ასტეროიდის იდას ფორმა და ზედაპირი.
ჩრდილოეთი მაღლა დგას.
ანიმაციური ტაიფუნი ონერის მიერ.
(საავტორო უფლებები დაცულია © 1997 A. Tayfun Oner-ის მიერ).

1. ზოგადი წარმომადგენლობები

ასტეროიდები მყარი კლდოვანი სხეულებია, რომლებიც პლანეტების მსგავსად მოძრაობენ მზის გარშემო ელიფსურ ორბიტაზე. მაგრამ ამ სხეულების ზომები ბევრად უფრო მცირეა ვიდრე ჩვეულებრივი პლანეტებისა, რის გამოც მათ მცირე პლანეტებსაც უწოდებენ. ასტეროიდების დიამეტრი მერყეობს რამდენიმე ათეული მეტრიდან (შედარებით) 1000 კმ-მდე (უმსხვილესი ასტეროიდის ცერესის ზომა). ტერმინი „ასტეროიდი“ (ან „ვარსკვლავური“) შემოიღო მე-18 საუკუნის ცნობილმა ასტრონომმა უილიამ ჰერშელმა ამ ობიექტების გარეგნობის დასახასიათებლად ტელესკოპით დაკვირვებისას. უმსხვილესი მიწისზედა ტელესკოპებითაც კი შეუძლებელია უდიდესი ასტეროიდების ხილული დისკების გარჩევა. მათ აკვირდებიან, როგორც სინათლის წერტილოვან წყაროებს, თუმცა, სხვა პლანეტების მსგავსად, ისინი თავად არ ასხივებენ არაფერს ხილულ დიაპაზონში, არამედ მხოლოდ ასახავს მზის შუქს. ზოგიერთი ასტეროიდის დიამეტრი გაზომილია "ვარსკვლავების დამალვის" მეთოდით, იმ ბედნიერ მომენტებში, როდესაც ისინი საკმარისად კაშკაშა ვარსკვლავებთან მხედველობის ერთსა და იმავე ხაზზე იმყოფებოდნენ. უმეტეს შემთხვევაში, მათი ზომები შეფასებულია სპეციალური ასტროფიზიკური გაზომვებისა და გამოთვლების გამოყენებით. ამჟამად ცნობილი ასტეროიდების უმეტესობა მარსის და იუპიტერის ორბიტებს შორის მოძრაობს მზისგან 2,2-3,2 ასტრონომიული ერთეულის მანძილზე (შემდგომში AU). მთლიანობაში დღემდე 20 000-მდე ასტეროიდია აღმოჩენილი, საიდანაც 10 000-მდე დარეგისტრირდა, ანუ მათ მინიჭებული აქვთ ნომრები ან თუნდაც შესაბამისი სახელები და დიდი სიზუსტით გამოითვალეს ორბიტები. ასტეროიდების სათანადო სახელებს ჩვეულებრივ ანიჭებენ მათი აღმომჩენები, მაგრამ დადგენილი საერთაშორისო წესების შესაბამისად. თავიდან, როდესაც ჯერ კიდევ ცნობილი იყო პატარა პლანეტები, მათი სახელები, ისევე როგორც სხვა პლანეტებს, უძველესი დროიდან იღებდნენ. ბერძნული მითოლოგია. ამ სხეულების მიერ დაკავებული სივრცის რგოლის რეგიონს ასტეროიდთა მთავარ სარტყელს უწოდებენ. საშუალო წრფივით ორბიტალური სიჩქარედაახლოებით 20 კმ/წმ, მთავარი სარტყლის ასტეროიდები ატარებენ 3-დან 9 დედამიწის წელიწადს მზის გარშემო რევოლუციაზე, მისგან დაშორების მიხედვით. მათი ორბიტების სიბრტყეების დახრილობა ეკლიპტიკის სიბრტყის მიმართ ზოგჯერ 70°-ს აღწევს, მაგრამ უმეტესად 5-10° დიაპაზონშია. ამის საფუძველზე, ძირითადი სარტყლის ყველა ცნობილი ასტეროიდი იყოფა დაახლოებით თანაბრად ბრტყელ (ორბიტალური დახრილობით 8°-მდე) და სფერულ ქვესისტემებად.

ასტეროიდებზე ტელესკოპური დაკვირვების დროს აღმოჩნდა, რომ მათი აბსოლუტური უმრავლესობის სიკაშკაშე იცვლება მოკლე დროში (რამდენიმე საათიდან რამდენიმე დღემდე). ასტრონომები დიდი ხანია ვარაუდობენ, რომ ასტეროიდების სიკაშკაშის ეს ცვლილებები დაკავშირებულია მათ ბრუნვასთან და განისაზღვრება, პირველ რიგში, მათი არარეგულარული ფორმის მიხედვით. კოსმოსური ხომალდის დახმარებით მიღებულმა ასტეროიდების პირველივე ფოტოებმა დაადასტურა ეს და ასევე აჩვენა, რომ ამ სხეულების ზედაპირებზე სხვადასხვა ზომის კრატერები ან ძაბრებია. ნახაზები 1-3 გვიჩვენებს ასტეროიდების პირველ სატელიტურ სურათებს, რომლებიც გადაღებულია სხვადასხვა კოსმოსური ხომალდის მიერ. ცხადია, პატარა პლანეტების ასეთი ფორმები და ზედაპირები წარმოიქმნა მათი მრავალრიცხოვანი შეჯახების დროს სხვა მყარ ციურ სხეულებთან. ზოგადად, როდესაც დედამიწიდან დაკვირვებული ასტეროიდის ფორმა უცნობია (რადგან ის წერტილის ობიექტად ჩანს), მაშინ ცდილობენ მის მიახლოებას სამღერძიანი ელიფსოიდის გამოყენებით.

ცხრილში 1 მოცემულია ძირითადი ინფორმაცია ყველაზე დიდი ან უბრალოდ საინტერესო ასტეროიდების შესახებ.

ცხრილი 1. ინფორმაცია ზოგიერთი ასტეროიდის შესახებ.

ნ	ასტეროიდი სახელი რუს./ლათ.	დიამეტრი (კმ)	წონა (10 15 კგ)	პერიოდი როტაცია (საათი)	ორბიტალური. პერიოდი (წლები)	Დიაპაზონი. Კლასი	Დიდი p / ღერძის ორბი. (ა.უ.)	ექსცენტრიულობა ორბიტებს
1	ცერერა/ ცერერა	960 x 932	87000	9,1	4,6	თან	2,766	0,078
2	პალასი/ პალასი	570 x 525 x 482	318000	7,8	4,6	უ	2,776	0,231
3	ჯუნო/ ჯუნო	240	20000	7,2	4,4	ს	2,669	0,258
4	ვესტა/ ვესტა	530	300000	5,3	3,6	უ	2,361	0,090
8	ფლორა/ ფლორა	141		13,6	3,3	ს		0,141
243	იდა	58 x 23	100	4,6	4,8	ს	2,861	0,045
253	მატილდა/ მატილდა	66 x 48 x 46	103	417,7	4,3	C	2,646	0,266
433	ეროსი/ეროსი	33 x 13 x 13	7	5,3	1,7	ს	1,458	0,223
951	გასპრა/ გასპრა	19 x 12 x 11	10	7,0	3,3	ს	2,209	0,174
1566	იკარუსი/ იკაროსი	1,4	0,001	2,3	1,1	უ	1,078	0,827
1620	გეოგრაფი/ geographos	2,0	0,004	5,2	1,4	ს	1,246	0,335
1862	აპოლონი/ აპოლონი	1,6	0,002	3,1	1,8	ს	1,471	0,560
2060	ქირონი/ ქირონი	180	4000	5,9	50,7	ბ	13,633	0,380
4179	Toutatis/ ტუტატისი	4.6 x 2.4 x 1.9	0,05	130	1,1	ს	2,512	0,634
4769	კასტალია/ კასტალია	1.8 x 0.8	0,0005		0,4		1,063	0,483

ახსნა ცხრილისთვის.

1 ცერერა ყველაზე დიდი ასტეროიდია ოდესმე აღმოჩენილი. იგი აღმოაჩინა იტალიელმა ასტრონომმა ჯუზეპე პიაციმ 1801 წლის 1 იანვარს და დაარქვეს რომაული ნაყოფიერების ქალღმერთის სახელი.

2 პალასი სიდიდით მეორე ასტეროიდია, ასევე მეორე აღმოჩენილი. ეს გააკეთა გერმანელმა ასტრონომმა ჰაინრიხ ოლბერსმა 1802 წლის 28 მარტს.

3 Juno - აღმოაჩინა C. Harding-მა 1804 წელს

4 ვესტა სიდიდით მესამე ასტეროიდია, რომელიც ასევე აღმოაჩინა გ. ოლბერსმა 1807 წელს. ამ სხეულს აქვს დაკვირვებითი ნიშნები ოლივინის მანტიაზე დაფარული ბაზალტის ქერქის არსებობის შესახებ, რაც შეიძლება იყოს მისი ნივთიერების დნობისა და დიფერენცირების შედეგი. ამ ასტეროიდის ხილული დისკის სურათი პირველად 1995 წელს იქნა მიღებული ამერიკული კოსმოსური ტელესკოპის გამოყენებით. ჰაბლი დედამიწის ორბიტაზე.

8 ფლორა არის ყველაზე დიდი ასტეროიდი ასტეროიდების დიდი ოჯახისა, რომელსაც უწოდებენ ამავე სახელწოდებას, რამდენიმე ასეული წევრისგან, რომელიც პირველად დაახასიათა იაპონელმა ასტრონომმა კ.ჰირაიამამ. ამ ოჯახის ასტეროიდებს აქვთ ძალიან ახლო ორბიტები, რაც, სავარაუდოდ, ადასტურებს მათ ერთობლივ წარმოშობას სხვა სხეულთან შეჯახებისას განადგურებული მშობლის საერთო სხეულიდან.

243 იდა არის მთავარი სარტყლის ასტეროიდი, რომელიც გადაიღეს გალილეოს კოსმოსურმა ხომალდმა 1993 წლის 28 აგვისტოს. ამ სურათებმა შესაძლებელი გახადა იდას პატარა თანამგზავრის აღმოჩენა, მოგვიანებით სახელად დაქტილი. (იხილეთ ნახატები 2 და 3).

253 მატილდა არის ასტეროიდი, რომელიც გადაღებულია NIAR კოსმოსური ხომალდის მიერ 1997 წლის ივნისში (იხ. სურ. 4).

433 ეროსი არის დედამიწასთან ახლოს მყოფი ასტეროიდი, რომელიც გადაღებულია NIAR კოსმოსური ხომალდის მიერ 1999 წლის თებერვალში.

951 გასპრა არის მთავარი სარტყლის ასტეროიდი, რომელიც პირველად იქნა გადაღებული კოსმოსური ხომალდის გალილეოს მიერ 1991 წლის 29 ოქტომბერს (იხ. სურ. 1).

1566 იკარუსი - ასტეროიდი, რომელიც უახლოვდება დედამიწას და კვეთს მის ორბიტას, აქვს ძალიან დიდი ორბიტალური ექსცენტრიულობა (0,8268).

1620 გეოგრაფი არის დედამიწასთან ახლოს მყოფი ასტეროიდი, რომელიც ან ორმაგი ობიექტია, ან აქვს ძალიან არარეგულარული ფორმა. ეს გამომდინარეობს მისი სიკაშკაშის დამოკიდებულებიდან ბრუნვის ფაზაზე საკუთარი ღერძი, ასევე მისი რადარის სურათებიდან.

1862 წელი აპოლონი - სხეულთა იმავე ოჯახის უდიდესი ასტეროიდი, რომელიც უახლოვდება დედამიწას და გადაკვეთს მის ორბიტას. აპოლონის ორბიტის ექსცენტრიულობა საკმაოდ დიდია - 0,56.

2060 ქირონი - ასტეროიდი-კომეტა, რომელიც პერიოდულად ავლენს კომეტურ აქტივობას (სიკაშკაშის რეგულარული ზრდა ორბიტის პერიჰელიონის მახლობლად, ანუ მზიდან მინიმალურ მანძილზე, რაც აიხსნება ასტეროიდის შემადგენელი აქროლადი ნაერთების აორთქლებით. ), მოძრაობს ექსცენტრიული ტრაექტორიის გასწვრივ (ექსცენტრიულობა 0,3801) სატურნისა და ურანის ორბიტებს შორის.

4179 Toutatis არის ორობითი ასტეროიდი, რომლის კომპონენტები, როგორც ჩანს, კონტაქტშია და ზომავს დაახლოებით 2,5 კმ და 1,5 კმ. ამ ასტეროიდის სურათები მიიღეს არესიბოსა და გოლდსტოუნში მდებარე რადარების გამოყენებით. 21-ე საუკუნეში ყველა ამჟამად ცნობილი დედამიწის მახლობლად მყოფი ასტეროიდებიდან, Toutatis უნდა იყოს ყველაზე ახლო მანძილზე (დაახლოებით 1,5 მილიონი კმ, 2004 წლის 29 სექტემბერი).

4769 Castalia არის ორმაგი ასტეროიდი დაახლოებით იდენტური (0,75 კმ დიამეტრის) კომპონენტებით კონტაქტში. მისი რადიო გამოსახულება არესიბოში რადარის გამოყენებით იქნა მიღებული.

ასტეროიდის 951 გასპრას სურათი

ბრინჯი. 1. ასტეროიდის 951 გასპრას გამოსახულება, მიღებული კოსმოსური ხომალდის Galileo-ს დახმარებით, ფსევდოფერებში, ანუ გამოსახულების ერთობლიობაში მეწამული, მწვანე და წითელი ფილტრებით. შედეგად მიღებული ფერები სპეციალურად გაძლიერებულია ზედაპირის დეტალებში დახვეწილი განსხვავებების ხაზგასასმელად. ქანების გამონაყარის უბნებს მოლურჯო ელფერი აქვს, ხოლო რეგოლითით (დატეხილი მასალით) დაფარული უბნები მოწითალო ელფერით. სივრცითი გარჩევადობა გამოსახულების თითოეულ წერტილში არის 163 მ. გასპრას აქვს არარეგულარული ფორმა და მიახლოებითი ზომები 3 ღერძის გასწვრივ 19 x 12 x 11 კმ. მზე მარჯვნიდან ანათებს ასტეროიდს.
NASA GAL-09-ის სურათი.

ასტეროიდის სურათი 243 Ides

ბრინჯი. 2 ასტეროიდის 243 იდას და მისი პატარა მთვარე დაქტილის ფსევდოფერადი სურათი, გადაღებული გალილეოს კოსმოსური ხომალდის მიერ. ნახატზე ნაჩვენები გამოსახულების მისაღებად გამოყენებული ორიგინალური სურათები მიღებული იყო დაახლოებით 10500 კმ მანძილიდან. ფერის განსხვავებები შეიძლება მიუთითებდეს ზედაპირის მატერიის შემადგენლობის ცვალებადობაზე. კაშკაშა ცისფერი ადგილები ალბათ დაფარულია რკინის შემცველი მინერალებისგან შემდგარი ნივთიერებით. იდას სიგრძე 58 კმ-ია, მისი ბრუნვის ღერძი კი ვერტიკალურადაა ორიენტირებული, ოდნავ მარჯვნივ მარჯვნივ.
NASA GAL-11 სურათი.

ბრინჯი. 3. დაქტილის სურათი, 243 იდას პატარა თანამგზავრი. ჯერჯერობით უცნობია, არის თუ არა ეს იდას ნაჭერი, რომელიც მისგან რაიმე სახის შეჯახებისას მოწყვეტილია, თუ უცხო ობიექტი, რომელიც დატყვევებულია მისი გრავიტაციული ველით და მოძრაობს წრიულ ორბიტაზე. ეს სურათი გადაღებულია 1993 წლის 28 აგვისტოს ნეიტრალური სიმკვრივის ფილტრის მეშვეობით დაახლოებით 4000 კმ მანძილიდან, ასტეროიდთან უახლოეს მიახლოებამდე 4 წუთით ადრე. დაქტილის ზომებია დაახლოებით 1.2 x 1.4 x 1.6 კმ. NASA GAL-04-ის სურათი

ასტეროიდი 253 მატილდა

ბრინჯი. 4. ასტეროიდი 253 მატილდა. NASA-ს სურათი, კოსმოსური ხომალდის მახლობლად

2. როგორ შეიძლებოდა გაჩენილიყო მთავარი ასტეროიდული სარტყელი?

მთავარ სარტყელში კონცენტრირებული სხეულების ორბიტები სტაბილურია და აქვთ წრიულთან ახლოს ან ოდნავ ექსცენტრიული ფორმა. აქ ისინი მოძრაობენ „უსაფრთხო“ ზონაში, სადაც მათზე დიდი პლანეტების და პირველ რიგში იუპიტერის გრავიტაციული გავლენა მინიმალურია. დღეს არსებული სამეცნიერო ფაქტები აჩვენებს, რომ სწორედ იუპიტერმა ითამაშა მთავარი როლი იმაში, რომ წარმოშობის პერიოდში მთავარი ასტეროიდული სარტყლის ადგილას მზის სისტემასხვა პლანეტა ვერ გაჩნდა. მაგრამ ჯერ კიდევ ჩვენი საუკუნის დასაწყისში, ბევრი მეცნიერი ჯერ კიდევ დარწმუნებული იყო, რომ იუპიტერსა და მარსს შორის იყო კიდევ ერთი დიდი პლანეტა, რომელიც რატომღაც დაინგრა. ოლბერსმა პირველმა გამოთქვა ასეთი ჰიპოთეზა პალასის აღმოჩენისთანავე. მან ასევე მოიფიქრა ამ ჰიპოთეტური პლანეტის სახელი - ფაეტონი. გავაკეთოთ მცირე გადახვევა და აღვწეროთ ერთი ეპიზოდი მზის სისტემის ისტორიიდან – ისტორია, რომელიც ეფუძნება თანამედროვე სამეცნიერო ფაქტებს. ეს აუცილებელია, კერძოდ, მთავარი სარტყლის ასტეროიდების წარმოშობის გასაგებად. მზის სისტემის წარმოშობის თანამედროვე თეორიის ჩამოყალიბებაში დიდი წვლილი შეიტანეს საბჭოთა მეცნიერებმა ო.იუ. შმიდტი და ვ. საფრონოვი.

Ერთ - ერთი ყველაზე დიდი სხეულებიდაახლოებით 4,5 მილიარდი წლის წინ იუპიტერის ორბიტაზე (მზიდან 5 ასტრონომიული ერთეულის დაშორებით) ჩამოყალიბებულმა, სხვებთან შედარებით უფრო სწრაფად დაიწყო ზომის ზრდა. მყოფი აქროლადი ნაერთების (H 2 , H 2 O, NH 3 , CO 2 , CH 4 და ა.შ.) კონდენსაციის საზღვარზე, რომლებიც პროტოპლანეტარული დისკიდან მიედინება მზესთან უფრო ახლოს და უფრო თბება, ეს სხეული გახდა ცენტრი. მატერიის დაგროვება, რომელიც შედგება ძირითადად გაყინული გაზის კონდენსატებისგან. საკმარისად დიდი მასის მიღწევის შემდეგ, მან თავისი გრავიტაციული ველით დაიწყო მზესთან უფრო ახლოს, ასტეროიდების დედა სხეულების ზონაში მდებარე ადრე შედედებული მატერიის დაჭერა და ამით ამ უკანასკნელის ზრდის შეფერხება. მეორეს მხრივ, უფრო მცირე სხეულები, რომლებიც პროტო-იუპიტერის რაიმე მიზეზით არ იყო დატყვევებული, მაგრამ მისი გრავიტაციული გავლენის სფეროში მდებარეობდა, ეფექტურად მიმოფანტული იყო სხვადასხვა მიმართულებით. ანალოგიურად, სატურნის ფორმირების ზონიდან სხეულების განდევნა ალბათ მოხდა, თუმცა არც ისე ინტენსიურად. ამ სხეულებმა ასევე შეაღწიეს ასტეროიდების ან პლანეტების დედა სხეულების სარტყელში, რომლებიც ადრე აღმოცენდნენ მარსის და იუპიტერის ორბიტებს შორის, „გამოიყვანა“ ისინი ამ ზონიდან ან დაექვემდებარა მათ დამსხვრევას. მანამდე კი ასტეროიდების მშობელი სხეულების თანდათანობითი ზრდა შესაძლებელი იყო მათი დაბალი ფარდობითი სიჩქარის გამო (დაახლოებით 0,5 კმ/წმ-მდე), როდესაც რომელიმე ობიექტის შეჯახება მთავრდებოდა მათი გაერთიანებით და არა დამსხვრევით. იუპიტერის (და სატურნის) მიერ ასტეროიდების სარტყელში ჩაგდებული სხეულების ნაკადის ზრდამ მისი ზრდის დროს განაპირობა ის, რომ ასტეროიდების დედა სხეულების შედარებითი სიჩქარე მნიშვნელოვნად გაიზარდა (3-5 კმ/წმ-მდე) და გახდა. უფრო ქაოტური. საბოლოო ჯამში, ასტეროიდების მშობელი სხეულების დაგროვების პროცესი შეიცვალა ურთიერთშეჯახების დროს მათი ფრაგმენტაციის პროცესით და მზიდან მოცემულ მანძილზე საკმარისად დიდი პლანეტის ფორმირების პოტენციალი სამუდამოდ გაქრა.

