sisärajan yli kohti aurinkoa. On mielenkiintoista, että P- ja D-tyypin asteroidien kokonaisjakauma pyrkii maksimissaan kohti päävyöhykkeen reunaa ja ei vain ylitä asteroidirengasta, vaan myös Jupiterin kiertoradan. On mahdollista, että päävyöhykkeen P- ja D-asteroidien jakauma on päällekkäinen jättiläisplaneettojen kiertoradan välissä olevien Kazimirchak-Polonskaya asteroidivyöhykkeiden kanssa.

Pienplaneettojen tarkastelun päätteeksi hahmottelemme lyhyesti eri luokkien asteroidien alkuperää koskevan yleisen hypoteesin merkityksen, joka vahvistuu yhä enemmän.

8. Pienplaneettojen alkuperästä

Aurinkokunnan muodostumisen kynnyksellä, noin 4,5 miljardia vuotta sitten, Aurinkoa ympäröivästä kaasu-pölykiekkosta syntyi ainepaakkuja turbulenttien ja muiden ei-stationaaristen ilmiöiden seurauksena, jotka keskinäisten joustamattomien törmäysten ja gravitaatiovuorovaikutuksia yhdistetty muodostamaan planetesimaaleja. Etäisyyden kasvaessa Auringosta kaasu-pölyaineen keskilämpötila laski ja vastaavasti sen yleinen kemiallinen koostumus muuttui. Protoplanetaarisen kiekon rengasmainen vyöhyke, josta pääasteroidivyöhyke myöhemmin muodostui, osoittautui lähellä haihtuvien yhdisteiden, erityisesti vesihöyryn, kondensaatiorajaa. Ensinnäkin tämä seikka johti Jupiterin alkion nopeutuneeseen kasvuun, joka sijaitsi lähellä osoitettua rajaa ja josta tuli vedyn, typen, hiilen ja niiden yhdisteiden kertymiskeskus, jättäen aurinkokunnan kuumemman keskiosan. Toiseksi kaasu-pölyaine, josta asteroidit muodostuivat, osoittautui koostumukseltaan hyvin heterogeeniseksi riippuen etäisyydestä Auringosta: yksinkertaisimpien silikaattiyhdisteiden suhteellinen pitoisuus siinä laski jyrkästi, kun taas haihtuvien yhdisteiden pitoisuus kasvoi etäisyys Auringosta alueella 2, 0 - 3,5 a.u. Kuten jo mainittiin, voimakkaat häiriöt Jupiterin nopeasti kasvavasta alkiosta asteroidivyöhykkeeseen estivät riittävän suuren protoplanetaarisen kappaleen muodostumisen siihen. Aineen kertymisprosessi siellä pysähtyi, kun vain muutama kymmenkunta planeettaa edeltävän kokoista planetosimaalia (noin 500-1000 km) ehti muodostua, jotka sitten alkoivat hajota törmäyksissä suhteellisten nopeuksiensa nopean nousun vuoksi ( 0,1 - 5 km/s). Tänä aikana jotkin asteroidien emokappaleet tai ainakin ne, jotka sisälsivät suuren osuuden silikaattiyhdisteitä ja olivat lähempänä aurinkoa, olivat jo kuumentuneet tai jopa kokeneet painovoiman erilaistumista. Nyt harkitaan kahta mahdollista mekanismia tällaisten protoasteroidien sisätilojen lämmittämiseksi: radioaktiivisten isotooppien hajoamisen seurauksena tai voimakkaiden varautuneiden hiukkasten virtojen näiden kappaleiden aineeseen indusoimien induktiovirtojen vaikutuksesta. nuoresta ja aktiivisesta auringosta. Jostain syystä tähän päivään asti säilyneiden asteroidien emokappaleet ovat tutkijoiden mukaan suurimmat asteroidit 1 Ceres ja 4 Vesta, joista tärkeimmät tiedot on annettu taulukossa. 1. Pro-asteroidien painovoiman erilaistumisprosessissa, jotka kokivat riittävän kuumenemisen sulattaakseen silikaattiaineensa, erottuivat metalliytimet ja muut kevyemmät silikaattikuoret, ja joissakin tapauksissa jopa basalttikuori (esimerkiksi 4 Vestassa), kuten maanpäällisillä planeetoilla. Mutta silti, koska asteroidivyöhykkeen materiaali sisälsi huomattavan määrän haihtuvia yhdisteitä, sen keskimääräinen sulamispiste oli suhteellisen alhainen. Kuten matemaattinen mallinnus ja numeeriset laskelmat osoittavat, tällaisen silikaattiaineen sulamislämpötila saattoi olla välillä 500-1000 °C. Joten erilaistumisen ja jäähtymisen jälkeen asteroidien emokappaleet kokivat lukuisia törmäyksiä paitsi itsensä ja niiden välillä. fragmentteja, mutta myös kappaleita, jotka tunkeutuvat asteroidivyöhykkeelle Jupiterin, Saturnuksen vyöhykkeiltä ja aurinkokunnan kaukaiselta reunalta. Pitkän törmäysevoluution seurauksena proto-asteroidit pirstoutuivat valtavaan määrään pienempiä kappaleita, joita nykyään havaitaan asteroideina. Noin useiden kilometrien sekunnissa suhteellisilla nopeuksilla useista silikaattikuorista koostuvien kappaleiden törmäykset, joilla on erilainen mekaaninen lujuus (mitä enemmän metallia kiinteässä aineessa on, sitä kestävämpi se on), johtivat "irrotukseen" niistä ja murskautumiseen pieniksi. ensinnäkin sirpaleita vähiten kestävät ulkosilikaattikuoret. Lisäksi uskotaan, että niiden spektrityyppien asteroidit, jotka vastaavat korkean lämpötilan silikaatteja, ovat peräisin niiden emokappaleiden erilaisista silikaattikuorista, jotka ovat sulaneet ja erilaistuneet. Erityisesti M- ja S-tyypin asteroidit voivat olla kokonaan emokappaleiden ytimiä (esim. S-asteroidi 15 Eunomia ja M-asteroidi 16 Psyche, joiden halkaisija on noin 270 km) tai niiden fragmentteja johtuen korkea sisältö ne sisältävät metalleja. A- ja R-tyypin asteroidit voivat olla välisilikaattikuorten fragmentteja, kun taas E- ja V-tyypin asteroidit voivat olla fragmentteja tällaisten emokappaleiden ulkokuorista. E-, V-, R-, A-, M- ja S-tyypin asteroidien tilajakaumien analyysin perusteella voidaan myös päätellä, että ne ovat käyneet läpi voimakkaimman lämpö- ja iskukäsittelyn. Tämän voi luultavasti vahvistaa tällaisten asteroidien leviämismaksimien yhteensopivuus päävyöhykkeen sisärajan tai sen läheisyyden kanssa. Mitä tulee muiden spektrityyppien asteroideihin, niitä pidetään joko osittain muuttuneina (metamorfisina) törmäysten tai paikallisen kuumenemisen vuoksi, mikä ei johtanut niiden yleiseen sulamiseen (T, B, G ja F), tai primitiivisinä ja vähän muuttuneina (D, P, C ja Q). Kuten jo todettiin, tämäntyyppisten asteroidien määrä kasvaa kohti päävyöhykkeen reunaa. Ei ole epäilystäkään siitä, että he kaikki kokivat myös törmäyksiä ja murskauksia, mutta tämä prosessi ei luultavasti ollut niin voimakas, että se vaikuttaisi huomattavasti niiden havaittuihin ominaisuuksiin ja vastaavasti kemiallis-mineraalikoostumukseen. (Tästä aiheesta keskustellaan myös "Meteoriitit" -osiossa). Kuitenkin, kuten asteroidin kokoisten silikaattikappaleiden törmäysten numeerinen simulaatio osoittaa, monet tällä hetkellä olemassa olevista asteroideista voivat keskinäisten törmäysten jälkeen kerääntyä uudelleen (eli yhdistyä jäljellä olevista fragmenteista) eivätkä siksi ole monoliittisia kappaleita, vaan liikkuvia "kasoja". mukulakivistä”. On olemassa lukuisia havaintovahvistuksia (tiettyjen kirkkauden muutosten perusteella) pienten satelliittien läsnäolosta useissa niihin painovoimaisesti sitoutuneissa asteroideissa, jotka luultavasti myös syntyivät törmäystapahtumien aikana törmäyskappaleiden fragmentteina. Tämä tosiasia, vaikka se aiheuttikin kiivasta keskustelua tutkijoiden keskuudessa aiemmin, vahvisti vakuuttavasti esimerkki asteroidista 243 Ida. Galileo-avaruusaluksen avulla tästä asteroidista ja sen satelliitista (joka sai myöhemmin nimen Dactyl) oli mahdollista saada kuvia, jotka on esitetty kuvissa 2 ja 3.