3. ასტეროიდების ორბიტა

ასტეროიდების სარტყლის ამჟამინდელ მდგომარეობას რომ დავუბრუნდეთ, ხაზგასმით უნდა აღინიშნოს, რომ იუპიტერი კვლავ აგრძელებს მთავარ როლს ასტეროიდების ორბიტების ევოლუციაში. ამ გიგანტური პლანეტის გრძელვადიანმა გრავიტაციულმა გავლენამ (4 მილიარდ წელზე მეტი ხნის განმავლობაში) მთავარი სარტყლის ასტეროიდებზე განაპირობა ის, რომ არსებობს მთელი ხაზი„აკრძალული“ ორბიტები ან თუნდაც ზონები, რომლებზეც პრაქტიკულად არ არის პატარა პლანეტები და იქ რომ მოხვდნენ, დიდხანს ვერ დარჩებიან. მათ უწოდებენ ხარვეზებს ან კირკვუდის ლუქებს - დანიელ კირკვუდის, მეცნიერის, ვინც პირველად აღმოაჩინა ისინი. ასეთი ორბიტები რეზონანსულია, რადგან მათ გასწვრივ მოძრავი ასტეროიდები განიცდიან ძლიერ გრავიტაციულ ეფექტს იუპიტერიდან. ამ ორბიტების შესაბამისი რევოლუციის პერიოდებია მარტივი ურთიერთობაიუპიტერის მიმოქცევის პერიოდთან (მაგალითად, 1:2; 3:7; 2:5; 1:3 და ა.შ.). თუ რომელიმე ასტეროიდი ან მისი ფრაგმენტი, სხვა სხეულთან შეჯახების შედეგად, მოხვდება რეზონანსულ ან მასთან ახლოს ორბიტაში, მაშინ მისი ორბიტის ნახევრად მთავარი ღერძი და ექსცენტრიულობა საკმაოდ სწრაფად იცვლება იუპიტერიის გრავიტაციული ველის გავლენით. ეს ყველაფერი მთავრდება იმით, რომ ასტეროიდი ან ტოვებს თავის რეზონანსულ ორბიტას და შესაძლოა დატოვოს მთავარი ასტეროიდული სარტყელი, ან განწირულია მეზობელ სხეულებთან ახალი შეჯახებისთვის. ამგვარად კირკვუდის შესაბამისი სივრცე „იწმინდება“ ნებისმიერი საგნისგან. თუმცა, ხაზგასმით უნდა აღინიშნოს, რომ მთავარ ასტეროიდთა სარტყელში არ არის უფსკრული ან ცარიელი ხარვეზები, თუ წარმოვიდგენთ მასში შემავალი ყველა სხეულის მყისიერ განაწილებას. ყველა ასტეროიდი, დროის ნებისმიერ მომენტში, საკმაოდ თანაბრად ავსებს ასტეროიდთა სარტყელს, რადგან ელიფსური ორბიტების გასწვრივ მოძრაობს, ისინი დროის უმეტეს ნაწილს ატარებენ "უცხო" ზონაში. იუპიტერის გრავიტაციული გავლენის კიდევ ერთი, "საპირისპირო" მაგალითი: მთავარი ასტეროიდული სარტყლის გარე საზღვარზე არის ორი ვიწრო დამატებითი "რგოლი", პირიქით, შედგება ასტეროიდის ორბიტებისაგან, რომელთა რევოლუციის პერიოდები პროპორციულია. 2:3 და 1:1 იუპიტერის რევოლუციის პერიოდთან მიმართებაში. ცხადია, ასტეროიდები, რომელთა რევოლუციის პერიოდი შეესაბამება 1:1 თანაფარდობას, უშუალოდ იუპიტერის ორბიტაზე არიან. მაგრამ ისინი მოძრაობენ მისგან იუპიტერის ორბიტის რადიუსის ტოლ მანძილზე, წინ ან უკან. იმ ასტეროიდებს, რომლებიც წინ უსწრებენ იუპიტერს თავიანთი მოძრაობით, უწოდებენ "ბერძნებს", ხოლო მათ, ვინც მას მიჰყვება "ტროას" (როგორც მათ ტროას ომის გმირების სახელს ატარებენ). ამ პატარა პლანეტების მოძრაობა საკმაოდ სტაბილურია, ვინაიდან ისინი განლაგებულია ეგრეთ წოდებულ „ლაგრანჟის წერტილებში“, სადაც მათზე მოქმედი გრავიტაციული ძალები გათანაბრდება. ასტეროიდების ამ ჯგუფის საერთო სახელია „ტროასები“. ტროიანებისგან განსხვავებით, რომლებიც თანდათანობით შეიძლება დაგროვდნენ ლაგრანგის წერტილების სიახლოვეს სხვადასხვა ასტეროიდების ხანგრძლივი შეჯახების დროს, არსებობს ასტეროიდების ოჯახები მათი შემადგენელი სხეულების ძალიან ახლო ორბიტებით, რომლებიც, სავარაუდოდ, მათი შედარებით ბოლო დაშლის შედეგად ჩამოყალიბდა. მშობლის ორგანოები. ეს არის, მაგალითად, ასტეროიდის ფლორის ოჯახი, რომელსაც უკვე 60-მდე წევრი ჰყავს და სხვა მრავალი. ბოლო დროს მეცნიერები ცდილობდნენ დაედგინათ ასტეროიდების ასეთი ოჯახების საერთო რაოდენობა, რათა შეაფასონ მათი მშობელი სხეულების საწყისი რაოდენობა.

4 დედამიწის მახლობლად ასტეროიდები

მთავარი ასტეროიდების სარტყლის შიდა კიდესთან არის სხეულების სხვა ჯგუფები, რომელთა ორბიტები შორს სცილდება მთავარ სარტყელს და შესაძლოა გადაკვეთონ მარსის, დედამიწის, ვენერას და მერკურის ორბიტებსაც კი. უპირველეს ყოვლისა, ეს არის ამურის, აპოლონის და ატენის ასტეროიდების ჯგუფები (ამ ჯგუფებში შემავალი უდიდესი წარმომადგენლების სახელების მიხედვით). ასეთი ასტეროიდების ორბიტები აღარ არის ისეთი სტაბილური, როგორც ძირითადი სარტყლის სხეულები, მაგრამ საკმაოდ სწრაფად ვითარდება არა მხოლოდ იუპიტერის, არამედ პლანეტების გრავიტაციული ველების გავლენის ქვეშ. ხმელეთის ჯგუფი. ამ მიზეზით, ასეთ ასტეროიდებს შეუძლიათ გადავიდნენ ერთი ჯგუფიდან მეორეში და ასტეროიდების ზემოაღნიშნულ ჯგუფებად დაყოფა პირობითია, თანამედროვე ასტეროიდების ორბიტების მონაცემებზე დაყრდნობით. კერძოდ, ამურიელები მოძრაობენ ელიფსურ ორბიტებში, რომელთა პერიჰელიონის მანძილი (მინიმალური მანძილი მზემდე) არ აღემატება 1,3 ა.ე. აპოლოსი მოძრაობს ორბიტებში, რომელთა პერიჰელიონის მანძილი 1 ა.ე.-ზე ნაკლებია. (შეგახსენებთ, რომ ეს არის დედამიწის საშუალო მანძილი მზიდან) და შეაღწიონ დედამიწის ორბიტაში. თუ ამურიელებისა და აპოლონიელებისთვის ორბიტის ძირითადი ნახევარღერძი აღემატება 1 ა.ე.ე.-ს, მაშინ ატონიელებისთვის ის ამ მნიშვნელობის ან რიგის ნაკლებია და ეს ასტეროიდები, შესაბამისად, ძირითადად მოძრაობენ დედამიწის ორბიტაში. აშკარაა, რომ აპოლოსი და ატონები, რომლებიც გადაკვეთენ დედამიწის ორბიტას, შეუძლიათ შექმნან მასთან შეჯახების საფრთხე. არსებობს პატარა პლანეტების ამ ჯგუფის ზოგადი განმარტებაც კი, როგორც „დედამიწის მახლობლად ასტეროიდები“ - ეს არის სხეულები, რომელთა ორბიტალური ზომები არ აღემატება 1,3 AU. დღემდე აღმოჩენილია 800-მდე ასეთი ობიექტი, მაგრამ მათი საერთო რაოდენობა შეიძლება იყოს ბევრად დიდი - 1500-2000-მდე ზომებით 1 კმ-ზე მეტი და 135000-მდე 100 მ-ზე მეტი ზომებით. არსებული საფრთხე დედამიწისთვის. ასტეროიდებიდან და სხვა კოსმოსური სხეულები, რომლებიც არის ან შეიძლება იყოს დედამიწის სიახლოვეს, ფართოდ განიხილება სამეცნიერო და საზოგადოებრივ წრეებში. ამის შესახებ მეტი, ისევე როგორც ჩვენი პლანეტის დასაცავად შემოთავაზებული ზომები, იხილეთ ახლახან გამოქვეყნებული წიგნი A.A.-ს მიერ. ბოიარჩუკი.

5. სხვა ასტეროიდული სარტყლების შესახებ

ასევე არის ასტეროიდის მსგავსი სხეულები იუპიტერის ორბიტის მიღმა. უფრო მეტიც, უახლესი მონაცემებით, აღმოჩნდა, რომ მზის სისტემის პერიფერიაზე უამრავი ასეთი სხეულია. ეს პირველად შემოგვთავაზა ამერიკელმა ასტრონომმა ჯერარდ კუიპერმა ჯერ კიდევ 1951 წელს. მან ჩამოაყალიბა ჰიპოთეზა, რომ ნეპტუნის ორბიტის მიღმა, დაახლოებით 30-50 AU დისტანციებზე. შეიძლება არსებობდეს სხეულების მთელი სარტყელი, რომელიც ემსახურება მოკლე პერიოდის კომეტების წყაროს. მართლაც, 90-იანი წლების დასაწყისიდან (ჰავაის კუნძულებზე 10 მ-მდე დიამეტრის უდიდესი ტელესკოპების შემოღებით), ასზე მეტი ასტეროიდის მსგავსი ობიექტი, რომელთა დიამეტრი დაახლოებით 100-დან 800 კმ-მდეა, აღმოაჩინეს. ნეპტუნის ორბიტა. ამ სხეულების მთლიანობას „კუიპერის სარტყელი“ ეწოდა, თუმცა „სრულფასოვანი“ ქამრისთვის ისინი ჯერ კიდევ არ არის საკმარისი. მიუხედავად ამისა, ზოგიერთი შეფასებით, მასში არსებული სხეულების რაოდენობა შეიძლება იყოს არანაკლებ (თუ არა მეტი), ვიდრე მთავარ ასტეროიდულ სარტყელში. ორბიტების პარამეტრების მიხედვით ახლად აღმოჩენილი სხეულები ორ კლასად იყოფოდა. ტრანსნეპტუნიური ობიექტების დაახლოებით მესამედი მიეკუთვნებოდა პირველ, ეგრეთ წოდებულ „პლუტინის კლასს“. ისინი მოძრაობენ 3:2 რეზონანსით ნეპტუნთან საკმაოდ ელიფსური ორბიტების გასწვრივ (ძირითადი ღერძები დაახლოებით 39 AU; ექსცენტრიულობა 0.11-0.35; ორბიტალური დახრილობები ეკლიპტიკისკენ 0-20 გრადუსი), პლუტონის ორბიტის მსგავსი, საიდანაც ეწოდა სახელს. ეს კლასი. ამჟამად მეცნიერებს შორის მსჯელობაც კი მიმდინარეობს იმაზე, პლუტონი სრულფასოვან პლანეტად მივიჩნიოთ თუ ზემოთ დასახელებული კლასის მხოლოდ ერთ-ერთ ობიექტად. თუმცა, სავარაუდოდ, პლუტონის სტატუსი არ შეიცვლება, რადგან მისი საშუალო დიამეტრი (2390 კმ) ბევრად აღემატება ცნობილი ტრანსნეპტუნის ობიექტების დიამეტრებს და გარდა ამისა, მზის სისტემის სხვა პლანეტების უმეტესობის მსგავსად, მას აქვს დიდი თანამგზავრი (ქარონი) და ატმოსფერო. მეორე კლასში შედის ეგრეთ წოდებული "ტიპიური კოიპერის სარტყლის ობიექტები", რადგან მათი უმეტესობა (დარჩენილი 2/3) ცნობილია და ისინი მოძრაობენ წრიულთან ახლოს ორბიტებში, ნახევრად ძირითადი ღერძებით 40-48 AU-ს დიაპაზონში. და სხვადასხვა ფერდობები (0-40°). ჯერჯერობით, დიდი დაშორება და შედარებით მცირე ზომა ხელს უშლის ახალი მსგავსი სხეულების აღმოჩენას სწრაფად, თუმცა ამისთვის გამოიყენება ყველაზე დიდი ტელესკოპები და ყველაზე თანამედროვე ტექნოლოგია. ამ სხეულების შედარების საფუძველზე ცნობილ ასტეროიდებთან ოპტიკური მახასიათებლების თვალსაზრისით, ახლა ითვლება, რომ პირველი ყველაზე პრიმიტიულია ჩვენს პლანეტურ სისტემაში. ეს ნიშნავს, რომ პროტოპლანეტური ნისლეულიდან მისი კონდენსაციის მომენტიდან, მათმა ნივთიერებამ განიცადა ძალიან მცირე ცვლილებები, მაგალითად, ხმელეთის პლანეტების ნივთიერებასთან შედარებით. სინამდვილეში, ამ სხეულების აბსოლუტური უმრავლესობა მათ შემადგენლობაში შეიძლება იყოს კომეტების ბირთვები, რომლებიც ასევე განიხილება "კომეტების" განყოფილებაში.

კოიპერის სარტყელსა და მთავარ ასტეროიდთა სარტყელს შორის აღმოაჩინეს ასტეროიდების არაერთი სხეული (დროთა განმავლობაში ეს რიცხვი ალბათ გაიზრდება) - ეს არის "კენტავრების კლასი" - ძველი ბერძნული მითოლოგიური კენტავრების ანალოგიით (ნახევრად ადამიანი, ნახევრად ცხენი). მათი ერთ-ერთი წარმომადგენელია ასტეროიდი ქირონი, რომელსაც უფრო სწორად ეწოდებოდა კომეტა ასტეროიდი, რადგან ის პერიოდულად ავლენს კომეტურ აქტივობას წარმოქმნილი აირისებრი ატმოსფეროს (კომა) და კუდის სახით. ისინი წარმოიქმნება აქროლადი ნაერთებისგან, რომლებიც ქმნიან ამ სხეულის ნივთიერებას, როდესაც ის გადის ორბიტის პერიჰელიონის მონაკვეთებზე. ქირონი ერთ-ერთია კარგი მაგალითებიასტეროიდებსა და კომეტებს შორის მკვეთრი საზღვრის არარსებობა მატერიის შემადგენლობისა და, შესაძლოა, წარმოშობის თვალსაზრისით. მისი ზომა დაახლოებით 200 კმ-ია და მისი ორბიტა გადახურულია სატურნისა და ურანის ორბიტებთან. ამ კლასის ობიექტების კიდევ ერთი სახელია კაზიმირჩაკ-პოლონსკაიას ქამარი, ე.ი. პოლონსკაია, რომელმაც დაამტკიცა ასტეროიდების სხეულების არსებობა გიგანტურ პლანეტებს შორის.

6. ცოტა ასტეროიდების კვლევის მეთოდების შესახებ

ასტეროიდების ბუნების ჩვენი გაგება ახლა ეფუძნება ინფორმაციის სამ ძირითად წყაროს: მიწისზე დაფუძნებულ ტელესკოპურ დაკვირვებებს (ოპტიკური და რადარი), ასტეროიდებთან მიახლოებული კოსმოსური ხომალდებიდან მიღებული სურათები და ცნობილი ხმელეთის ქანების და მინერალების ლაბორატორიული ანალიზი, აგრეთვე მეტეორიტები. დაეცა დედამიწაზე, რომელიც (რომელზეც განხილული იქნება "მეტეორიტების" განყოფილებაში) ძირითადად განიხილება ასტეროიდების ფრაგმენტები, კომეტების ბირთვები და ხმელეთის პლანეტების ზედაპირები. მაგრამ ჩვენ მაინც ვიღებთ უდიდეს ინფორმაციას მცირე პლანეტების შესახებ მიწისზე დაფუძნებული ტელესკოპური გაზომვების დახმარებით. მაშასადამე, ასტეროიდები იყოფა ეგრეთ წოდებულ „სპექტრულ ტიპებად“ ან კლასებად, პირველ რიგში მათი დაკვირვებული ოპტიკური მახასიათებლების შესაბამისად. უპირველეს ყოვლისა, ეს არის ალბედო (სხეულის მიერ არეკლილი სინათლის პროპორცია მასზე დაცემული მზის ოდენობიდან ერთეულ დროში, თუ შემთხვევის მიმართულებებსა და არეკლილი სხივები ერთნაირია) და ზოგადი ფორმა. სხეულის ასახვის სპექტრი ხილულ და ახლო ინფრაწითელ დიაპაზონში (რომელიც მიიღება დაკვირვებული სხეულის ზედაპირის სპექტრული სიკაშკაშის თითოეულ ტალღის სიგრძის უბრალოდ დაყოფით მზის იმავე ტალღის სიგრძეზე სპექტრულ სიკაშკაშეზე). ეს ოპტიკური მახასიათებლები გამოიყენება ასტეროიდების შემადგენელი ნივთიერების ქიმიური და მინერალოგიური შემადგენლობის შესაფასებლად. ზოგჯერ მხედველობაში მიიღება დამატებითი მონაცემები (ასეთის არსებობის შემთხვევაში), მაგალითად, ასტეროიდის რადარის არეკვლაზე, მისი ბრუნვის სიჩქარეზე საკუთარი ღერძის გარშემო და ა.შ.

ასტეროიდების კლასებად დაყოფის სურვილი აიხსნება მეცნიერთა სურვილით, გაამარტივონ ან სქემატური შექმნან უზარმაზარი რაოდენობის მცირე პლანეტების აღწერა, თუმცა, როგორც უფრო საფუძვლიანი კვლევები აჩვენებს, ეს ყოველთვის არ არის შესაძლებელი. ბოლო დროს უკვე გახდა საჭირო ასტეროიდების სპექტრული ტიპების ქვეკლასების და უფრო მცირე განყოფილებების შემოღება მათი ზოგიერთი საერთო მახასიათებლის დასახასიათებლად. ცალკეული ჯგუფები . სანამ სხვადასხვა სპექტრული ტიპის ასტეროიდების ზოგად აღწერას მივცემთ, მოდით განვმარტოთ, თუ როგორ შეიძლება შეფასდეს ასტეროიდის მატერიის შემადგენლობა დისტანციური გაზომვების გამოყენებით. როგორც უკვე აღვნიშნეთ, ითვლება, რომ ერთი ტიპის ასტეროიდებს აქვთ დაახლოებით იგივე ალბედოს მნიშვნელობები და მსგავსი ასახვის სპექტრები, რომლებიც შეიძლება შეიცვალოს საშუალო (მოცემული ტიპისთვის) მნიშვნელობებით ან მახასიათებლებით. ასტეროიდის გარკვეული ტიპის ეს საშუალო მნიშვნელობები შედარებულია ხმელეთის ქანებისა და მინერალების ანალოგიურ მნიშვნელობებთან, ისევე როგორც იმ მეტეორიტებთან, რომელთა ნიმუშები ხელმისაწვდომია ხმელეთის კოლექციებში. ნიმუშების ქიმიური და მინერალური შედგენილობა, რომლებსაც „ანალოგურ ნიმუშებს“ უწოდებენ, მათ სპექტრულ და სხვა ფიზიკურ თვისებებთან ერთად, როგორც წესი, უკვე კარგად არის შესწავლილი ხმელეთის ლაბორატორიებში. ასეთი შედარებისა და ანალოგური ნიმუშების შერჩევის საფუძველზე, პირველი მიახლოებით განისაზღვრება ამ ტიპის ასტეროიდების მატერიის ზოგიერთი საშუალო ქიმიური და მინერალური შემადგენლობა. აღმოჩნდა, რომ ხმელეთის ქანებისგან განსხვავებით, მთლიანობაში ასტეროიდების ნივთიერება გაცილებით მარტივი ან თუნდაც პრიმიტიულია. ეს იმაზე მეტყველებს, რომ ფიზიკური და ქიმიური პროცესები, რომლებშიც ასტეროიდული მატერია იყო ჩართული მზის სისტემის არსებობის მთელი ისტორიის განმავლობაში, არ იყო ისეთი მრავალფეროვანი და რთული, როგორც ხმელეთის პლანეტებზე. თუ დაახლოებით 4000 მინერალური სახეობა ახლა ითვლება საიმედოდ დამკვიდრებულ დედამიწაზე, მაშინ ასტეროიდებზე შეიძლება იყოს მხოლოდ რამდენიმე ასეული მათგანი. ამის შესახებ შეიძლება ვიმსჯელოთ მინერალური სახეობების რაოდენობით (დაახლოებით 300), რომლებიც აღმოჩენილია დედამიწის ზედაპირზე ჩამოვარდნილ მეტეორიტებში, რომლებიც შესაძლოა იყოს ასტეროიდების ფრაგმენტები. დედამიწაზე მინერალების მრავალფეროვნება წარმოიშვა არა მხოლოდ იმიტომ, რომ ჩვენი პლანეტის (ისევე როგორც სხვა ხმელეთის პლანეტების) ფორმირება მოხდა პროტოპლანეტურ ღრუბელში, რომელიც მზესთან ბევრად უფრო ახლოს იყო და, შესაბამისად, უფრო მაღალ ტემპერატურაზე. გარდა იმისა, რომ სილიკატური ნივთიერება, ლითონები და მათი ნაერთები, რომლებიც ასეთ ტემპერატურაზე თხევად ან პლასტმასის მდგომარეობაში არიან, გამოყოფილი ან დიფერენცირებული იყო დედამიწის გრავიტაციულ ველში სპეციფიური სიმძიმით, გაბატონებული ტემპერატურული პირობები ხელსაყრელი აღმოჩნდა. მუდმივი აირისებრი ან თხევადი ჟანგვითი საშუალების გაჩენა, რომლის ძირითადი კომპონენტები იყო ჟანგბადი და წყალი. მათმა ხანგრძლივმა და მუდმივმა ურთიერთქმედებამ პირველადი მინერალებთან და დედამიწის ქერქის ქანებთან განაპირობა მინერალების სიმდიდრე, რომელსაც ჩვენ ვაკვირდებით. ასტეროიდებს რომ დავუბრუნდეთ, უნდა აღინიშნოს, რომ დისტანციური მონაცემებით, ისინი ძირითადად უფრო მარტივი სილიკატური ნაერთებისგან შედგება. უპირველეს ყოვლისა, ეს არის უწყლო სილიკატები, როგორიცაა პიროქსენი (მათი განზოგადებული ფორმულა არის ABZ 2 O 6, სადაც "A" და "B" პოზიციებს იკავებენ სხვადასხვა ლითონის კათიონები, ხოლო "Z" - Al ან Si) ოლივინები (A 2+ 2 SiO 4, სადაც A 2+ \u003d Fe, Mg, Mn, Ni) და ზოგჯერ პლაგიოკლაზები (ერთად ზოგადი ფორმულა(Na,Ca)Al(Al,Si)Si 2 O 8). მათ ქანების წარმომქმნელ მინერალებს უწოდებენ, რადგან ისინი ქმნიან ქანების უმეტესობის საფუძველს. სხვა ტიპის სილიკატური ნაერთები, რომლებიც ფართოდ არის წარმოდგენილი ასტეროიდებზე, არის ჰიდროსილიკატები ან ფენიანი სილიკატები. მათ შორისაა სერპენტინები (ზოგადი ფორმულით A 3 Si 2 O 5? (OH), სადაც A \u003d Mg, Fe 2+, Ni), ქლორიტები (A 4-6 Z 4 O 10 (OH, O) 8, სადაც A და Z არის ძირითადად სხვადასხვა ლითონების კათიონები) და რიგი სხვა მინერალები, რომლებიც შეიცავს ჰიდროქსილს (OH). შეიძლება ვივარაუდოთ, რომ ასტეროიდებზე გვხვდება არა მხოლოდ მარტივი ოქსიდები, ნაერთები (მაგალითად, გოგირდოვანი) და რკინის და სხვა ლითონების შენადნობები (კერძოდ FeNi), ნახშირბადის (ორგანული) ნაერთები, არამედ ლითონები და ნახშირბადიც კი თავისუფალ მდგომარეობაში. ამას მოწმობს კვლევის შედეგები მეტეორიტის ნივთიერება, მუდმივად ეცემა დედამიწაზე (იხ. განყოფილება "მეტეორიტები").

7. ასტეროიდების სპექტრული ტიპები

დღემდე გამოვლენილია მცირე პლანეტების შემდეგი ძირითადი სპექტრული კლასები ან ტიპები, რომლებიც აღინიშნება ლათინური ასოებით: A, B, C, F, G, D, P, E, M, Q, R, S, V და T. მოდით, მოკლედ აღვწეროთ ისინი.

A ტიპის ასტეროიდებს აქვთ საკმაოდ მაღალი ალბედო და ყველაზე წითელი ფერი, რაც განპირობებულია მათი არეკვლის მნიშვნელოვანი ზრდით გრძელი ტალღების სიგრძის მიმართ. ისინი შეიძლება შედგებოდეს მაღალი ტემპერატურის ოლივინებისგან (დნობის წერტილი 1100-1900 ° C დიაპაზონში) ან ოლივინის ნარევი მეტალებთან, რომლებიც შეესაბამება ამ ასტეროიდების სპექტრულ მახასიათებლებს. პირიქით, B, C, F და G ტიპის პატარა პლანეტებს აქვთ დაბალი ალბედო (B ტიპის სხეულები გარკვეულწილად მსუბუქია) და თითქმის ბრტყელი (ან უფერო) ხილულ დიაპაზონში, მაგრამ არეკვლის სპექტრი მკვეთრად მცირდება მოკლე ტალღის სიგრძეზე. . აქედან გამომდინარე, ითვლება, რომ ეს ასტეროიდები ძირითადად შედგება დაბალი ტემპერატურის ჰიდრატირებული სილიკატებისაგან (რომლებსაც შეუძლიათ დაშლა ან დნება 500-1500 ° C ტემპერატურაზე) ნახშირბადის ან ორგანული ნაერთების შერევით, რომლებსაც აქვთ მსგავსი სპექტრული მახასიათებლები. დაბალი ალბედოსა და მოწითალო ფერის მქონე ასტეროიდებს მიენიჭათ D- და P-ტიპები (D-სხეულები უფრო წითელია). ასეთი თვისებები აქვს ნახშირბადით მდიდარი სილიკატები ან ორგანული ნივთიერებები. ისინი შედგებიან, მაგალითად, პლანეტათაშორისი მტვრის ნაწილაკებისგან, რომლებმაც ალბათ შეავსეს მზის მახლობლად მდებარე პროტოპლანეტარული დისკი პლანეტების ფორმირებამდეც კი. ამ მსგავსებიდან გამომდინარე, შეიძლება ვივარაუდოთ, რომ D- და P- ასტეროიდები ასტეროიდების სარტყლის უძველესი, ოდნავ შეცვლილი სხეულებია. E- ტიპის პატარა პლანეტებს აქვთ ყველაზე მაღალი ალბედოს მნიშვნელობები (მათი ზედაპირის მატერია შეიძლება აირეკლა მათზე დაცემული სინათლის 50%-მდე) და ოდნავ მოწითალო ფერი. მინერალური ენსტატიტი (ეს არის პიროქსენის მაღალტემპერატურული ჯიში) ან სხვა სილიკატები, რომლებიც შეიცავს რკინას თავისუფალ (არაჟანგბად) მდგომარეობაში, რომელიც, შესაბამისად, შეიძლება იყოს E- ტიპის ასტეროიდების ნაწილი, აქვს იგივე სპექტრული მახასიათებლები. ასტეროიდები, რომლებიც თავიანთი ასახვის სპექტრით მსგავსია P- და E- ტიპის სხეულებთან, მაგრამ განლაგებულია მათ შორის ალბედოს მიხედვით, კლასიფიცირდება როგორც M-ტიპი. აღმოჩნდა რომ ოპტიკური თვისებებიამ ობიექტებიდან ძალიან ჰგავს თავისუფალ მდგომარეობაში მყოფი ლითონების ან ენსტატიტით ან სხვა პიროქსენებით შერეული ლითონის ნაერთების თვისებებს. ამჟამად დაახლოებით 30-მდე ასეთი ასტეროიდია.სახმელეთო დაკვირვებების დახმარებით ახლახან დადგინდა ისეთი საინტერესო ფაქტი, როგორიცაა ჰიდრატირებული სილიკატების არსებობა ამ სხეულების მნიშვნელოვან ნაწილზე. მიუხედავად იმისა, რომ მაღალი ტემპერატურისა და დაბალტემპერატურული მასალების ამ უჩვეულო კომბინაციის მიზეზი ჯერ არ არის საბოლოოდ დადგენილი, შეიძლება ვივარაუდოთ, რომ M-ის ტიპის ასტეროიდებში ჰიდროსილიკატების შეყვანა შესაძლებელია უფრო პრიმიტიულ სხეულებთან მათი შეჯახების დროს. დარჩენილი სპექტრული კლასებიდან Q-, R-, S- და V ტიპის ასტეროიდები საკმაოდ ჰგვანან ალბედოს და ასახვის სპექტრის ზოგადი ფორმის ხილულ დიაპაზონში: მათ აქვთ შედარებით მაღალი ალბედო (ოდნავ დაბალი S ტიპის სხეულები) და მოწითალო ფერი. მათ შორის განსხვავებები ემყარება იმ ფაქტს, რომ ფართო შთანთქმის ზოლს დაახლოებით 1 მიკრონი, რომელიც იმყოფება მათ ასახვის სპექტრებში ახლო ინფრაწითელ დიაპაზონში, განსხვავებული სიღრმე აქვს. ეს შთანთქმის ზოლი დამახასიათებელია პიროქსენებისა და ოლივინების ნარევისთვის და მისი ცენტრისა და სიღრმის მდებარეობა დამოკიდებულია ამ მინერალების პროპორციაზე და მთლიან შემცველობაზე ასტეროიდების ზედაპირულ მატერიაში. მეორეს მხრივ, სილიკატური ნივთიერების ასახვის სპექტრში ნებისმიერი შთანთქმის ზოლის სიღრმე მცირდება, თუ ის შეიცავს რაიმე გაუმჭვირვალე ნაწილაკებს (მაგალითად, ნახშირბადს, ლითონებს ან მათ ნაერთებს), რომლებიც ეკრანზე დიფუზურად აირეკლება (ანუ გადადის ნივთიერებით და მისი შემადგენლობის შესახებ ინფორმაციის მატარებელი) სინათლე. ამ ასტეროიდებისთვის შთანთქმის ზოლის სიღრმე 1 მკმ-ზე იზრდება S-დან Q-, R- და V-ტიპებამდე. ზემოაღნიშნულის შესაბამისად, ჩამოთვლილი ტიპების სხეულები (გარდა V) შეიძლება შედგებოდეს ოლივინების, პიროქსენებისა და ლითონების ნარევისგან. V-ტიპის ასტეროიდების ნივთიერება შეიძლება შეიცავდეს პიროქსენებთან ერთად, ფელდსპარებს და შემადგენლობით მსგავსი იყოს ხმელეთის ბაზალტებთან. და ბოლოს, ბოლო, T-ტიპი, მოიცავს ასტეროიდებს, რომლებსაც აქვთ დაბალი ალბედო და მოწითალო ასახვის სპექტრი, რომელიც მსგავსია P და D ტიპის სხეულების სპექტრის, მაგრამ იკავებს შუალედურ პოზიციას მათ სპექტრებს შორის ფერდობზე. ამიტომ, T-, P- და D ტიპის ასტეროიდების მინერალოგიური შემადგენლობა მიჩნეულია დაახლოებით ერთნაირი და შეესაბამება ნახშირბადით ან ორგანული ნაერთებით მდიდარ სილიკატებს.

კოსმოსში სხვადასხვა ტიპის ასტეროიდების განაწილების შესწავლისას, აშკარა კავშირი აღმოაჩინეს მათ სავარაუდო ქიმიურ და მინერალურ შემადგენლობასა და მზემდე მანძილს შორის. აღმოჩნდა, რომ რაც უფრო მარტივია ნივთიერების მინერალური შემადგენლობა (მით უფრო აქროლად ნაერთებს შეიცავს) ეს სხეულები, როგორც წესი, მით უფრო შორს არიან ისინი. ზოგადად, ყველა ასტეროიდების 75%-ზე მეტი არის C ტიპის და განლაგებულია ძირითადად ასტეროიდების სარტყლის პერიფერიულ ნაწილში. დაახლოებით 17% არის S ტიპის და დომინირებს ასტეროიდების სარტყლის ინტერიერში. უმეტესობადარჩენილი ასტეროიდები არის M ტიპის და ასევე მოძრაობს ძირითადად ასტეროიდის რგოლის შუა ნაწილში. ამ სამი ტიპის ასტეროიდების განაწილების მაქსიმუმი მთავარ სარტყელშია. E- და R ტიპის ასტეროიდების მთლიანი განაწილების მაქსიმუმი გარკვეულწილად ვრცელდება სარტყლის შიდა საზღვრებს მზისკენ. საინტერესოა, რომ P- და D ტიპის ასტეროიდების მთლიანი განაწილება მაქსიმუმამდე მიისწრაფვის მთავარი სარტყლის პერიფერიისკენ და სცილდება არა მხოლოდ ასტეროიდის რგოლს, არამედ იუპიტერის ორბიტასაც. შესაძლებელია, რომ ძირითადი სარტყლის P- და D- ასტეროიდების განაწილება გადაფარავს გიგანტური პლანეტების ორბიტებს შორის მდებარე კაზიმირჩაკ-პოლონსკაიას ასტეროიდების სარტყლებს.

მცირე პლანეტების მიმოხილვის დასასრულს, ჩვენ მოკლედ გამოვყოფთ ზოგადი ჰიპოთეზის მნიშვნელობას სხვადასხვა კლასის ასტეროიდების წარმოშობის შესახებ, რაც სულ უფრო და უფრო დასტურდება.

8. მცირე პლანეტების წარმოშობის შესახებ

მზის სისტემის ჩამოყალიბების გარიჟრაჟზე, დაახლოებით 4,5 მილიარდი წლის წინ, მზის გარშემო მყოფი გაზ-მტვრის დისკიდან წარმოიქმნა მატერიის გროვა ტურბულენტური და სხვა არასტაციონარული ფენომენების გამო, რომლებიც ურთიერთარაელასტიური შეჯახებებისა და გრავიტაციული ურთიერთქმედების დროს, გაერთიანდა პლანეტაზომებად. მზიდან მანძილის მატებასთან ერთად მცირდებოდა გაზ-მტვრის ნივთიერების საშუალო ტემპერატურა და, შესაბამისად, შეიცვალა მისი ზოგადი ქიმიური შემადგენლობა. პროტოპლანეტარული დისკის რგოლის ზონა, საიდანაც შემდგომში ჩამოყალიბდა მთავარი ასტეროიდული სარტყელი, აღმოჩნდა აქროლადი ნაერთების, კერძოდ, წყლის ორთქლის კონდენსაციის საზღვართან. პირველ რიგში, ამ გარემოებამ გამოიწვია იუპიტერის ემბრიონის დაჩქარებული ზრდა, რომელიც მდებარეობდა მითითებულ საზღვართან და გახდა წყალბადის, აზოტის, ნახშირბადის და მათი ნაერთების დაგროვების ცენტრი, ტოვებს მზის სისტემის უფრო გაცხელებულ ცენტრალურ ნაწილს. მეორეც, გაზი-მტვრის ნივთიერება, საიდანაც წარმოიქმნა ასტეროიდები, აღმოჩნდა, რომ შემადგენლობით ძალიან ჰეტეროგენული იყო მზისგან დაშორების მიხედვით: მასში უმარტივესი სილიკატური ნაერთების ფარდობითი შემცველობა მკვეთრად შემცირდა, ხოლო აქროლადი ნაერთების შემცველობა გაიზარდა. მზიდან დაშორება რეგიონში 2, 0-დან 3.5 ა.შ.-მდე. როგორც უკვე აღვნიშნეთ, იუპიტერის სწრაფად მზარდი ემბრიონიდან ასტეროიდულ სარტყელამდე ძლიერმა აურზაურებმა ხელი შეუშალა მასში საკმარისად დიდი პროტოპლანეტარული სხეულის წარმოქმნას. იქ მატერიის დაგროვების პროცესი შეჩერდა, როდესაც მხოლოდ რამდენიმე ათეულმა პლანეტაწინა ზომის (დაახლოებით 500-1000 კმ) პლანეტომასმა მოასწრო ჩამოყალიბება, რომლებმაც შემდეგ დაიწყეს დაშლა შეჯახების დროს მათი ფარდობითი სიჩქარის სწრაფი ზრდის გამო. 0,1-დან 5 კმ/წმ-მდე). თუმცა, ამ პერიოდის განმავლობაში, ასტეროიდების ზოგიერთი მშობელი სხეული, ან თუნდაც ის, ვინც შეიცავდა სილიკატური ნაერთების დიდ პროპორციას და უფრო ახლოს იყო მზესთან, უკვე გაცხელდა ან თუნდაც განიცადა გრავიტაციული დიფერენციაცია. ამჟამად განიხილება ასეთი პროტო-ასტეროიდების ინტერიერის გასათბობად ორი შესაძლო მექანიზმი: რადიოაქტიური იზოტოპების დაშლის შედეგად ან ამ სხეულების ნივთიერებაში ინდუქციური დენების მოქმედების შედეგად დამუხტული ნაწილაკების ძლიერი ნაკადებით. ახალგაზრდა და აქტიური მზისგან. ასტეროიდების მშობელი სხეულები, რომლებიც გარკვეული მიზეზების გამო დღემდე შემორჩნენ, მეცნიერთა აზრით, არის ყველაზე დიდი ასტეროიდები 1 Ceres და 4 Vesta, რომელთა შესახებ ძირითადი ინფორმაცია მოცემულია ცხრილში. 1. პროტო-ასტეროიდების გრავიტაციული დიფერენციაციის პროცესში, რომლებმაც განიცადეს საკმარისი გათბობა მათი სილიკატური ნივთიერების დნობისთვის, გამოიყო ლითონის ბირთვები და სხვა მსუბუქი სილიკატური ჭურვები და ზოგიერთ შემთხვევაში ბაზალტის ქერქიც კი (მაგალითად, 4 ვესტაზე). როგორც ხმელეთის პლანეტებზე. მაგრამ მაინც, ვინაიდან ასტეროიდის ზონაში არსებული მასალა შეიცავდა არასტაბილურ ნაერთებს მნიშვნელოვან რაოდენობას, მისი დნობის საშუალო წერტილი შედარებით დაბალი იყო. როგორც ნაჩვენებია მათემატიკური მოდელირებადა რიცხვითი გამოთვლებით, ასეთი სილიკატური ნივთიერების დნობის წერტილი შეიძლება იყოს 500-1000°C დიაპაზონში. იუპიტერი, სატურნი და მზის სისტემის უფრო შორეული პერიფერია. ხანგრძლივი ზემოქმედების ევოლუციის შედეგად, პროტო-ასტეროიდები დაიშალა უამრავ პატარა სხეულებად, რომლებიც ახლა ასტეროიდების სახით შეინიშნება. დაახლოებით რამდენიმე კილომეტრი წამში შედარებითი სიჩქარით, სხეულების შეჯახებამ, რომელიც შედგება რამდენიმე სილიკატური ჭურვისაგან, განსხვავებული მექანიკური სიძლიერით (რაც უფრო მეტ ლითონს შეიცავს მყარი, მით უფრო გამძლეა იგი), იწვევდა მათგან „გაშლას“ და წვრილად ჩახშობას. ფრაგმენტები, პირველ რიგში, ყველაზე ნაკლებად გამძლე გარე სილიკატური ჭურვები. უფრო მეტიც, ითვლება, რომ იმ სპექტრალური ტიპის ასტეროიდები, რომლებიც შეესაბამება მაღალტემპერატურულ სილიკატებს, წარმოიქმნება მათი მშობელი სხეულების სხვადასხვა სილიკატური გარსებიდან, რომლებმაც განიცადეს დნობა და დიფერენციაცია. კერძოდ, M- და S ტიპის ასტეროიდები შეიძლება იყოს მთლიანად დედა სხეულების ბირთვები (მაგალითად, S-ასტეროიდი 15 Eunomia და M-ასტეროიდი 16 Psyche დიამეტრით დაახლოებით 270 კმ) ან მათი ფრაგმენტები ლითონების მაღალი შემცველობის გამო. მათში.. A- და R- სპექტრული ტიპის ასტეროიდები შეიძლება იყოს შუალედური სილიკატური ჭურვების ფრაგმენტები, ხოლო E- და V-ტიპები - გარე ჭურვებიასეთი მშობელი ორგანოები. E-, V-, R-, A-, M- და S ტიპის ასტეროიდების სივრცითი განაწილების ანალიზის საფუძველზე, ასევე შეიძლება დავასკვნათ, რომ მათ განიცადეს ყველაზე ინტენსიური თერმული და ზემოქმედების გადამუშავება. ეს შეიძლება დადასტურდეს მთავარი სარტყლის შიდა საზღვრებთან ან ამ ტიპის ასტეროიდების განაწილების მაქსიმუმების სიახლოვით. რაც შეეხება სხვა სპექტრული ტიპის ასტეროიდებს, ისინი განიხილება ან ნაწილობრივ შეცვლილი (მეტამორფული) შეჯახების ან ადგილობრივი გათბობის გამო, რამაც არ გამოიწვია მათი ზოგადი დნობა (T, B, G და F), ან პრიმიტიულ და მცირედ შეცვლილ (D, P, C და Q). როგორც უკვე აღვნიშნეთ, ამ ტიპის ასტეროიდების რაოდენობა იზრდება მთავარი სარტყლის პერიფერიისკენ. რა თქმა უნდა, ყველა მათგანს განიცდიდა შეჯახება და ჩახშობა, მაგრამ ეს პროცესი ალბათ არც ისე ინტენსიური იყო, რომ თვალსაჩინოდგავლენას ახდენს მათ დაკვირვებულ მახასიათებლებზე და, შესაბამისად, ქიმიურ-მინერალურ შემადგენლობაზე. (ამ საკითხს ასევე განვიხილავთ "მეტეორიტების" განყოფილებაში). თუმცა, როგორც ასტეროიდის ზომის სილიკატური სხეულების შეჯახების რიცხვითი სიმულაცია გვიჩვენებს, ბევრი ამჟამად არსებული ასტეროიდი ურთიერთშეჯახების შემდეგ შეიძლება ხელახლა დაგროვდეს (ანუ გაერთიანდეს დარჩენილი ფრაგმენტებიდან) და, შესაბამისად, არის არა მონოლითური სხეულები, არამედ მოძრავი „რიყის ქვების გროვა“. “. არსებობს უამრავი დაკვირვების დადასტურება (სპეციფიკური სიკაშკაშის ცვლილებებიდან) მცირე თანამგზავრების არსებობის შესახებ გრავიტაციულად მიბმულ ასტეროიდებში, რომლებიც, სავარაუდოდ, ასევე წარმოიშვა დარტყმის დროს, როგორც შეჯახებული სხეულების ფრაგმენტები. ეს ფაქტი, მიუხედავად იმისა, რომ წარსულში მეცნიერებს შორის მწვავე კამათს იწვევდა, დამაჯერებლად დადასტურდა ასტეროიდის 243 იდას მაგალითით. კოსმოსური ხომალდის Galileo-ს დახმარებით შესაძლებელი გახდა ამ ასტეროიდის სურათების მიღება მის თანამგზავრთან ერთად (რომელსაც მოგვიანებით დაქტილი ეწოდა), რომლებიც ნაჩვენებია 2 და 3 სურათებზე.