9. Siitä, mitä emme vielä tiedä

Asteroidien tutkimuksissa on paljon epäselvää ja jopa mystistä. Ensinnäkin nämä ovat yleisiä alkuperään ja kehitykseen liittyviä ongelmia kiinteä pää- ja muilla asteroidivyöhykkeillä ja liittyy koko aurinkokunnan syntymiseen. Heidän päätöksensä ei ole tärkeä vain oikeita ideoita järjestelmästämme, mutta myös ymmärtääksemme planeettajärjestelmien syntymisen syitä ja malleja muiden tähtien läheisyyteen. Nykyaikaisen havaintoteknologian kykyjen ansiosta oli mahdollista todeta, että useilla naapuritähdillä on suuria planeettoja, kuten Jupiter. Seuraavaksi vuorossa on pienempien maanpäällisten planeettojen löytäminen näistä ja muista tähdistä. On myös kysymyksiä, joihin voidaan vastata vain yksittäisten pienplaneettojen yksityiskohtaisella tutkimuksella. Pohjimmiltaan jokainen näistä ruumiista on ainutlaatuinen, koska sillä on oma, joskus erityinen historiansa. Esimerkiksi asteroidit - joidenkin dynaamisten perheiden jäsenet (esimerkiksi Themis, Flora, Gilda, Eos ja muut), jotka, kuten sanottiin, yhteinen alkuperä, voivat poiketa huomattavasti optisista ominaisuuksista, mikä kertoo joistakin niiden ominaisuuksista. Toisaalta on selvää, että kaikkien riittävän suurten asteroidien yksityiskohtainen tutkiminen vain päävyöhykkeellä vaatii paljon aikaa ja vaivaa. Ja silti luultavasti vain keräämällä ja keräämällä yksityiskohtaisia ​​ja tarkkoja tietoja kustakin asteroidista ja käyttämällä sitten sen yleistystä, on mahdollista asteittain tarkentaa ymmärrystä näiden kappaleiden luonteesta ja niiden evoluution päälaeista.

KIRJASTUS:

1. Uhka taivaalta: kivi vai onnettomuus? (A.A. Boyarchukin toimituksella). M: "Kosmosinform", 1999, 218 s.

2. Fleischer M. Mineraalilajien sanakirja. M: "Mir", 1990, 204 s.