9. იმის შესახებ, რაც ჯერ არ ვიცით

ბევრი რამ გაურკვეველი და იდუმალიც კი რჩება ასტეროიდების შესწავლაში. პირველი, ეს საერთო პრობლემები, რომელიც დაკავშირებულია ძირითადი და სხვა ასტეროიდების სარტყელში მყარი ნივთიერების წარმოშობასა და ევოლუციასთან და დაკავშირებულია მთელი მზის სისტემის გაჩენასთან. მათი გადაწყვეტა მნიშვნელოვანია არა მხოლოდ ჩვენი სისტემის სწორი გაგებისთვის, არამედ წარმოშობის მიზეზებისა და ნიმუშების გასაგებად. პლანეტარული სისტემებისხვა ვარსკვლავების გარშემო. თანამედროვე დაკვირვების ტექნოლოგიის შესაძლებლობების წყალობით, შესაძლებელი გახდა იმის დადგენა, რომ მეზობელ ვარსკვლავებს აქვთ ძირითადი პლანეტებიიუპიტერის ტიპი. შემდეგი არის ამ და სხვა ვარსკვლავებში პატარა ხმელეთის პლანეტების აღმოჩენა. ასევე არის კითხვები, რომლებზეც პასუხის გაცემა შესაძლებელია მხოლოდ ცალკეული მცირე პლანეტების დეტალური შესწავლით. არსებითად, თითოეული ეს ორგანო უნიკალურია, რადგან მას აქვს საკუთარი, ზოგჯერ სპეციფიკური ისტორია. მაგალითად, ასტეროიდები ზოგიერთი დინამიური ოჯახის წევრები (მაგალითად, Themis, Flora, Gilda, Eos და სხვები), რომლებსაც, როგორც აღვნიშნეთ, აქვთ საერთო წარმოშობა, შეიძლება მკვეთრად განსხვავდებოდეს ოპტიკური მახასიათებლებით, რაც მიუთითებს მათ ზოგიერთ მახასიათებელზე. მეორეს მხრივ, აშკარაა, რომ ყველა საკმარისად დიდი ასტეროიდის დეტალური შესწავლა მხოლოდ მთავარ სარტყელში დიდ დროსა და ძალისხმევას მოითხოვს. და მაინც, ალბათ, მხოლოდ თითოეული ასტეროიდის შესახებ დეტალური და ზუსტი ინფორმაციის შეგროვებით და დაგროვებით, შემდეგ კი მისი განზოგადებით, არის შესაძლებელი ამ სხეულების ბუნებისა და მათი ევოლუციის ძირითადი კანონების გაგების თანდათანობითი დახვეწა. .

ბიბლიოგრაფია:

1. საფრთხე ციდან: კლდე თუ უბედური შემთხვევა? (A.A. Boyarchuk-ის რედაქტორობით). M: "კოსმოსინფორმი", 1999, 218 გვ.

2. Fleischer M. მინერალური სახეობების ლექსიკონი. M: "Mir", 1990, 204 გვ.

ორიოდე უძილო ღამის განმავლობაში ვამბობდი ისტორიას იმის შესახებ, თუ როგორ ეძახდნენ და ეძახდნენ ასტეროიდებს. IMHO, საინტერესო ამბავიროგორც ასტრონომიის განვითარების თვალსაზრისით, ასევე იმის დემონსტრირების კუთხით, რომ თუნდაც ასეთ ზუსტ და კეთილშობილურ მეცნიერებაში ყველაფერი მშვიდობიანად არ მიდის.

დასაწყისისთვის, ნება მომეცით შეგახსენოთ ძირითადი რამ. ასტეროიდებს (ტერმინი შემოიღო უილიამ ჰერშელმა 1802 წელს) ან მცირე პლანეტებს უწოდებენ მზის სისტემის პატარა სხეულებს (არ არის საკმარისად დიდი, რომ პლანეტად ჩაითვალოს, მაგრამ ოცდაათ მეტრზე მეტი, პატარა ობიექტებს მეტეოროიდები ეწოდება), რომლებიც მზის გარშემო ბრუნავენ. და არ არიან კომეტები (კომეტებს ახასიათებთ გაზწარმომქმნელი აქტივობა მზესთან მიახლოებისას; ამ შემთხვევაში ცალკეული ასტეროიდები, ფაქტობრივად, „გადაგვარებული“, „გადაშენებული“ კომეტებია).

ცერერა იყო პირველი ასტეროიდი, რომელიც აღმოაჩინეს (ის აღმოაჩინეს 1801 წლის 1 იანვარს). თავიდან ის სრულფასოვან პლანეტად ითვლებოდა (იკავებდა პოზიციას მარსსა და იუპიტერს შორის), შემდეგ გაირკვა, რომ ის მხოლოდ ერთ-ერთი წარმომადგენელია. დიდი ჯგუფიციური სხეულები და უკვე 2006 წელს გადაკლასიფიცირებული იქნა როგორც ჯუჯა პლანეტა. შემდგომი ასტეროიდები აღმოაჩინეს 1802 წელს (პალასი), 1804 წელს (ჯუნო) და 1807 წელს (ვესტა). შემდეგ იყო შესვენება 1845 წლამდე (როდესაც ასტრეა აღმოაჩინეს) და 1847 წლიდან დაიწყო ასტეროიდების აღმოჩენა წელიწადში რამდენჯერმე. მე-20 საუკუნის დასაწყისისთვის უკვე ცნობილი იყო ოთხნახევარზე მეტი ასტეროიდი; ნათელია, რომ მომავალში მათი აღმოჩენების სიხშირე მუდმივად იზრდებოდა, მე-20 საუკუნის ბოლოს ეს ზრდა ფეთქებადი გახდა. 2017 წლის 9 ივლისის მდგომარეობით ცნობილია 734274 ასტეროიდი, რომელთაგან 496815-ს აქვს მუდმივი რიცხვი (ანუ მათი ორბიტა ითვლება საიმედოდ გამოთვლილად), ხოლო მხოლოდ 21009 ასტეროიდს აქვს საკუთარი სახელები (infa მცირე პლანეტის ცენტრიდან).

სურათი აღებულია აქედან: https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Minor_planet_count.svg

გასაგებია, რომ ასტეროიდების აღნიშვნა და დასახელება საკმაოდ სერიოზული პრობლემაა (რადგან ასტეროიდების რაოდენობა იმდენად დიდია). შევეცდები მოგიყვეთ ამ პრობლემის გადაჭრის გზები. ტექსტის დიდი ნაწილი ეფუძნება წიგნს შმადელი, ლუც დ.მცირე პლანეტების სახელების ლექსიკონი. - მეხუთე შესწორებული და გაფართოებული გამოცემა. - B., Heidelberg, N. Y.: Springer, 2003. - P. 298. - ISBN 3-540-00238-3 (არა თარგმანი, არამედ უფასო გადმოცემა), პლუს ინფორმაცია ვიკიპედიიდან. ვისაც აინტერესებს, წაიკითხეთ.

ასტეროიდების ოფიციალური აღნიშვნები

XIX საუკუნის შუა პერიოდამდე ასტეროიდებთან დაკავშირებით ნომენკლატურის პრობლემა არ არსებობდა. ცერერა, პალასი, ჯუნო და ვესტა (პირველი აღმოჩენილი ასტეროიდები) მხოლოდ მათი სახელებით იყო ნახსენები. პრობლემა წარმოიშვა მხოლოდ 1850-იან წლებში აღმოჩენილი ასტეროიდების რაოდენობის მნიშვნელოვანი ზრდის გამო. თავიდან შესაძლებელი ჩანდა, რომ უბრალოდ თითოეულ ასტეროიდს მიენიჭებინა საკუთარი სახელი და შეგვექმნა ცალკე ასტრონომიული სიმბოლო თითოეული მათგანისთვის (ანუ მოქმედებდნენ ისე, როგორც ადრე აკეთებდნენ დიდ პლანეტებს). თუმცა, სიმბოლოების მინიჭების პრაქტიკა სწრაფად აღმოჩნდა დაუსაბუთებელი. ამ სიმბოლოების გამოყენება რთული აღმოჩნდა საგამომცემლო ტექნოლოგიის თვალსაზრისით და სრულიად არაპრაქტიკული მეხსიერების დატვირთვის თვალსაზრისით (ყველა ამ სიმბოლოს დამახსოვრება, მათი რაოდენობის შემდგომი ზრდის გათვალისწინებით, შეუძლებელი ჩანდა). სავარაუდოდ, ბოლო ასტრონომი, რომელმაც ცალკე სიმბოლო მიანიჭა ასტეროიდს (კერძოდ, ასტეროიდს (32) Fidesz), იყო კარლ თეოდორ რობერტ ლუთერი (ლუთერი, 1855).

სიმბოლოების გამოყენების ნაცვლად შემოიღეს რიგითი რიცხვების სისტემა. პირველად ასეთი აზრი (ასტეროიდის სერიული ნომრის წრეში მოთავსებით) გამოთქვა იოჰან ფრანც ენკემ (ენკე, 1851 წ.) „Berliner astronomisches Jahrbuch“-ის გვერდებზე (შემდგომში - BAJ). ამ სისტემის პირველი პრაქტიკული გამოყენება ეკუთვნის ამერიკელ ასტრონომს ჯეიმს ფერგიუსონს (ფერგიუსონი, 1852), რომელმაც ფსიქიკა დაასახელა. ⑯ ფსიქიკა(ასტეროიდი Psyche აღმოაჩინეს 1852 წელს; ამჟამად ასტეროიდის სერიული ნომერი მოთავსებულია მრგვალი ფრჩხილები - (16) ფსიქიკა). სერიული ნომერი მიენიჭა ჟურნალ "Astronomische Nachrichten"-ის რედაქტორს (შემდგომში - AN) შეესაბამება ახალი ასტეროიდის აღმოჩენის პირველი გამოქვეყნების თარიღს, რამაც მალევე გამოიწვია უსიამოვნო წინააღმდეგობები: მაგალითად, 1857 წლის ოქტომბრის დასაწყისში ფერგიუსონმა აღმოაჩინა ასტეროიდი ვირჯინია, რომელსაც მიენიჭა სერიული ნომერი 50, ხოლო ასტეროიდმა აღმოაჩინა. გოლდშმიდტის მიერ იმავე წლის სექტემბერში (მელეტამ) მიენიჭა სერიული ნომერი 56. ასტრონომიული საზოგადოება მივიდა დასკვნამდე, რომ ასტროიდებისთვის შესაბამისი სახელის მინიჭება შეიძლება გადაიდოს გარკვეული დროით, ხოლო სერიული ნომრების მინიჭების ტრადიცია. მკაცრად უნდა იყოს დაცული აღმოჩენების ქრონოლოგია.

სერიული ნომრების დასახელებისა და მინიჭების საკითხებს დამატებით ართულებდა ის ფაქტი, რომ ძნელი იყო იმის მსჯელობა, თუ ვინ ითვლებოდა აღმომჩენად და კონკრეტულად ვის ჰქონდა უფლება დაერქვა ახალი ასტეროიდი. რუდოლფ ვოლფს (ვოლფი, 1859) აქვს შემდეგი შენიშვნა: „ურანის აღმოჩენა არ შეიძლება მიეწეროს ფლამსტიდს, ნეპტუნის აღმოჩენა არ შეიძლება მივაწეროთ ლალანდეს, ისევე როგორც ასტეროიდი-56-ის აღმოჩენა არ შეიძლება მივაწეროთ გოლდშმიდტს: პლანეტის აღმომჩენი არ არის ის, ვინც პირველად ნახა ან დააკვირდა, არამედ ის, ვინც პირველად ამოიცნო მასში ახალი ციური ობიექტი. მაშინ ხშირი იყო შემთხვევები, როდესაც პირველი დამკვირვებელი ვერ აცნობიერებდა დაკვირვებული ობიექტის ბუნებას და აღმოჩენაში მთავარი როლი ეკუთვნოდა ადამიანს, ვინც პირველად გამოითვალა ახალი სხეულის ორბიტა. ამ დეტალებთან დაკავშირებული კითხვები დღემდე აქტუალური რჩება.

ცერესის ბუნებრივი ფერადი სურათი, რომელიც გადაღებულია Dawn კოსმოსური ხომალდის მიერ 2015 წლის 4 მაისს.

ახალი ასტეროიდების აღმოჩენების რაოდენობის სწრაფმა ზრდამ აიძულა ჟურნალების BAJ და AN რედაქტორები, რაც შეიძლება მალე, აღმოჩენების თარიღების მიხედვით, სერიული ნომრები მიეღო. მიუხედავად იმისა, რომ სერიულ ნომრებსა და აღმოჩენების ქრონოლოგიას შორის მკაცრი შესაბამისობის იდეა არ იყო საკამათო, ახლად აღმოჩენილი ასტეროიდების რაოდენობის სწრაფმა ზრდამ მალე ახალი სირთულეები წარმოშვა. ახალი ასტეროიდების მნიშვნელოვანი რაოდენობა დაფიქსირდა მხოლოდ სპორადულად, მათი ორბიტების თავდაჯერებული გაანგარიშებისა და დადასტურების გარეშე - რა უნდა გაეკეთებინა მათთან? რაიმე სერიული ნომრის მინიჭება თუ არა? ადალბერტ კრუგერმა (Kruger, 1892) შესთავაზა შემდეგი სისტემა: „ამიერიდან AN-ის რედაქტორი დააჯილდოებს თითოეულს ახალი პლანეტა[იგულისხმება ასტეროიდები] შემდეგი ფორმის დროებითი აღნიშვნა: 18xx A, B, C... [აღმოჩენის ანგარიშის] ასტრონომიული ტელეგრამების ცენტრალურ ბიუროში რეგისტრაციის თარიღის მიხედვით. საბოლოო სერიულ ნომერს მიენიჭება მხოლოდ მოგვიანებით BAJ-ის რედაქტორი. ეს გამორიცხავს ამ პლანეტებისთვის სერიული ნომრების მინიჭებას [ე.ი. ე., ასტეროიდები] რომელთა ორბიტალური ელემენტების გამოთვლა შეუძლებელია მონაცემთა ნაკლებობის გამო“. ანუ პირველმა ასტეროიდმა, რომელიც სავარაუდოდ აღმოაჩინეს 1893 წელს, მიიღო დროებითი აღნიშვნა 1893 A, მეორე აღმოჩენილმა იმავე წელს - 1893 B და ა.შ. თუმცა, ერთი წლის შემდეგ, 1893 წელს, გაირკვა, რომ მხოლოდ დიდი ასოები არ იქნებოდა საკმარისი და ამიტომ გადაწყდა ამ სისტემის გაფართოება ასოების გაორმაგებით: მაგალითად, ასტეროიდ 1893 Z-ს მოჰყვებოდა ასტეროიდი 1893. AA, რასაც მოჰყვა 1893 AB და ა.შ. სისტემა მიღებული იყო, მაგრამ უნდა აღინიშნოს, რომ პირველი მსოფლიო ომის დროს გამოიყენებოდა ცალკეული „არაოფიციალური“ სისტემებიც; კერძოდ, სიმეიზის ობსერვატორიის ასტრონომები (ეს არის ის, რაც ჩვენ გვაქვს ყირიმში), რომლებიც გარკვეული პერიოდის განმავლობაში მუშაობდნენ დანარჩენ ასტრონომიულ სამყაროსთან საიმედო კავშირის გარეშე, იძულებულნი იყვნენ შემოეღოთ ახალი დროებითი ნუმერაციის საკუთარი სისტემა. ასტეროიდები.

1924 წელს (ახლად აღმოჩენილი ასტეროიდების მუდმივად მზარდი რაოდენობის გათვალისწინებით), შემოგვთავაზეს დროებითი აღნიშვნების ახალი სისტემა: ჯერ მოდის აღმოჩენის წელი, შემდეგ კი სივრცე. ლათინური ასო, აღნიშნავს გახსნის ნახევარმთვარს (A - იანვრის პირველი ნახევრისთვის, B - იანვრის მეორე ნახევრისთვის, C - თებერვლის პირველი ნახევრისთვის და ასე შემდეგ, ასო I-ს გამოკლებით, რადგან ის შეიძლება აგვერიოს ერთეულთან. ); მას უერთდება სხვა ლათინური ასო, რომელიც აღნიშნავს შესაბამის ნახევარმთვარში გახსნის რიგითობას (ისევ ასო I-ს გამოკლებით). ასე, მაგალითად, აღნიშვნა 1926 AD ნიშნავს, რომ ასტეროიდი ზედიზედ მეოთხე აღმოაჩინეს 1926 წლის იანვრის პირველ ნახევარში, ხოლო აღნიშვნა 1927 DG ნიშნავს, რომ ასტეროიდი ზედიზედ მეშვიდე იქნა აღმოჩენილი 1927 წლის თებერვლის მეორე ნახევარში. თითქმის მაშინვე (Kopff, 1924) ეს სისტემა კიდევ უფრო გაფართოვდა მიმდინარე მდგომარეობა (« ამაზე წარმოუდგენელი შემთხვევა (sic!!!) - როგორც თავად ავგუსტ კოპფმა დაწერა - თუ ნახევარმთვარში აღმოჩენილია 25-ზე მეტი ასტეროიდი”): ახლა, თუ ნახევარმთვარში აღმოჩენილია 25-ზე მეტი მცირე პლანეტა (ლათინური ანბანის 26 ასო მინუს ერთი, I არ გამოიყენება), მაშინ აღნიშვნას ემატება ციფრული ინდექსი, რომელიც აჩვენებს რამდენჯერ არის ანბანური თანმიმდევრობა. მეორე პოზიციაზე იქნა გამოყენებული (ამგვარად, აღმოჩენების რაოდენობა თვის ამ ნახევარში განისაზღვრება ინდექსის 25-ზე გამრავლებით, პლუს ასტეროიდის აღნიშვნის მეორე ასოს სერიული ნომერი). ანუ, 1950 წლის იანვრის პირველ ნახევარში აღმოჩენილი ოცდამეხუთე ასტეროიდი მიიღებს აღნიშვნას 1950 AZ, ხოლო შემდეგი (26-ე) მიიღებს აღნიშვნას 1950 AA 1, 27-ე - 1950 AB 1, 51-ე - 1950 AA2. და ა.შ. გამოცადეთ თქვენი ჭკუა და უპასუხეთ კითხვას: რომელ ნახევარმთვარში და რა თანმიმდევრობით იქნა აღმოჩენილი ციური სხეული 2003 VB 12? სწორ პასუხს პოსტის ბოლოს გავცემ :).

1952 წლიდან, ამერიკელი ასტრონომის პოლ ჰერგეტის წინადადებით, მუდმივი (საბოლოო) სერიული ნომრები გაიცემა მხოლოდ რიგი პირობების დაკმაყოფილების შემთხვევაში (Herget, 1952). ამ ობიექტების ორბიტალური პარამეტრები უნდა გამოითვალოს:
ა) დაფუძნებულია დაკვირვებებზე მინიმუმ ორ ოპოზიციაზე ( ამ მოთხოვნასშეიძლება გამოირიცხოს, თუ დაკვირვებული სხეულის პერიჰელიონის მანძილი 1,67 AU-ზე ნაკლებია. ე.);
ბ) არეულობათა გათვალისწინებით;
გ) აქამდე გაკეთებული ყველა დაკვირვების დაკმაყოფილება.

დროთა განმავლობაში, მუდმივი სერიული ნომრის მინიჭების მოთხოვნები კიდევ უფრო გამკაცრდა: გარდა იმ ობიექტებისა, რომლებსაც აქვთ საკმაოდ უჩვეულო ორბიტები ან ისინი, რომლებსაც შეეძლოთ დედამიწასთან მიახლოება, ობიექტზე ფრთხილი დაკვირვება სულ მცირე სამ ოპოზიციაში უკვე საჭირო იყო მინიჭებისთვის. მუდმივი ნომერი. 1991 წელს ამერიკელმა ასტრონომმა ბრაიან მარსდენმა (მაშინ მცირე პლანეტების ცენტრის ხელმძღვანელი - დღეს ცენტრალური ორგანიზაცია, რომელიც სისტემატიზებს მზის სისტემის ახალი აღმოჩენილი სხეულების შესახებ მონაცემებს) წამოაყენა მოთხოვნა თუნდაც ოთხი ან მეტი დაკვირვების საწინააღმდეგოდ, რათა მიენიჭოს მუდმივი. სერიული ნომერი (დედამიწასთან მიახლოებული ობიექტების გამოკლებით ან მუდმივად თავდაჯერებული დაკვირვებით).

ასტეროიდების დასახელების ტრადიციების შემუშავება

პირველი ასტეროიდების სახელები (ცერესი, პალასი, ჯუნო და ვესტა) მოჰყვა კლასიკურ ტრადიციას, რომლის მიხედვითაც ციურ სხეულებს ძველი (ბერძნული და რომაული) ღმერთების ან მითოლოგიური პერსონაჟების სახელები ეწოდა. თავიდან ჩანდა, რომ ეს ტრადიცია ურყევი იქნებოდა, მაგრამ მეთორმეტე ასტეროიდის სახელი ვიქტორია (აღმოაჩინა 1850 წელს; ფორმალურად ეს სახელი შეესაბამებოდა გამარჯვების რომაულ ქალღმერთს, მაგრამ ასტრონომიულ საზოგადოებას ჰქონდა სერიოზული ეჭვი, რომ აღმომჩენი ბრიტანელი ჯონ რასელ ჰაინდი იყო. , დაარქვეს ეს სახელი დედოფალ ვიქტორიას პატივსაცემად) გამოიწვია დისკუსიები იმის შესახებ, მისაღებია თუ არა ასტეროიდების ამჟამინდელი მმართველების სახელის დარქმევა. ექსკლუზიურად "კლასიკური" სახელების ერთ-ერთი ყველაზე აქტიური ჩემპიონი იყო გერმანელი ასტრონომი კარლ თეოდორ რობერტ ლუთერი (ლუთერი, 1861 წ.), რომელიც ამტკიცებდა შემდეგს: "რადგან ჩვენ საჭიროდ მიგვაჩნია მივცეთ საკუთარი სახელები ვარსკვლავებს, კომეტებს, სატურნის თანამგზავრებს. და ურანი და თუნდაც მთვარეზე მთები, მიზანშეწონილია კლასიკური მითოლოგიის სახელების არჩევა. არა კლასიკური სახელებიარაგონივრულია გრძელვადიანი გამოყენების თვალსაზრისით, უმჯობესია გამოიყენოთ მხოლოდ ნუმერაცია.

ასეთ დოგმატურ მიდგომას მაშინვე მწვავე კრიტიკა მოჰყვა. კარლ ავგუსტ სტეინჰაილი (1861) კამათობდა ლუთერთან: „რა უპირატესობა აქვს მხოლოდ კლასიკური სახელების გამოყენებას? ახალმა პლანეტებმა მხოლოდ ის უნდა შეგვახსენონ, რომ ოდესღაც კლასიკურ სკოლაში ვსწავლობდით? ასტრონომიას იმდენად ევალება ფილოლოგია, რომ ყველა ამ სახელების დამახსოვრება?

ვესტას (ყველაზე კაშკაშა ასტეროიდთა) სურათი, რომელიც გადაღებულია კოსმოსური ხომალდის მიერ 2012 წელს.

მიუხედავად იმისა, რომ ლუთერის კატეგორიულ მიდგომას ბევრი წინააღმდეგობა შეხვდა, ბერძნულ-რომაული მითოლოგიიდან ახლად აღმოჩენილ ასტეროიდებზე სახელების მინიჭების ტენდენცია საკმაოდ დიდი ხნის განმავლობაში ჭარბობდა. რა თქმა უნდა, იყო ბევრი გამონაკლისი: ყველაზე ნათელი მაგალითია ასტეროიდი (45) ევგენიაღმოაჩინეს 1857 წელს და დაერქვა საფრანგეთის იმპერატრიცა ევგენი დე მონტიხოს, ნაპოლეონ III-ის მეუღლის პატივსაცემად (პირველად ასტეროიდს ეწოდა ცოცხალი ადამიანის სახელი). ასტეროიდი (51) ნემაუზი(გაიხსნა 1858 წელს) დაარქვეს საფრანგეთის ქალაქ ნიმის ლათინური სახელწოდება. ასტეროიდი (77) ფრიგა(გაიხსნა 1862 წელს) ეწოდა ფრიგას, ოდინის მეუღლისა და უზენაესი ქალღმერთის პატივსაცემად. გერმანულ-სკანდინავიურიმითოლოგია. ასტეროიდი (89) ჯულია(გაიხსნა 1866 წელს) ეწოდა ქრისტიანი წმინდანის იულია კორსიკელის სახელი, რომელიც გარდაიცვალა V საუკუნეში. ასტეროიდი (88) ესბეეწოდა ბაბილონის ლეგენდარული გმირის (პირამუსი და თესბე - რომეოსა და ჯულიეტას ბაბილონური ანალოგი). და ასე შემდეგ და ა.შ.. მიუხედავად ამისა, ჩვენ აღვნიშნავთ, რომ სახელებიც კი, რომლებსაც არ ჰქონდათ პირდაპირი ურთიერთობაბერძნულ-რომაულ მითოლოგიაში, მიუხედავად ამისა, ტრადიციის თანახმად, ისინი ითარგმნა ქალურ ფორმაში.

თუმცა ბრძოლა ექსკლუზიურად "კლასიკური" სახელებისთვის გაგრძელდა. იმავე ლუთერმა 1878 წელს განაცხადა: „ასტეროიდების ამჟამინდელი სახელები უფრო მეტია, ვიდრე სხვადასხვა კოსტიუმების ნაზავი. ძალიან მიზანშეწონილია დავუბრუნდეთ ძველ პრეფერენციებს, კლასიკურ მითოლოგიურ სახელებს. ყველა მინიშნებას თავიდან უნდა ავიცილოთ - ჩვენი მეცნიერების ღირსების გულისთვის. მას გამოეხმაურა ჰაინრიხ ბრუნსი (Bruhns, 1878): „საუკეთესო გამოსავალი, როგორც ჩანს, არის ისეთი სახელების თავიდან აცილება, რომლებიც იწვევს ასოციაციებს ცოცხალ ადამიანებთან და მიმდინარე მოვლენებთან. მხოლოდ კლასიკური სახელები იქნება საყოველთაოდ აღიარებული“.

როდესაც აღმოჩენილი ასტეროიდების რაოდენობამ ოთხასს გადააჭარბა, „მითოლოგიური“ ტრადიციის შენარჩუნება კიდევ უფრო რთული გახდა, ვიდრე ადრე. ახალი ასტეროიდების დასახელების არაოფიციალური, მაგრამ ფართოდ მიღებული წესი შემცირდა მხოლოდ ქალის სახელების გამოყენების მოთხოვნამდე. Julius Bauschinger (Bauschinger, 1899; სხვათა შორის, ის იყო ალფრედ ვეგენერის სადოქტორო დისერტაციის კონსულტანტი, რომელმაც მოგვიანებით წამოაყენა კონტინენტური დრეიფის თეორია) როდესაც ის იყო Astronomisches Rechen-Institut-ის დირექტორი, ის კინაღამ დაემუქრა: „არსებობენ მიზეზები, რომ ვთხოვოთ აღმომჩენებს, არ გადაუხვიონ ქალის სახელების გამოყენების ტრადიციას, რადგან ეს წესი - კარგი მიზეზის გამო - მხოლოდ ერთხელ დაირღვა ასტეროიდთან მიმართებაში. (433) ეროსი. მამრობითი ასტეროიდების სახელები არ იქნება მიღებული BAJ-ის მიერ. ჰაინრიხ კრეიტცი (Kreutz, 1899), მაშინდელი AN-ის რედაქტორი, ასევე სრულად ეთანხმება ბაუშინგერს, რომელმაც განაცხადა, რომ მამრობითი სახელებიარ განიხილება AN-ის მიერ. უნდა აღინიშნოს, რომ ასტეროიდი (433) ეროსი 1898 წელს აღმოჩენილი კარლ ვიტის მიერ, მართლაც გახდა პირველი ასტეროიდი კლასიკური მამრობითი სახელით, მაგრამ შემდეგ მას "აპატიეს", რადგან მისი ორბიტა უკიდურესად უჩვეულო აღმოჩნდა იმდროინდელი იდეებისთვის: თუ "კლასიკური ასტეროიდები" მხოლოდ ორბიტებს შორის ბრუნავდა. მარსის და იუპიტერის, შემდეგ ეროსი გახდა პირველი აღმოჩენილი სხეული "დედამიწის მახლობლად ასტეროიდების" ჯგუფიდან, მისი ორბიტის პერიჰელიონი მარსის ორბიტის შიგნით მდებარეობს.

ასტეროიდი ეროსი (2000 წელს NEAR კოსმოსური ხომალდის მიერ გადაღებული ფოტოების სერია, რომელიც აჩვენებს მის ბრუნვას).

ასტეროიდების მხოლოდ ქალის სახელებით დარქმევის ტრადიცია (მაშინაც კი, თუ ქალის სახელი შეიქმნა მხოლოდ ხელოვნურად დაბოლოებების დამატებით -აან -ია) საკმაოდ დიდხანს გაგრძელდა - დაახლოებით მეორე მსოფლიო ომის დასრულებამდე (თუმცა ის არაერთხელ დაირღვა). მაგალითად, ამ ტრადიციის მიხედვით, ასტეროიდი 449 (აღმოჩენილი 1899 წელს და ჰამბურგის სახელი) დასახელდა. ჰამბურგი, ასტეროიდი 662 (აღმოჩენილი 1908 წელს და ეწოდა ქალაქ ნიუტონის, მასაჩუსეტსი) სახელი. ნიუტონიადა ასტეროიდი 932, რომელიც აღმოაჩინეს 1920 წელს და ეწოდა ჰერბერტ ჰუვერის სახელს. ჰუვერიადა ა.შ. ბევრი მაგალითია. ამ ტრადიციიდან საბოლოო გადახვევა გამოცხადდა მცირე პლანეტის ცენტრის ცირკულარში ნომრით 837 (1952): „გაცემის ტრადიცია. ქალის დაბოლოებებიმამრობითი სახელები უკვე ბევრი გამონაკლისია. ამიერიდან შემოთავაზებული სახელები არ იქნება უარყოფილი და არ შეიცვლება, თუ მათ აქვთ მამაკაცური ფორმა."

მიმდინარე პრეფერენციებიასტეროიდების დასახელების შესახებ (ძნელია მათ პირდაპირ ხისტი წესები ვუწოდოთ) ჩამოყალიბდა 1985 წელს. ახლა მუშაობს შემდეგი პროცედურა:
1. პირველ რიგში, ახლად აღმოჩენილ სხეულს ენიჭება დროებითი ალფაციფრული აღნიშვნა (იხ. ზემოთ).
2. როდესაც ახალი სხეულის ორბიტა განისაზღვრება საკმარისი ნდობით (როგორც წესი, ეს მოითხოვს ობიექტზე დაკვირვებას ოთხ ან მეტ ოპოზიციაზე), მცირე პლანეტების ცენტრი მას მუდმივ ნომერს ანიჭებს.
3. მუდმივი სერიული ნომრის მინიჭების შემდეგ, აღმომჩენს ეწვევა ცხედრის მისაცემად საკუთარი სახელი. აღმომჩენმა თავის სახელს უნდა ახლდეს მოკლე ახსნა იმ მიზეზების შესახებ, თუ რატომ თვლის ამ სახელს არჩევანის ღირსად.
4. შემოთავაზებულ სახელწოდებებს განიხილავს და ამტკიცებს საერთაშორისო ასტრონომიული კავშირის სამუშაო ჯგუფი მცირე სხეულების ნომენკლატურაზე.

შემოთავაზებული სახელები ექვემდებარება შემდეგ ფორმალურ მოთხოვნებს (ყოველთვის არ არის დაცული, მაგრამ მაინც ძალიან სასურველია):
1. სახელი არ უნდა შედგებოდეს 16 ასოზე მეტი.
2. ძალიან სასურველია, რომ იგი შედგებოდეს ერთი სიტყვისაგან.
3. სიტყვა უნდა იყოს წარმოთქმადი და აზრი ჰქონდეს სულ მცირე ზოგიერთ ენაზე (ანუ უბრალოდ შემთხვევითი ასოების ნაკრები, როგორიცაა აზზზხფუჰუსავარაუდოდ უარყოფილი იქნება).
4. სახელი არ უნდა იყოს შეურაცხმყოფელი ან უსიამოვნო ასოციაციების მიზეზი.
5. ახალი სახელი არ უნდა იყოს ძალიან მსგავსი მზის სისტემის სხვა ობიექტების არსებულ სახელებთან.
6. შინაური ცხოველების მეტსახელები არ არის დამტკიცებული (თუმცა იყო პრეცედენტები, როდესაც ასტეროიდები დაარქვეს აღმომჩენი შინაური ცხოველების პატივსაცემად).
7. კომერციული ტიპის სახელები (სასაქონლო ნიშნები და ა.შ.) დაუშვებელია.
8. პოლიტიკოსების სახელებზე დაფუძნებული სახელები ან რაიმე სამხედრო ქმედებებთან დაკავშირებული სახელები განიხილება მხოლოდ იმ შემთხვევაში, თუ პერსონაჟის ან მოვლენის გარდაცვალებიდან 100 წელი გავიდა.
9. კომეტებისგან განსხვავებით, ასტეროიდებს ავტომატურად არ ენიჭებათ მათი აღმომჩენების სახელები (თუმცა, არც თუ ისე იშვიათი იყო აღმომჩენების მიერ სხვადასხვა ასტეროიდების ერთმანეთის სახელის დარქმევა). თუმცა, აქ არის გამონაკლისი: ასტროიდი (96747) კრესპოდასილვაეწოდა მისი აღმომჩენის, ლუსი დ'ესკოფიე კრესპო და სილვას პატივსაცემად, რომელმაც აღმოჩენიდან მალევე თავი მოიკლა 22 წლის ასაკში.

ასტეროიდების ცალკეული ჯგუფების (გარკვეული თვისებებით დამახასიათებელი) დასახელებისთვის კვლავ უფრო მკაცრი ტრადიციებია დაცული. მაგალითად, ეგრეთ წოდებული ტროას ასტეროიდები (რომლებიც იუპიტერთან 1:1 რეზონანსში არიან) ტროას ომის გმირების სახელს ატარებენ; ტრანსნეპტუნიური ობიექტები სტაბილური და გრძელვადიანი ორბიტებით იღებენ მითოლოგიურ სახელებს, რომლებიც ასე თუ ისე დაკავშირებულია სამყაროს შექმნასთან და ა.შ.

სახელი ოფიციალური ხდება მცირე პლანეტის ცენტრის ცირკულარში გამოქვეყნების შემდეგ. საერთაშორისო ასტრონომიული კავშირი არ ანიჭებს ტიტულებს ფულისთვის.

2017 წლის 9 ივლისის მდგომარეობით, ცნობილი 734,274 ასტეროიდიდან, 496,815 ასტეროიდს მიენიჭა საბოლოო რიცხვი, ხოლო მათგან მხოლოდ 21,009-ს აქვს შესაბამისი სახელები (ანუ მუდმივი ნომრის მქონე ასტეროიდების საერთო რაოდენობის მხოლოდ ოთხი პროცენტი). ასტეროიდების სახელების უმეტესობა შედგება შვიდი ასოსგან (ინფორმაცია 2003 წლისთვის). ასტეროიდის შემთხვევაში ერთხელ დაირღვა წესი, რომ სახელის სიგრძე არ უნდა აღემატებოდეს 16 სიმბოლოს. (4015) უილსონ-ჰარინგტონი.

Საინტერესო ფაქტები

პირველი ასტეროიდი სახელწოდებით, რომელიც არ იყო დაკავშირებული ძველ მითოლოგიასთან (20) მასალია(გაიხსნა 1852 წელს და ეწოდა ქალაქ მარსელის ბერძნული სახელწოდების მიხედვით).

პირველი ასტეროიდი იყო ცოცხალი ადამიანის სახელი (45) ევგენი(გაიხსნა 1857 წელს და დაარქვეს ნაპოლეონ III-ის მეუღლის ევგენია დე მონტიხოს სახელი).

პირველი ადამიანი, ვისაც ასტეროიდი დაერქვა, იყო ალექსანდრე ფონ ჰუმბოლდტი: ასტეროიდს მისი სახელი დაარქვეს. (54) ალექსანდრააღმოაჩინეს 1858 წელს (შეიძლება ნახოთ, რომ ასტეროიდის სახელი მაინც მიენიჭა ქალის ფორმა; გარდა ამისა, შეიძლება ვივარაუდოთ, რომ სახელი მიენიჭა ალექსანდრას, მითოლოგიური მეფის პრიამის ქალიშვილის პატივსაცემად, მაგრამ აღმომჩენის განზრახვა იყო ასტეროიდის დარქმევა ჰუმბოლდტის საპატივცემულოდ).

მიუხედავად იმისა, რომ შინაური ცხოველების სახელები ახლა "აკრძალულად" ითვლება, არის მსგავსი პრეცედენტები. დიახ, ასტეროიდები. (482) პეტრინადა (483) სეპინაეწოდა აღმომჩენის M.F. Wolf-ის ძაღლების (პიტერი და სეპი) სახელი (ორივე ასტეროიდი აღმოაჩინეს 1902 წელს). დასახელდა 1971 წელს აღმოჩენილ ასტეროიდს (2309) მისტერ სპოკიაღმომჩენის კატის პატივსაცემად (კატამ, თავის მხრივ, მიიღო თავისი მეტსახელი Star Trek სატელევიზიო სერიალის პერსონაჟის პატივსაცემად).

ასტეროიდების სახელებს შორის ასევე შეგიძლიათ იპოვოთ ისეთი უჩვეულო, როგორიცაა (4321) ნულოვანი(ამერიკელი კომიკოსის სამუელ ჯოელ "ნულო" მოსტელის მეტსახელის მიხედვით) (6042) ჩეშირის კატა(სახელი ალისა საოცრებათა ქვეყანაში) (9007) ჯეიმს ბონდი(აქ ასტეროიდის სერიული ნომერი ათამაშდა ხელში), (13579) კენტი(ორიგინში - ალოდდი, ასტროიდის რიგითი რიცხვი შედგება კენტი რიცხვებისაგან აღმავალი წესით), (24680) შანსები(ორიგინში - ალივენი).

ასტეროიდის გასპრას ფოტო (სახელი ყირიმის სოფლის მიხედვით), რომელიც გახდა პირველი ასტეროიდი, რომელიც კოსმოსური ხომალდის მიერ იქნა გამოკვლეული (გალილეო, 1991).

ასტეროიდების სახელები ხშირად ადაპტირებულია ცალკეულ ეროვნულ ენებზე. ასე რომ, პირველი აღმოჩენილი ასტეროიდი (ახლა განიხილება ჯუჯების პლანეტაჩვენ ვუწოდებთ ცერესს, ხოლო მრავალი დასავლური ენა მას ცერესს უწოდებს, ხოლო ბერძნები - და ზოგადად დემეტრეს (Δήμητρα). ბერძნები იუნოს ჰერას უწოდებენ, ვესტას - ჰესტიას და ა.შ., ბერძნულ და რომაულ მითოლოგიას შორის ანალოგიების მიხედვით. ჩინურად, ასტეროიდების კლასიკური სახელები მთავრდება სიმბოლოთი 星 (ვარსკვლავი, ციური სხეული), რომელსაც წინ უძღვის სიმბოლო 神 (ღვთაება) ან 女 (ქალი), და უკვე მის წინ - პერსონაჟი, რომელიც ყველაზე მეტად აღწერს. დამახასიათებელი თვისებაამ ღვთაებას. ასე, მაგალითად, ცერესს ჩინურად უწოდებენ 穀神星 (ანუ "მარცვლეულის ღვთაების პლანეტას"), პალასს - 智神星 (ანუ "სიბრძნის ღვთაების პლანეტას") და ა.შ.

იყო სამი პარადოქსული შემთხვევა, როდესაც ასტეროიდებმა მოახერხეს საკუთარი სახელის მოპოვება მუდმივი სერიული ნომრის მიღებამდეც კი (ანუ, სანამ მათი ორბიტა საიმედოდ გამოითვლებოდა). Ესენი არიან (1862) აპოლონი(გაიხსნა 1932 წელს, მაგრამ მუდმივი ნომერი მიიღო მხოლოდ 1973 წელს), (2101) ადონისი(გაიხსნა 1936 წელს, მაგრამ მუდმივი ნომერი მიიღო მხოლოდ 1977 წელს) და (69230) ჰერმესი(გაიხსნა 1937 წელს, მაგრამ მუდმივი ნომერი მიიღო მხოლოდ 2003 წელს). აღმოჩენის თარიღსა და მუდმივი ნომრის მინიჭების თარიღს შორის ინტერვალში ეს ასტეროიდები „დაკარგულად“ ითვლებოდა. "დაკარგული", მაგრამ მოგვიანებით "ხელახლა აღმოჩენილი" ასტეროიდები, დაახლოებით ორი ათეულია. დაახლოებით 1-2 ათიათასობით ასტეროიდია, რომლებიც მხოლოდ რამდენიმე დღის განმავლობაში აკვირდებოდნენ და საბოლოოდ დაიკარგნენ (ანუ, ჯერ კიდევ არ არის ნაპოვნი).

იმისდა მიუხედავად, რომ ციური სხეულების ნომენკლატურა, როგორც იქნა, ძალიან სერიოზული რამ არის, ის შეიცავს აბსურდულობის, უცნაურობისა და ერთი შეხედვით მიუღებელი დამთხვევების მრავალ მაგალითს. მაგალითად, ბევრ ასტეროიდს და ძირითადი პლანეტების თანამგზავრს აქვს იგივე სახელები: ევროპა (იუპიტერის მთვარე) და ასტეროიდი. (52) ევროპა, პანდორა (სატურნის მთვარე) და ასტეროიდი (55) პანდორადა ა.შ. ხანდახან სახელები ერთი და იგივეა, მაგრამ განსხვავებული წარმოშობა: მაგალითად, ასტეროიდი (218) ბიანკაეწოდა ავსტრიელი საოპერო მომღერლის ბიანკას (ნამდვილი სახელი ბერტა შვარცი) სახელი, ხოლო ურანის მთვარე ბიანკას სახელი ეწოდა შექსპირის პერსონაჟის "The Taming of the Shrew". ხშირად სახელები მსგავსია და ზოგიერთ ენაში "იკვეთება" კიდეც: მაგალითად, იუპიტერ კალისტოს თანამგზავრი ლათინური ანბანის ენებში აღინიშნება როგორც კალისტო, ხოლო ასტეროიდი. (204) კალისტო-უკვე კალისტოსავით.

დაბოლოს, საკმაოდ ხშირად ასტეროიდებს განსხვავებული სახელები აქვთ, მაგრამ ეს სახელები ერთსა და იმავე რეფერენტს ეხება (ხშირად ჩვენ ვსაუბრობთ სიტუაციებზე, როდესაც სახელისთვის გამოიყენებოდა ანალოგები ბერძნულ და რომაულ მითოლოგიურ პერსონაჟებს შორის). ასე რომ, მთვარის გარდა (დედამიწის თანამგზავრი), არის ასტეროიდი (580) სელენა(სელენა არის მთვარის ბერძნული სახელი), ასტეროიდის სახელი (4341) პოსეიდონიარის ბერძნული ეკვივალენტი ლათინური სახელიპლანეტა ნეპტუნი. ასტეროიდები (433) ეროსი, (763) კუპიდონიდა (1221) კუპიდონიმიმართეთ იმავე რეფერენტს. შეადარე ასევე (2063) ბაკუსიდა (3671) დიონისე. ან აქ არის უფრო სახალისო "გადაკვეთები": (1125) ჩინეთიდა (3789) ჟონგუო (ჟონგუო- ჩინეთის სახელი ჩინურად), (14335) ალექსოსიპოვიდა (152217) აკოსიპოვი(ორივეს საბჭოთა და უკრაინელი ასტრონომის ალექსანდრე ოსიპოვის სახელი ეწოდა).

პასუხი გამოცანაზე
დასაწყისისთვის შეგახსენებთ კითხვას: რომელ ნახევარმთვარში და რა თანმიმდევრობით იქნა აღმოჩენილი ციური სხეული დროებითი აღნიშვნით 2003 VB 12?

პასუხი: ეს ასტეროიდი იყო 302-ე ასტეროიდი, რომელიც აღმოაჩინეს 2003 წლის ნოემბრის პირველ ნახევარში. გახსნის წელი ნათელია. პირველი ასო V მიუთითებს ნოემბრის პირველ ნახევარზე (V არის ლათინური ანბანის 22-ე ასო, მაგრამ ასო I არ გამოიყენება ამ სისტემაში, 22 გამოკლებული 1 იძლევა 21-ს, ანუ ეს არის მეთერთმეტე თვის პირველი ნახევარი. ). ციფრული ინდექსი 12 გვიჩვენებს, რომ ოცდახუთი "მეორე" ასოების თანმიმდევრობა (შეგახსენებთ - არ გამოიყენება) 12-ჯერ განმეორდა (ანუ ვამრავლებთ 12-ს 25-ზე და ვიღებთ 300-ს). შემდეგი, ჩვენ ვუყურებთ მეორე ასოს აღნიშვნაში - B, ლათინური ანბანის მეორე ასო. 300-ს ვუმატებთ 2-ს და მივიღებთ 302-ს. საუბარია სხეულზე მინიჭებულ დროებით აღნიშვნაზე, რომელიც ახლა უფრო ცნობილია ტრანსნეპტუნიური ობიექტის სედნას სახელით.

ასტეროიდები შედარებით მცირე ციური სხეულებია, რომლებიც მზის გარშემო ბრუნავს. ისინი ზომითა და მასით მნიშვნელოვნად ჩამორჩებიან პლანეტებს, აქვთ არარეგულარული ფორმა და არ აქვთ ატმოსფერო.

საიტის ამ განყოფილებაში ყველას შეუძლია გაიგოს ბევრი საინტერესო ფაქტი ასტეროიდების შესახებ. შეიძლება ზოგიერთს უკვე იცნობთ, ზოგი კი თქვენთვის ახალი იქნება. ასტეროიდები კოსმოსის საინტერესო სპექტრია და გეპატიჟებით გაეცნოთ მათ რაც შეიძლება დეტალურად.

ტერმინი „ასტეროიდი“ პირველად გამოიგონა ცნობილმა კომპოზიტორმა ჩარლზ ბერნიმ და გამოიყენა უილიამ ჰერშელმა იმის საფუძველზე, რომ ეს ობიექტები, ტელესკოპით დათვალიერებისას, ვარსკვლავების წერტილებს ჰგავს, პლანეტები კი დისკებს.

ჯერ კიდევ არ არსებობს ტერმინი „ასტეროიდის“ ზუსტი განმარტება. 2006 წლამდე ასტეროიდებს მცირე პლანეტებს ეძახდნენ.

ძირითადი პარამეტრი, რომლითაც ისინი კლასიფიცირდება არის სხეულის ზომა. ასტეროიდებს მიეკუთვნება სხეულები, რომელთა დიამეტრი 30 მ-ზე მეტია, ხოლო უფრო მცირე ზომის სხეულებს მეტეორიტები ეწოდება.

2006 წელს, საერთაშორისო ასტრონომიულმა კავშირმა ასტეროიდების უმეტესობა კლასიფიცირდა, როგორც პატარა სხეულები ჩვენს მზის სისტემაში.

დღემდე, მზის სისტემაში ასობით ათასი ასტეროიდია გამოვლენილი. 2015 წლის 11 იანვრის მდგომარეობით, მონაცემთა ბაზა შეიცავს 670474 ობიექტს, საიდანაც 422636 ორბიტაა, მათ აქვთ ოფიციალური ნომერი, მათგან 19 ათასზე მეტს ოფიციალური სახელები ჰქონდა. მეცნიერთა აზრით, მზის სისტემაში შეიძლება იყოს 1,1-დან 1,9 მილიონამდე ობიექტი 1კმ-ზე მეტი. აქამდე ცნობილი ასტეროიდების უმეტესობა ასტეროიდთა სარტყელშია იუპიტერისა და მარსის ორბიტებს შორის.

მზის სისტემის უდიდესი ასტეროიდი არის ცერერა, რომლის ზომებია დაახლოებით 975x909 კმ, მაგრამ 2006 წლის 24 აგვისტოდან იგი კლასიფიცირებულია როგორც ჯუჯა პლანეტა. დანარჩენ ორ დიდ ასტეროიდს (4) ვესტა და (2) პალასს აქვს დიამეტრი დაახლოებით 500 კმ. უფრო მეტიც, (4) ვესტა არის ასტეროიდების სარტყლის ერთადერთი ობიექტი, რომელიც შეუიარაღებელი თვალით ჩანს. ყველა ასტეროიდი, რომელიც მოძრაობს სხვა ორბიტაზე, შეიძლება მიკვლეული იყოს ჩვენი პლანეტის მახლობლად გავლის პერიოდში.

რაც შეეხება მთავარ სარტყელში მყოფი ყველა ასტეროიდის მთლიან წონას, ის შეფასებულია 3.0 - 3.6 1021 კგ, რაც შეადგენს მთვარის წონის დაახლოებით 4%-ს. თუმცა, ცერესის მასა შეადგენს მთლიანი მასის დაახლოებით 32%-ს (9,5 1020 კგ), ხოლო სამ სხვა დიდ ასტეროიდთან ერთად - (10) Hygiea, (2) Pallas, (4) Vesta - 51%, ანუ, ასტეროიდების უმეტესობა უმნიშვნელოდ განსხვავდება ასტრონომიული სტანდარტებით.

ასტეროიდების შესწავლა

მას შემდეგ, რაც 1781 წელს უილიამ ჰერშელმა აღმოაჩინა პლანეტა ურანი, დაიწყო ასტეროიდების პირველი აღმოჩენები. ასტეროიდების საშუალო ჰელიოცენტრული მანძილი შეესაბამება ტიციუს-ბოდეს წესს.

ფრანც ქსავერმა შექმნა ოცდაოთხი ასტრონომისგან შემდგარი ჯგუფი მე-18 საუკუნის ბოლოს. 1789 წლიდან დაწყებული, ეს ჯგუფი სპეციალიზირებული იყო პლანეტის ძიებაში, რომელიც, ტიციუს-ბოდეს წესის თანახმად, უნდა მდებარეობდეს მზისგან დაახლოებით 2,8 ასტრონომიული ერთეულის (AU) მანძილზე, კერძოდ, იუპიტერისა და მარსის ორბიტებს შორის. მთავარი ამოცანა იყო კონკრეტულ მომენტში ზოდიაქოს თანავარსკვლავედების მიდამოში მდებარე ვარსკვლავების კოორდინატების აღწერა. კოორდინატები შემოწმდა მომდევნო ღამეებში, დადგინდა შორ მანძილზე მოძრავი ობიექტები. მათი ვარაუდით, სასურველი პლანეტის გადაადგილება საათში დაახლოებით ოცდაათი რკალი წამი უნდა იყოს, რაც ძალიან შესამჩნევი იქნებოდა.

პირველი ასტეროიდი ცერერა აღმოაჩინა იტალიელმა პიაციომ, რომელიც ამ პროექტში არ მონაწილეობდა, სრულიად შემთხვევით, საუკუნის პირველ ღამეს - 1801 წ. დანარჩენი სამი - (2) პალასი, (4) ვესტა და (3) ჯუნო - აღმოაჩინეს მომდევნო რამდენიმე წელიწადში. უახლესი (1807 წელს) იყო ვესტა. კიდევ რვა წლის უაზრო ძიების შემდეგ, ბევრმა ასტრონომმა გადაწყვიტა, რომ მეტი არაფერი იყო მოსაძებნი და უარი თქვა მცდელობებზე.

მაგრამ კარლ ლუდვიგ ჰენკემ გამოიჩინა გამძლეობა და 1830 წელს მან კვლავ დაიწყო ახალი ასტეროიდების ძებნა. 15 წლის შემდეგ მან აღმოაჩინა ასტრეა, რომელიც 38 წლის განმავლობაში პირველი ასტეროიდი იყო. და 2 წლის შემდეგ აღმოვაჩინე ჰებე. ამის შემდეგ სამუშაოს სხვა ასტრონომები შეუერთდნენ და შემდეგ ყოველწლიურად აღმოაჩინეს მინიმუმ ერთი ახალი ასტეროიდი (გარდა 1945 წლისა).

ასტეროიდების ძიების ასტროფოტოგრაფიის მეთოდი პირველად გამოიყენა მაქს ვოლფმა 1891 წელს, რომლის მიხედვითაც ასტეროიდები ტოვებენ მსუბუქ მოკლე ხაზებს ფოტოზე ხანგრძლივი ექსპოზიციის პერიოდით. ამ მეთოდმა საგრძნობლად დააჩქარა ახალი ასტეროიდების აღმოჩენა ადრე გამოყენებული ვიზუალური დაკვირვების მეთოდებთან შედარებით. მაქს ვოლფმა დამოუკიდებლად აღმოაჩინა 248 ასტეროიდი, მაშინ როცა მანამდე ცოტამ მოახერხა 300-ზე მეტის პოვნა. დღესდღეობით 385000 ასტეროიდს აქვს ოფიციალური ნომერი და მათგან 18000-ს სახელიც აქვს.

ხუთი წლის წინ, ასტრონომთა ორმა დამოუკიდებელმა ჯგუფმა ბრაზილიიდან, ესპანეთიდან და აშშ-დან გამოაცხადა, რომ მათ ერთდროულად აღმოაჩინეს წყლის ყინული თემისის, ერთ-ერთი უდიდესი ასტეროიდის ზედაპირზე. მათმა აღმოჩენამ შესაძლებელი გახადა გაერკვია წყლის წარმოშობა ჩვენს პლანეტაზე. არსებობის დასაწყისში ის ძალიან ცხელა, ვერ შეინარჩუნა დიდი რიცხვიწყალი. ეს ნივთიერება მოგვიანებით გამოჩნდა. მეცნიერებმა ვარაუდობდნენ, რომ კომეტებმა წყალი მოიტანეს დედამიწაზე, მაგრამ მხოლოდ წყლის იზოტოპური შემადგენლობა კომეტებსა და ხმელეთის წყალში არ ემთხვევა. აქედან გამომდინარე, შეიძლება ვივარაუდოთ, რომ ის დედამიწას ასტეროიდებთან შეჯახებისას დაეჯახა. ამავდროულად, მეცნიერებმა თემისზე აღმოაჩინეს რთული ნახშირწყალბადები, მათ შორის. მოლეკულები სიცოცხლის წინამორბედები არიან.

ასტეროიდების სახელი

თავდაპირველად ასტეროიდებს ეძახდნენ ბერძნული და რომაული მითოლოგიის გმირების სახელებს, მოგვიანებით აღმომჩენებს შეეძლოთ მათი დარქმევა რაც სურდათ, საკუთარი სახელით. თავიდან ასტეროიდებს თითქმის ყოველთვის აძლევდნენ მდედრობითი სქესის სახელებს, ხოლო მხოლოდ იმ ასტეროიდებს, რომლებსაც უჩვეულო ორბიტა ჰქონდათ, იღებდნენ მამრობითი სახელები. Დროთა განმავლობაში ამ წესსშეწყვიტა დაკვირვება.

აღსანიშნავია, რომ ყველა ასტეროიდს არ შეუძლია მიიღოს სახელი, მაგრამ მხოლოდ ერთი, რომლის ორბიტაც საიმედოდ არის გათვლილი. ხშირად იყო შემთხვევები, როდესაც ასტეროიდს სახელი ეწოდა აღმოჩენიდან მრავალი წლის შემდეგ. ორბიტის გამოთვლამდე ასტეროიდს მიენიჭა მხოლოდ დროებითი აღნიშვნა, რომელიც წარმოადგენს მისი აღმოჩენის თარიღს, მაგალითად, 1950 წ. პირველი ასო ნიშნავს ნახევარმთვარის რაოდენობას წელიწადში (მაგალითად, როგორც ხედავთ, ეს არის თებერვლის მეორე ნახევარი), შესაბამისად, მეორე აღნიშნავს მის სერიულ ნომერს მითითებულ ნახევარმთვარში (როგორც ხედავთ, ეს ასტეროიდი პირველად აღმოაჩინეს). რიცხვები, როგორც თქვენ ალბათ მიხვდებით, წარმოადგენს წელს. ვინაიდან არსებობს 26 ინგლისური ასო და 24 ნახევარმთვარე, ორი ასო არასოდეს ყოფილა გამოყენებული აღნიშვნაში: Z და I. იმ შემთხვევაში, თუ ნახევარმთვარის დროს აღმოჩენილი ასტეროიდების რაოდენობა 24-ზე მეტია, მეცნიერები დაუბრუნდნენ ანბანის საწყისს. კერძოდ, მეორე ასოს დაწერა - 2, შესაბამისად, მომდევნო დაბრუნებაზე - 3 და ა.შ.

ასტეროიდის სახელწოდება სახელის მიღების შემდეგ შედგება სერიული ნომრისგან (ნომრისგან) და სახელისგან - (8) ფლორა, (1) ცერერა და ა.შ.

ასტეროიდების ზომისა და ფორმის განსაზღვრა

ასტეროიდების დიამეტრის გაზომვის პირველი მცდელობები, ძაფის მიკრომეტრით ხილული დისკების პირდაპირი გაზომვის მეთოდით, გაკეთდა იოჰან შროტერმა და უილიამ ჰერშელმა 1805 წელს. შემდეგ, მე-19 საუკუნეში, სხვა ასტრონომებმა ზუსტად გაზომეს ყველაზე კაშკაშა ასტეროიდები. ამ მეთოდის მთავარი მინუსი არის შედეგების მნიშვნელოვანი შეუსაბამობები (მაგალითად, ასტრონომების მიერ მიღებული ცერერას მაქსიმალური და მინიმალური ზომები 10-ჯერ განსხვავდებოდა).

ასტეროიდების ზომის განსაზღვრის თანამედროვე მეთოდები შედგება პოლარმეტრია, თერმული და ტრანზიტული რადიომეტრია, ლაქების ინტერფერომეტრია და რადარის მეთოდი.

ერთ-ერთი ყველაზე ხარისხიანი და მარტივი ტრანზიტის მეთოდია. როდესაც ასტეროიდი მოძრაობს დედამიწასთან შედარებით, მას შეუძლია გაიაროს განცალკევებული ვარსკვლავის ფონზე. ეს ფენომენი ცნობილია როგორც ვარსკვლავების ასტეროიდული დაფარვა. ვარსკვლავის დაბნელების ხანგრძლივობის გაზომვით და ასტეროიდამდე მანძილის შესახებ მონაცემების გაზომვით, მისი ზომის ზუსტად განსაზღვრა შეიძლება. ამ მეთოდის წყალობით, შესაძლებელია ზუსტად გამოვთვალოთ დიდი ასტეროიდების ზომა, როგორიცაა პალასი.

თავად პოლარიმეტრიის მეთოდი შედგება ასტეროიდის სიკაშკაშის მიხედვით ზომის განსაზღვრაში. მზის შუქის რაოდენობა, რომელსაც ის ასახავს, ​​დამოკიდებულია ასტეროიდის ზომაზე. მაგრამ მრავალი თვალსაზრისით, ასტეროიდის სიკაშკაშე დამოკიდებულია ასტეროიდის ალბედოზე, რომელიც განისაზღვრება ასტეროიდის ზედაპირის შემადგენლობით. მაგალითად, მაღალი ალბედოს გამო, ასტეროიდი ვესტა ოთხჯერ მეტ სინათლეს ირეკლავს, ვიდრე ცერერა და ითვლება ყველაზე თვალსაჩინო ასტეროიდად, რომლის დანახვა ხშირად შესაძლებელია შეუიარაღებელი თვალითაც კი.

თუმცა, თავად ალბედოს დადგენა ასევე ძალიან ადვილია. რაც უფრო დაბალია ასტეროიდის სიკაშკაშე, ანუ რაც უფრო ნაკლებ ირეკლავს მზის რადიაციას ხილულ დიაპაზონში, მით მეტს შთანთქავს, შესაბამისად, გაცხელების შემდეგ, სითბოს სახით ასხივებს მას ინფრაწითელ დიაპაზონში.

ის ასევე შეიძლება გამოყენებულ იქნას ასტეროიდის ფორმის გამოსათვლელად ბრუნვის დროს მისი სიკაშკაშის ცვლილების რეგისტრირებით და ამ ბრუნვის პერიოდის დასადგენად, ასევე ზედაპირზე ყველაზე დიდი სტრუქტურების იდენტიფიცირებისთვის. გარდა ამისა, ინფრაწითელი ტელესკოპების შედეგები გამოიყენება ზომების დასადგენად თერმული რადიომეტრიით.

ასტეროიდები და მათი კლასიფიკაცია

ასტეროიდების ზოგადი კლასიფიკაცია ეფუძნება მათი ორბიტების მახასიათებლებს, ასევე აღწერილობას ხილული სპექტრიმზის შუქი აირეკლება მათი ზედაპირით.

ასტეროიდები ჩვეულებრივ გაერთიანებულია ჯგუფებად და ოჯახებად მათი ორბიტების მახასიათებლების მიხედვით. ყველაზე ხშირად, ასტეროიდების ჯგუფს ამ ორბიტაზე აღმოჩენილი პირველი ასტეროიდის სახელი ეწოდა. ჯგუფები შედარებით ფხვიერი წარმონაქმნია, ხოლო ოჯახები უფრო მკვრივია, წარმოიქმნება წარსულში დიდი ასტეროიდების განადგურების დროს სხვა ობიექტებთან შეჯახების შედეგად.

სპექტრული კლასები

ბენ ზელნერმა, დევიდ მორისონმა, კლარკ რ. შამპინმა 1975 წელს შეიმუშავეს ასტეროიდების ზოგადი კლასიფიკაციის სისტემა, რომელიც დაფუძნებული იყო მზის არეკლილი სინათლის ალბედოს, ფერსა და სპექტრულ მახასიათებლებზე. თავიდანვე ამ კლასიფიკაციამ განსაზღვრა ასტეროიდების მხოლოდ 3 ტიპი, კერძოდ:

კლასი C - ნახშირბადი (ყველაზე ცნობილი ასტეროიდები).

კლასი S - სილიკატური (ცნობილი ასტეროიდების დაახლოებით 17%).

კლასი M - მეტალი.

ეს სია გაფართოვდა, რადგან უფრო და უფრო მეტი ასტეროიდი იქნა შესწავლილი. გამოჩნდა შემდეგი კლასები:

კლასი A - აქვთ მაღალი ალბედო და მოწითალო ფერი სპექტრის ხილულ ნაწილში.

კლასი B - მიეკუთვნება C კლასის ასტეროიდებს, მხოლოდ ისინი არ შთანთქავენ ტალღებს 0,5 მიკრონი ქვემოთ და მათი სპექტრი ოდნავ მოლურჯოა. ზოგადად, ალბედო უფრო მაღალია სხვა ნახშირბადის ასტეროიდებთან შედარებით.

კლასი D - აქვთ დაბალი ალბედო და თანაბარი მოწითალო სპექტრი.

კლასი E - ამ ასტეროიდების ზედაპირი შეიცავს ენსტატიტს და ჰგავს აქონდრიტებს.

კლასი F – B კლასის ასტეროიდების მსგავსი, მაგრამ არ აქვთ „წყლის“ კვალი.

კლასი G - აქვს დაბალი ალბედო და თითქმის ბრტყელი არეკვლის სპექტრი ხილულ დიაპაზონში, რაც მიუთითებს ულტრაიისფერი სხივების ძლიერ შთანთქმაზე.

კლასი P - ისევე როგორც D კლასის ასტეროიდები, ისინი გამოირჩევიან დაბალი ალბედოით და გლუვი მოწითალო სპექტრით, რომელსაც არ გააჩნია მკაფიო შთანთქმის ხაზები.

კლასი Q - აქვს პიროქსენისა და ოლივინის ფართო და ნათელი ხაზები 1 მიკრონი ტალღის სიგრძეზე და თვისებები, რომლებიც მიუთითებს ლითონის არსებობაზე.

კლასი R - აქვთ შედარებით მაღალი ალბედო და აქვთ მოწითალო არეკვლის სპექტრი 0,7 მიკრონი სიგრძით.

კლასი T - ახასიათებს მოწითალო სპექტრი და დაბალი ალბედო. სპექტრი D და P კლასის ასტეროიდების მსგავსია, მაგრამ დახრილობით შუალედურია.

V კლასი - ხასიათდება ზომიერი კაშკაშა და უფრო მსგავსი ზოგადი S კლასი, რომლებიც ასევე ძირითადად შედგება სილიკატების, ქვისა და რკინისგან, მაგრამ გამოირჩევიან პიროქსენის მაღალი შემცველობით.

კლასი J არის ასტეროიდების კლასი, რომლებიც, სავარაუდოდ, ვესტას შიგნიდან ჩამოყალიბდა. მიუხედავად იმისა, რომ მათი სპექტრები ახლოსაა V კლასის ასტეროიდების სპექტრთან, ტალღის სიგრძეზე 1 მიკრონი ისინი გამოირჩევიან ძლიერი შთანთქმის ხაზებით.

გასათვალისწინებელია, რომ ცნობილი ასტეროიდების რაოდენობა, რომლებიც მიეკუთვნებიან გარკვეულ ტიპს, სულაც არ შეესაბამება რეალობას. ბევრი ტიპის დადგენა რთულია, ასტეროიდის ტიპი შეიძლება შეიცვალოს უფრო დეტალური კვლევებით.

ასტეროიდის ზომის განაწილება

ასტეროიდების ზომის ზრდასთან ერთად მათი რიცხვი შესამჩნევად შემცირდა. მიუხედავად იმისა, რომ ეს ზოგადად ძალაუფლების კანონს მიჰყვება, არის მწვერვალები 5 და 100 კილომეტრზე, სადაც უფრო მეტი ასტეროიდია, ვიდრე ლოგარითმული განაწილებით იყო ნაწინასწარმეტყველები.

როგორ წარმოიქმნა ასტეროიდები

მეცნიერები თვლიან, რომ ასტეროიდულ სარტყელში პლანეტები ვითარდებოდა ზუსტად ისევე, როგორც მზის ნისლეულის სხვა რაიონებში, სანამ პლანეტა იუპიტერს არ მიაღწევდა ამჟამინდელ მასას, რის შემდეგაც, იუპიტერთან ორბიტალური რეზონანსის შედეგად, პლანეტების 99% იყო. ქამრიდან ამოგდებული. მოდელირება და ნახტომი სპექტრულ თვისებებში და ბრუნვის სიჩქარის განაწილებაში აჩვენებს, რომ 120 კილომეტრზე მეტი დიამეტრის ასტეროიდები წარმოიქმნება აკრეციის შედეგად ამ ადრეულ ეპოქაში, ხოლო პატარა სხეულები არის ფრაგმენტები სხვადასხვა ასტეროიდებს შორის შეჯახების შედეგად, იუპიტერის გრავიტაციული გაფანტვის შემდეგ. ვესტიმ და ცერესმა მიიღეს საერთო ზომა გრავიტაციული დიფერენციაციისთვის, რომლის დროსაც მძიმე ლითონები ჩაიძირა ბირთვში და ქერქი წარმოიქმნა შედარებით კლდოვანი ქანებისგან. რაც შეეხება ნიცას მოდელს, კოიპერის სარტყლის მრავალი ობიექტი ჩამოყალიბდა გარე ასტეროიდთა სარტყელში, 2,6 ასტრონომიულ ერთეულზე მეტ მანძილზე. მოგვიანებით, მათი უმეტესობა იუპიტერის გრავიტაციამ გადააგდო, მაგრამ ისინი, რომლებიც გადარჩნენ, შეიძლება მიეკუთვნებოდეს D კლასის ასტეროიდებს, მათ შორის ცერესს.

ასტეროიდების საფრთხე და საფრთხე

იმისდა მიუხედავად, რომ ჩვენი პლანეტა მნიშვნელოვნად აღემატება ყველა ასტეროიდს, 3 კილომეტრზე დიდ სხეულთან შეჯახებამ შეიძლება გამოიწვიოს ცივილიზაციის განადგურება. თუ ზომა უფრო მცირეა, მაგრამ 50 მ-ზე მეტი დიამეტრით, მაშინ ამან შეიძლება გამოიწვიოს გიგანტური ეკონომიკური ზიანი, მათ შორის მრავალი მსხვერპლი.

რაც უფრო მძიმე და დიდია ასტეროიდი, მით უფრო სახიფათოა ის, შესაბამისად, მაგრამ ამ შემთხვევაში მისი იდენტიფიცირებაც გაცილებით ადვილია. ამ დროისთვის ყველაზე საშიში ასტეროიდი აპოფისია, რომლის დიამეტრი დაახლოებით 300 მეტრია, მასთან შეჯახებისას შეიძლება მთელი ქალაქი განადგურდეს. მაგრამ, მეცნიერთა აზრით, ზოგადად, დედამიწასთან შეჯახებისას კაცობრიობას არანაირ საფრთხეს არ უქმნის.

ასტეროიდი 1998 QE2 პლანეტას მაქსიმუმ 2013 წლის 1 ივნისს მიუახლოვდა ახლო კვარტლები(5,8 მილიონი კმ) ბოლო ორასი წლის განმავლობაში.

გადაღებული ასტეროიდების კომპოზიტური სურათი (მასშტაბამდე). მაღალი გარჩევადობა. 2011 წლისთვის ეს იყო, უდიდესიდან პატარამდე: (4) ვესტა, (21) ლუტეცია, (253) მატილდა, (243) იდა და მისი თანამგზავრი დაქტილი, (433) ეროსი, (951) გასპრა, (2867) სტეინსი, (25143) იტოკავა

ასტეროიდი (2006 წლამდე გავრცელებული სინონიმი - მცირე პლანეტა ) არის შედარებით პატარა ციური სხეული, რომელიც ბრუნავს გარშემო. ასტეროიდები საგრძნობლად ჩამორჩებიან მასით და ზომით, აქვთ არარეგულარული ფორმა და არ აქვთ, თუმცა შეიძლება ჰქონდეთ.

განმარტებები

ასტეროიდის (4) ვესტას, ჯუჯა პლანეტა ცერესისა და მთვარის შედარებითი ზომები. გარჩევადობა 20 კმ პიქსელზე

ტერმინი ასტეროიდი (ძველი ბერძნული ἀστεροειδής - "ვარსკვლავის მსგავსი", ἀστήρ - "ვარსკვლავი" და εἶδος - "გარეგნობა, გარეგნობა, ხარისხი") გამოიგონა კომპოზიტორმა ჩარლზ ბერნიმ და შემოიღო უილიამ ჰერშელმა იმის საფუძველზე, რომ ეს ობიექტები. ტელესკოპით დათვალიერებისას ისინი წერტილებს ჰგავდნენ, განსხვავებით პლანეტებისგან, რომლებიც ტელესკოპით დათვალიერებისას დისკებს ჰგავს. ტერმინი "ასტეროიდის" ზუსტი განმარტება ჯერ კიდევ არ არის დადგენილი. 2006 წლამდე ასტეროიდებს ასევე უწოდებდნენ მცირე პლანეტებს.

მთავარი პარამეტრი, რომლითაც ხდება კლასიფიკაცია, არის სხეულის ზომა. 30 მ-ზე მეტი დიამეტრის მქონე სხეულები ასტეროიდებად ითვლება, უფრო პატარა სხეულებს უწოდებენ.

2006 წელს საერთაშორისო ასტრონომიულმა კავშირმა ასტეროიდების უმეტესობა კლასიფიცირდება როგორც.

ასტეროიდები მზის სისტემაში

მთავარი ასტეროიდული სარტყელი ( თეთრი ფერი) და იუპიტერის ტროას ასტეროიდები (მწვანე)

IN ამჟამადმზის სისტემაში ასობით ათასი ასტეროიდი აღმოაჩინეს. 2015 წლის 11 იანვრის მდგომარეობით, მონაცემთა ბაზაში იყო 670 474 ობიექტი, საიდანაც 422 636-ს ჰქონდა ზუსტი ორბიტა და მინიჭებული ჰქონდა ოფიციალური ნომერი, მათგან 19 000-ზე მეტს ჰქონდა ოფიციალურად დამტკიცებული სახელები. ვარაუდობენ, რომ მზის სისტემაში შეიძლება იყოს 1,1-დან 1,9 მილიონამდე ობიექტი 1 კმ-ზე მეტი. ამჟამად ცნობილი ასტეროიდების უმეტესობა კონცენტრირებულია შიგნით, მდებარეობს ორბიტებსა და .

მზის სისტემაში ყველაზე დიდი ასტეროიდი ითვლებოდა დაახლოებით 975 × 909 კმ ზომით, მაგრამ 2006 წლის 24 აგვისტოდან მან მიიღო სტატუსი. დანარჩენი ორი უდიდესი ასტეროიდი არის (2) პალასი და აქვთ ~500 კმ დიამეტრი. (4) ვესტა ერთადერთი ასტეროიდული სარტყლის ობიექტია, რომლის დაკვირვებაც შეუიარაღებელი თვალით შეიძლება. ასტეროიდები, რომლებიც მოძრაობენ სხვა ორბიტებზე, ასევე შეიძლება დაფიქსირდეს გავლის პერიოდში (მაგალითად, (99942) აპოფისთან).

მთავარი სარტყლის ყველა ასტეროიდის საერთო მასა შეფასებულია 3,0-3,6·10 21 კგ, რაც მასის მხოლოდ დაახლოებით 4%-ია. ცერესის მასა არის 9,5 10 20 კგ, ანუ საერთოს დაახლოებით 32% და სამ უდიდეს ასტეროიდთან ერთად (4) ვესტა (9%), (2) პალასი (7%), (10) ჰიგიეა ( 3% ) - 51%, ანუ ასტეროიდების აბსოლუტურ უმრავლესობას აქვს უმნიშვნელო მასა ასტრონომიული სტანდარტებით.

ასტეროიდების შესწავლა

ასტეროიდების შესწავლა დაიწყო 1781 წელს უილიამ ჰერშელის მიერ პლანეტის აღმოჩენის შემდეგ. მისი საშუალო ჰელიოცენტრული მანძილი ტიციუს-ბოდეს წესთან შესაბამისობაში აღმოჩნდა.

IN გვიანი XVIIIსაუკუნეში ფრანც ქსავერმა მოაწყო 24 ასტრონომთა ჯგუფი. 1789 წლიდან ეს ჯგუფი ეძებს პლანეტას, რომელიც ტიციუს-ბოდეს წესით მზიდან დაახლოებით 2,8 ასტრონომიული ერთეულის დაშორებით უნდა ყოფილიყო - მარსის და იუპიტერის ორბიტებს შორის. ამოცანა იყო აღეწერა ყველა ვარსკვლავის კოორდინატები ზოდიაქოს თანავარსკვლავედების მიდამოში გარკვეულ მომენტში. მომდევნო ღამეებში კოორდინატები შემოწმდა და ხაზგასმული იყო ობიექტები, რომლებიც უფრო დიდ მანძილზე მოძრაობდნენ. პლანეტის სავარაუდო გადაადგილება უნდა ყოფილიყო დაახლოებით 30 რკალი წამი საათში, რაც ადვილად შესამჩნევი უნდა ყოფილიყო.

ბედის ირონიით, პირველი ასტეროიდი ცერერა აღმოაჩინა იტალიელმა პიაციმ, რომელიც ამ პროექტში არ მონაწილეობდა, შემთხვევით, 1801 წელს, საუკუნის პირველ ღამეს. სამი სხვა - (2) პალასი, (3) ჯუნო და (4) ვესტა აღმოაჩინეს მომდევნო რამდენიმე წელიწადში - ბოლო, ვესტა, 1807 წელს. კიდევ 8 წლის უშედეგო ძიების შემდეგ, ასტრონომების უმეტესობამ გადაწყვიტა, რომ იქ მეტი არაფერი იყო და შეწყვიტეს კვლევა.

თუმცა, კარლ ლუდვიგ ჰენკემ განაგრძო და 1830 წელს მან განაახლა ახალი ასტეროიდების ძებნა. თხუთმეტი წლის შემდეგ მან აღმოაჩინა ასტრეა, პირველი ახალი ასტეროიდი 38 წლის განმავლობაში. მან ასევე აღმოაჩინა ჰებე ორი წლის შემდეგ. ამის შემდეგ სხვა ასტრონომები შეუერთდნენ ძიებას და შემდეგ ყოველწლიურად აღმოაჩინეს მინიმუმ ერთი ახალი ასტეროიდი (1945 წლის გარდა).

1891 წელს მაქს ვოლფმა პირველმა გამოიყენა ასტროფოტოგრაფიის მეთოდი ასტეროიდების მოსაძებნად, რომლის დროსაც ასტეროიდები ტოვებდნენ მოკლე სინათლის ხაზებს ფოტოებზე ხანგრძლივი ექსპოზიციის პერიოდით. ამ მეთოდმა საგრძნობლად დააჩქარა ახალი ასტეროიდების აღმოჩენა ვიზუალური დაკვირვების ადრე გამოყენებულ მეთოდებთან შედარებით: მაქს ვოლფმა ცალმხრივად აღმოაჩინა 248 ასტეროიდი, დაწყებული (323) ბრიუსიუსით, ხოლო 300-ზე ცოტა მეტი აღმოაჩინეს მასზე ადრე. ახლა, ერთი საუკუნის შემდეგ. 385 ათას ასტეროიდს აქვს ოფიციალური ნომერი და მათგან 18 ათასი სახელიც არის.

2010 წელს ასტრონომთა ორმა დამოუკიდებელმა ჯგუფმა აშშ-დან, ესპანეთიდან და ბრაზილიიდან გამოაცხადა, რომ მათ ერთდროულად აღმოაჩინეს წყლის ყინული ერთ-ერთი უდიდესი სარტყლის ასტეროიდის, თემისის ზედაპირზე. ეს აღმოჩენა საშუალებას გვაძლევს გავიგოთ წყლის წარმოშობა დედამიწაზე. მისი არსებობის დასაწყისში დედამიწა ძალიან ცხელი იყო საკმარისი წყლის შესანახად. ეს ნივთიერება მოგვიანებით უნდა მოსულიყო. ვარაუდობდნენ, რომ კომეტებს შეეძლოთ წყლის მიტანა დედამიწაზე, მაგრამ ხმელეთის წყლისა და კომეტების წყლის იზოტოპური შემადგენლობა არ ემთხვევა. აქედან გამომდინარე, შეიძლება ვივარაუდოთ, რომ წყალი დედამიწაზე ასტეროიდებთან შეჯახების დროს იქნა მოტანილი. მკვლევარებმა თემისზე ასევე აღმოაჩინეს რთული ნახშირწყალბადები, მათ შორის მოლეკულები, რომლებიც სიცოცხლის წინამორბედები არიან.

ასტეროიდების დასახელება

თავიდან ასტეროიდებს მიენიჭათ რომაული და ბერძნული მითოლოგიის გმირების სახელები, მოგვიანებით აღმომჩენებმა მიიღეს უფლება დაერქვათ ისინი რაც მოეწონათ - მაგალითად, საკუთარი სახელით. თავიდან ასტეროიდებს უპირატესად ქალის სახელები ეძლეოდათ, მხოლოდ უჩვეულო ორბიტების მქონე ასტეროიდებს მიიღეს მამრობითი სახელები (მაგალითად, იკარუსი, რომელიც მზეს უახლოვდება). მოგვიანებით ეს წესი აღარ იქნა დაცული.

ყველა ასტეროიდს არ შეუძლია სახელის მოპოვება, მაგრამ მხოლოდ ერთს, რომლის ორბიტაც მეტ-ნაკლებად საიმედოდ არის გათვლილი. ყოფილა შემთხვევები, როდესაც ასტეროიდს სახელი მიენიჭა აღმოჩენიდან ათწლეულების შემდეგ. სანამ ორბიტა არ გამოითვლება, ასტეროიდს ენიჭება დროებითი აღნიშვნა, რომელიც ასახავს მისი აღმოჩენის თარიღს, მაგალითად, 1950 წ. რიცხვები მიუთითებს წელს, პირველი ასო არის ნახევარმთვარის რიცხვი იმ წელს, რომელშიც ასტეროიდი აღმოაჩინეს (ზემოთ მაგალითში ეს არის თებერვლის მეორე ნახევარი). მეორე ასო მიუთითებს ასტეროიდის სერიულ ნომერზე მითითებულ ნახევარმთვარში; ჩვენს მაგალითში პირველი ასტეროიდი აღმოაჩინეს. ვინაიდან არის 24 ნახევარმთვარე და 26 ინგლისური ასო, აღნიშვნაში არ გამოიყენება ორი ასო: I (ერთეულთან მსგავსების გამო) და Z. თუ ნახევარმთვარის დროს აღმოჩენილი ასტეროიდების რაოდენობა 24-ს აჭარბებს, ისინი უბრუნდებიან საწყისს. ანბანის ისევ, მეორე ასოს ინდექსი 2, შემდეგი დაბრუნება - 3 და ა.შ.

სახელის მიღების შემდეგ ასტეროიდის ოფიციალური დასახელება შედგება რიცხვისგან (სერიული ნომერი) და სახელისგან - (1) Ceres, (8) Flora და ა.შ.

ასტეროიდის ფორმისა და ზომის განსაზღვრა

ასტეროიდი (951) გასპრა. ასტეროიდის ერთ-ერთი პირველი სურათი გადაღებული კოსმოსური ხომალდიდან. გადაცემული გალილეოს კოსმოსური ზონდით გასპრაზე ფრენის დროს 1991 წელს (ფერები გაუმჯობესებულია)

ასტეროიდების დიამეტრის გაზომვის პირველი მცდელობები, ძაფის მიკრომეტრით ხილული დისკების პირდაპირი გაზომვის მეთოდით, გაკეთდა უილიამ ჰერშელმა 1802 წელს და იოჰან შროტერმა 1805 წელს. მათ შემდეგ, მე-19 საუკუნეში, სხვა ასტრონომებმა ანალოგიურად გაზომეს ყველაზე კაშკაშა ასტეროიდები. ამ მეთოდის მთავარი მინუსი იყო შედეგების მნიშვნელოვანი შეუსაბამობა (მაგალითად, სხვადასხვა მეცნიერის მიერ მიღებული ცერესის მინიმალური და მაქსიმალური ზომები ათჯერ განსხვავდებოდა).

ასტეროიდების ზომის განსაზღვრის თანამედროვე მეთოდები მოიცავს პოლარიმეტრიის, რადარის, ლაქების ინტერფერომეტრიის, ტრანზიტის და თერმული რადიომეტრიის მეთოდებს.

ერთ-ერთი ყველაზე მარტივი და ხარისხიანი ტრანზიტის მეთოდია. დედამიწასთან შედარებით ასტეროიდის მოძრაობის დროს ის ხანდახან გადის შორეული ვარსკვლავის ფონზე, ამ მოვლენას ასტეროიდის მიერ ვარსკვლავების დაფარვას უწოდებენ. მოცემული ვარსკვლავის სიკაშკაშის შემცირების ხანგრძლივობის გაზომვით და ასტეროიდამდე მანძილის ცოდნით, შეგიძლიათ ზუსტად განსაზღვროთ მისი ზომა. ეს მეთოდი საშუალებას გაძლევთ ზუსტად განსაზღვროთ დიდი ასტეროიდების ზომა, როგორიცაა პალასი.

პოლარიმეტრიული მეთოდი არის ზომის განსაზღვრა ასტეროიდის სიკაშკაშის მიხედვით. რაც უფრო დიდია ასტეროიდი, მით მეტ მზის შუქს ირეკლავს იგი. თუმცა, ასტეროიდის სიკაშკაშე დიდად არის დამოკიდებული ასტეროიდის ზედაპირის ალბედოზე, რაც თავის მხრივ განისაზღვრება მისი შემადგენელი ქანების შემადგენლობით. მაგალითად, ასტეროიდი ვესტა, მისი ზედაპირის მაღალი ალბედოს გამო, 4-ჯერ მეტ სინათლეს ირეკლავს, ვიდრე ცერერა და არის ყველაზე თვალსაჩინო ასტეროიდი ცაზე, რომლის დაკვირვებაც ზოგჯერ შეუიარაღებელი თვალითაც შეიძლება.

თუმცა, თავად ალბედოს დადგენა საკმაოდ მარტივადაც შეიძლება. ფაქტია, რომ რაც უფრო დაბალია ასტეროიდის სიკაშკაშე, ანუ რაც უფრო ნაკლებ ასახავს მზის გამოსხივებას ხილულ დიაპაზონში, მით უფრო შთანთქავს მას და, გაცხელებით, ასხივებს მას შემდეგ სითბოს სახით ინფრაწითელ დიაპაზონში.

პოლარიმეტრიის მეთოდი ასევე შეიძლება გამოყენებულ იქნას ასტეროიდის ფორმის დასადგენად, ბრუნვის დროს მისი სიკაშკაშის ცვლილებების აღრიცხვით და ამ ბრუნვის პერიოდის დასადგენად, ასევე ზედაპირზე დიდი სტრუქტურების იდენტიფიცირებისთვის. გარდა ამისა, ინფრაწითელი ტელესკოპების შედეგები გამოიყენება ზომების დასადგენად თერმული რადიომეტრიის გამოყენებით.

ასტეროიდების კლასიფიკაცია

ასტეროიდების ზოგადი კლასიფიკაცია ეფუძნება მათი ორბიტების მახასიათებლებს და მათი ზედაპირის მიერ არეკლილი მზის ხილული სპექტრის აღწერას.

ორბიტის ჯგუფები და ოჯახები

ასტეროიდები გაერთიანებულია ჯგუფებად და ოჯახებად მათი ორბიტების მახასიათებლების მიხედვით. როგორც წესი, ჯგუფს ერქვა პირველი ასტეროიდის სახელი, რომელიც აღმოაჩინეს მოცემულ ორბიტაზე. ჯგუფები შედარებით თავისუფალი წარმონაქმნებია, ხოლო ოჯახები უფრო მკვრივია, წარმოიქმნება წარსულში სხვა ობიექტებთან შეჯახების შედეგად დიდი ასტეროიდების განადგურების დროს.

სპექტრული კლასები

1975 წელს კლარკ რ. ჩაპმენმა, დევიდ მორისონმა და ბენ ზელნერმა შეიმუშავეს ასტეროიდების კლასიფიკაციის სისტემა ფერის, ალბედოსა და მზის სინათლის სპექტრის ასახული მახასიათებლების საფუძველზე. თავდაპირველად, ამ კლასიფიკაციამ განსაზღვრა ასტეროიდების მხოლოდ სამი ტიპი:

კლასი C - ნახშირბადი, ცნობილი ასტეროიდების 75%.
კლასი S - სილიკატური, ცნობილი ასტეროიდების 17%.
კლასი M - მეტალი, დანარჩენი უმეტესობა.

ეს სია მოგვიანებით გაფართოვდა და ტიპების რაოდენობა კვლავ იზრდება, რადგან უფრო მეტი ასტეროიდი დეტალურად არის შესწავლილი:

კლასი A - ახასიათებს საკმაოდ მაღალი ალბედო (0,17-დან 0,35-მდე) და მოწითალო შეფერილობით სპექტრის ხილულ ნაწილში.
კლასი B - ზოგადად, ისინი მიეკუთვნებიან C კლასის ასტეროიდებს, მაგრამ ისინი თითქმის არ შთანთქავენ ტალღებს 0,5 მიკრონი ქვემოთ და მათი სპექტრი ოდნავ მოლურჯოა. ალბედო ზოგადად უფრო მაღალია, ვიდრე სხვა ნახშირბადის ასტეროიდები.
კლასი D - ახასიათებს ძალიან დაბალი ალბედო (0,02-0,05) და თანაბარი მოწითალო სპექტრი მკაფიო შთანთქმის ხაზების გარეშე.
კლასი E - ამ ასტეროიდების ზედაპირი შეიცავს ისეთ მინერალს, როგორიცაა ენსტატიტი და შესაძლოა აქონდრიტებს დაემსგავსოს.
კლასი F – ზოგადად B კლასის ასტეროიდების მსგავსი, მაგრამ „წყლის“ კვალის გარეშე.
კლასი G - ხასიათდება დაბალი ალბედოს და თითქმის ბრტყელი (და უფერო) ასახვის სპექტრით ხილულ დიაპაზონში, რაც მიუთითებს ულტრაიისფერი შთანთქმის ძლიერ შთანთქმაზე.
P კლასი - D კლასის ასტეროიდების მსგავსად, მათ ახასიათებთ საკმაოდ დაბალი ალბედო, (0,02-0,07) და გლუვი მოწითალო სპექტრი მკაფიო შთანთქმის ხაზების გარეშე.
კლასი Q - 1 მკმ ტალღის სიგრძეზე ამ ასტეროიდების სპექტრში არის ოლივინისა და პიროქსენის ნათელი და ფართო ხაზები და, გარდა ამისა, თვისებები, რომლებიც მიუთითებს ლითონის არსებობაზე.
კლასი R - ხასიათდება შედარებით მაღალი ალბედოსა და მოწითალო არეკვლის სპექტრით 0,7 მკმ სიგრძით.
კლასი T - ხასიათდება დაბალი ალბედო და მოწითალო სპექტრით (ზომიერი შთანთქმით ტალღის სიგრძეზე 0,85 მკმ), რომელიც მსგავსია P- და D კლასის ასტეროიდების სპექტრის, მაგრამ იკავებს შუალედურ პოზიციას ფერდობზე.
V კლასი - ამ კლასის ასტეროიდები ზომიერად კაშკაშა და საკმაოდ ახლოსაა უფრო გავრცელებულ S კლასთან, რომლებიც ასევე ძირითადად შედგება ქვისგან, სილიკატებისა და რკინისგან (ქონდრიტები), მაგრამ S-ში განსხვავდებიან პიროქსენის მაღალი შემცველობით.
კლასი J არის ასტეროიდების კლასი, რომელიც, სავარაუდოდ, ვესტას შიგნიდან ჩამოყალიბდა. მათი სპექტრები ახლოსაა V კლასის ასტეროიდების სპექტრთან, მაგრამ ისინი გამოირჩევიან განსაკუთრებით ძლიერი შთანთქმის ხაზებით ტალღის სიგრძეზე 1 μm.

გასათვალისწინებელია, რომ ცნობილი ასტეროიდების რაოდენობა, რომლებიც მინიჭებულია რომელიმე ტიპზე, სულაც არ შეესაბამება რეალობას. ზოგიერთი ტიპის დადგენა საკმაოდ რთულია და გარკვეული ასტეროიდის ტიპი შეიძლება შეიცვალოს უფრო ფრთხილად გამოკვლევით.

სპექტრული კლასიფიკაციის პრობლემები

თავდაპირველად, სპექტრული კლასიფიკაცია ეფუძნებოდა ასტეროიდებს სამი ტიპის მასალას:

C კლასი - ნახშირბადი (კარბონატები).
კლასი S - სილიციუმი (სილიკატები).
კლასი M - მეტალი.

თუმცა, არსებობს ეჭვი, რომ ასეთი კლასიფიკაცია ცალსახად განსაზღვრავს ასტეროიდის შემადგენლობას. მიუხედავად იმისა, რომ ასტეროიდების სხვადასხვა სპექტრული კლასი მიუთითებს მათ განსხვავებულ შემადგენლობაზე, არ არსებობს მტკიცებულება იმისა, რომ ერთი და იგივე სპექტრული ტიპის ასტეროიდები მზადდება ერთი და იგივე მასალისგან. შედეგად, მეცნიერებმა არ მიიღეს ახალი სისტემა და შესავალი სპექტრალური კლასიფიკაციაშეჩერდა.

ზომის განაწილება

ასტეროიდების რაოდენობა შესამჩნევად მცირდება მათი ზომის მიხედვით. მიუხედავად იმისა, რომ ეს ზოგადად ემორჩილება ძალაუფლების კანონს, არის მწვერვალები 5 კმ-ზე და 100 კმ-ზე, სადაც მეტი ასტეროიდია, ვიდრე მოსალოდნელია ლოგარითმული განაწილებით.

ასტეროიდის ფორმირება

2015 წლის ივლისში მე-11 და მე-12 ნეპტუნის ტროიანების, 2014 QO441 და 2014 QP441 აღმოჩენის შესახებ მოხსენებული იქნა ვიქტორ ბლანკოს ტელესკოპის DECam კამერა. ამგვარად, ნეპტუნის L4 წერტილში ტროიანების რაოდენობა 9-მდე გაიზარდა. ამ კვლევამ ასევე აღმოაჩინა 20 სხვა ობიექტი, რომლებმაც მიიღეს მცირე პლანეტის ცენტრის აღნიშვნა, მათ შორის 2013 RF98, რომელსაც აქვს ერთ-ერთი ყველაზე გრძელი ორბიტალური პერიოდი.

ამ ჯგუფის ობიექტებს მიენიჭათ უძველესი მითოლოგიის კენტავრების სახელები.

პირველი აღმოჩენილი კენტავრი იყო ქირონი (1977). პერიჰელიონთან მიახლოებისას მას აქვს კომეტა დამახასიათებელი კომა, ამიტომ ქირონი კლასიფიცირდება როგორც კომეტა (95P / Chiron) და როგორც ასტეროიდი (2060 Chiron), თუმცა ის მნიშვნელოვნად აღემატება ჩვეულებრივ კომეტას.



ნათან ეისმონტი,
ფიზიკა-მათემატიკის მეცნიერებათა კანდიდატი, წამყვანი მკვლევარი(ინსტიტუტი კოსმოსური კვლევა RAS)
ანტონ ლედკოვი,
მკვლევარი (კოსმოსური კვლევითი ინსტიტუტი RAS)
„მეცნიერება და ცხოვრება“ No1, 2015, No2, 2015 წ.

მზის სისტემა ჩვეულებრივ აღიქმება, როგორც ცარიელი სივრცე, რომელშიც რვა პლანეტა ტრიალებს, ზოგიც თავისი თანამგზავრებით. ვინმეს დაიმახსოვრებს რამდენიმე პატარა პლანეტა, რომელსაც პლუტონს მიაწერეს, ასტეროიდების სარტყელზე, მეტეორიტებზე, რომლებიც ხანდახან ეცემა დედამიწაზე და კომეტებზე, რომლებიც ხანდახან ამშვენებს ცას. ეს აზრი სავსებით სწორია: მრავალი კოსმოსური ხომალდიდან არც ერთს არ განუცდია ასტეროიდთან ან კომეტასთან შეჯახება - სივრცე საკმაოდ ფართოა.

მიუხედავად ამისა, მზის სისტემის უზარმაზარი მოცულობა შეიცავს არა ასობით ათასს და არა ათეულ მილიონს, არამედ კვადრილიონებს (თხუთმეტი ნულის მქონე) სხვადასხვა ზომის და მასის კოსმოსურ სხეულებს. ყველა მათგანი მოძრაობს და ურთიერთქმედებს ფიზიკისა და ციური მექანიკის კანონების მიხედვით. ზოგიერთი მათგანი ჩამოყალიბდა ადრეული სამყაროდა შედგება მისი პირველყოფილი სუბსტანციისგან და ეს არის ასტროფიზიკური კვლევის ყველაზე საინტერესო ობიექტები. მაგრამ არსებობენ ასევე ძალიან საშიში სხეულები - დიდი ასტეროიდები, რომელთა შეჯახებამ დედამიწასთან შეიძლება გაანადგუროს სიცოცხლე მასზე. ასტეროიდების საშიშროების თვალყურის დევნება და აღმოფხვრა ასტროფიზიკოსებისთვის თანაბრად მნიშვნელოვანი და საინტერესო სფეროა.

ასტეროიდების აღმოჩენის ისტორია

პირველი ასტეროიდი 1801 წელს აღმოაჩინა პალერმოს (სიცილია) ობსერვატორიის დირექტორმა ჯუზეპე პიასიმ. მან დაარქვა მას ცერერა და თავიდან მცირე პლანეტად მიიჩნია. ტერმინი „ასტეროიდი“, ძველი ბერძნულიდან თარგმნილი - „ვარსკვლავის მსგავსი“, შემოგვთავაზა ასტრონომმა უილიამ ჰერშელმა (იხ. „მეცნიერება და ცხოვრება“ No. 7, 2012, სტატია „The Tale of the Musician William Herschel, Who Dubled the სივრცე"). მომდევნო ექვს წელიწადში აღმოჩენილი ცერერა და მსგავსი ობიექტები (პალასი, ჯუნო და ვესტა) პლანეტების შემთხვევაში დისკებად კი არა წერტილებად აღიქმებოდა; ამავე დროს, ფიქსირებული ვარსკვლავებისგან განსხვავებით, ისინი პლანეტებივით მოძრაობდნენ. უნდა აღინიშნოს, რომ დაკვირვებები, რამაც გამოიწვია ამ ასტეროიდების აღმოჩენა, მიზანმიმართულად განხორციელდა „დაკარგული“ პლანეტის პოვნის მიზნით. ფაქტია, რომ უკვე აღმოჩენილი პლანეტები მდებარეობდნენ მზისგან დაშორებულ ორბიტებზე ბოდეს კანონის შესაბამისი დისტანციებზე. ამის შესაბამისად მარსსა და იუპიტერს შორის პლანეტა უნდა ყოფილიყო. მოგეხსენებათ, ასეთ ორბიტაზე პლანეტები არ იქნა ნაპოვნი, მაგრამ ასტეროიდის სარტყელი, რომელსაც მთავარი უწოდეს, მოგვიანებით დაახლოებით ამ ტერიტორიაზე აღმოაჩინეს. გარდა ამისა, ბოდეს კანონს, როგორც გაირკვა, არავითარი ფიზიკური დასაბუთება არ გააჩნია და ახლა უბრალოდ რიცხვთა შემთხვევით ერთგვარ კომბინაციად ითვლება. უფრო მეტიც, მოგვიანებით (1848) აღმოაჩინეს ნეპტუნი ორბიტაზე, რომელიც არ შეესაბამებოდა მას.

ოთხი ხსენებული ასტეროიდის აღმოჩენის შემდეგ, რვა წლის შემდგომმა დაკვირვებამ წარმატებას ვერ მიაღწია. ისინი შეჩერდნენ ნაპოლეონის ომების გამო, რომლის დროსაც დაიწვა ქალაქი ლილიენტალი ბრემენის მახლობლად, სადაც იმართებოდა ასტრონომების - ასტეროიდებზე მონადირეების შეხვედრები. დაკვირვებები განახლდა 1830 წელს, მაგრამ წარმატება მხოლოდ 1845 წელს მოვიდა ასტეროიდის ასტრეას აღმოჩენით. მას შემდეგ ასტეროიდები აღმოაჩინეს წელიწადში მინიმუმ ერთი სიხშირით. მათი უმეტესობა ეკუთვნის მთავარ ასტეროიდულ სარტყელს, მარსსა და იუპიტერს შორის. 1868 წლისთვის უკვე ასამდე აღმოჩენილი ასტეროიდი იყო, 1981 წლისთვის - 10 000, ხოლო 2000 წლისთვის - 100 000-ზე მეტი.

ასტეროიდების ქიმიური შემადგენლობა, ფორმა, ზომა და ორბიტა

თუ ასტეროიდები კლასიფიცირდება მზიდან დაშორების მიხედვით, მაშინ პირველ ჯგუფში შედის ვულკანოიდები - პატარა პლანეტების ერთგვარი ჰიპოთეტური სარტყელი მზესა და მერკურს შორის. ამ სარტყლიდან არც ერთი ობიექტი ჯერ არ არის აღმოჩენილი და მიუხედავად იმისა, რომ მერკურის ზედაპირზე ასტეროიდების დაცემის შედეგად წარმოქმნილი მრავალი დარტყმის კრატერი შეინიშნება, ეს არ შეიძლება იყოს ამ სარტყლის არსებობის მტკიცებულება. ადრე იქ ასტეროიდების არსებობა ცდილობდა აეხსნა მერკურის მოძრაობაში არსებული ანომალიები, მაგრამ შემდეგ ისინი აიხსნებოდნენ რელატივისტური ეფექტების საფუძველზე. ასე რომ, საბოლოო პასუხი კითხვაზე ვულკანოიდების შესაძლო არსებობის შესახებ ჯერ არ არის მიღებული. ამას მოსდევს დედამიწასთან ახლოს მდებარე ასტეროიდები, რომლებიც მიეკუთვნებიან ოთხ ჯგუფს.

ასტეროიდების მთავარი სარტყელიგადაადგილება ორბიტებში, რომლებიც მდებარეობს მარსის და იუპიტერის ორბიტებს შორის, ანუ მზიდან 2.1-დან 3.3 ასტრონომიულ ერთეულამდე (AU) მანძილზე. მათი ორბიტების სიბრტყეები ეკლიპტიკასთან ახლოსაა, ეკლიპტიკისკენ მათი დახრილობა ძირითადად 20 გრადუსამდეა, ზოგისთვის 35 გრადუსამდე აღწევს, ექსცენტრიულობა - ნულიდან 0,35-მდე. ცხადია, ყველაზე დიდი და კაშკაშა ასტეროიდები პირველები აღმოაჩინეს: ცერესის, პალასის და ვესტას საშუალო დიამეტრი 952, 544 და 525 კილომეტრია, შესაბამისად. Როგორ უფრო მცირე ზომისასტეროიდები, უფრო მეტი მათგანი: 100000 ძირითადი სარტყლის ასტეროიდიდან მხოლოდ 140-ს აქვს საშუალო დიამეტრი 120 კილომეტრზე მეტი. მისი ყველა ასტეროიდის საერთო მასა შედარებით მცირეა და შეადგენს მთვარის მასის მხოლოდ 4%-ს. ყველაზე დიდი ასტეროიდის - ცერესის მასა 946·10 15 ტონაა. ღირებულება თავისთავად ძალიან დიდი ჩანს, მაგრამ ეს არის მთვარის მასის მხოლოდ 1,3% (735 10 17 ტონა). როგორც პირველი მიახლოება, ასტეროიდის ზომა შეიძლება განისაზღვროს მისი სიკაშკაშით და მზიდან დაშორებით. მაგრამ ასევე უნდა გავითვალისწინოთ ასტეროიდის ამრეკლავი მახასიათებლები - მისი ალბედო. თუ ასტეროიდის ზედაპირი მუქია, ის უფრო სუსტად ანათებს. სწორედ ამ მიზეზების გამო, ათი ასტეროიდის სიაში, რომლებიც ფიგურაშია განთავსებული მათი აღმოჩენის თანმიმდევრობით, სიდიდით მესამე ასტეროიდი Hygiea ბოლო ადგილზეა.

ასტეროიდების მთავარი სარტყლის ამსახველი ნახატები, როგორც წესი, აჩვენებს ბევრ ლოდს, რომლებიც საკმაოდ ახლოს მოძრაობენ ერთმანეთთან. სინამდვილეში, სურათი ძალიან შორს არის რეალობისგან, რადგან, ზოგადად, ქამრის მცირე მთლიანი მასა ნაწილდება მის დიდ მოცულობაზე, ასე რომ სივრცე საკმაოდ ცარიელია. იუპიტერის ორბიტის მიღმა გაშვებულმა ყველა კოსმოსურმა ხომალდმა გაიარა ასტეროიდთა სარტყელი ასტეროიდთან შეჯახების მნიშვნელოვანი რისკის გარეშე. თუმცა, ასტრონომიული დროის სტანდარტებით, ასტეროიდების ერთმანეთთან და პლანეტებთან შეჯახება ისე ნაკლებად სავარაუდოა, როგორც შეიძლება ვიმსჯელოთ მათ ზედაპირზე კრატერების რაოდენობის მიხედვით.

ტროიანები- პლანეტების ორბიტების გასწვრივ მოძრავი ასტეროიდები, რომელთაგან პირველი აღმოაჩინა 1906 წელს გერმანელმა ასტრონომმა მაქს ვოლფმა. ასტეროიდი მზის გარშემო მოძრაობს იუპიტერის ორბიტაზე, მას წინ საშუალოდ 60 გრადუსით. გარდა ამისა, აღმოაჩინეს ციური სხეულების მთელი ჯგუფი, რომელიც იუპიტერის წინ მოძრაობდა.

თავდაპირველად, მათ მიიღეს სახელები ტროას ომის ლეგენდის გმირების პატივსაცემად, რომლებიც იბრძოდნენ ტროას ალყაში მოქცეული ბერძნების მხარეზე. იუპიტერის წამყვანი ასტეროიდების გარდა, ასტეროიდების ჯგუფი ჩამორჩება მას დაახლოებით იმავე კუთხით; მათ ტროას დამცველების საპატივცემულოდ დაარქვეს ტროელები. ამჟამად ორივე ჯგუფის ასტეროიდებს უწოდებენ ტროას და ისინი მოძრაობენ ლაგრანგის წერტილების L 4 და L 5 სიახლოვეს, სტაბილური მოძრაობის წერტილები სამი სხეულის პრობლემაში. ციური სხეულები, რომლებიც ჩავარდნენ მათ სიახლოვეს, აკეთებენ რხევად მოძრაობას შორს წასვლის გარეშე. ჯერ აუხსნელი მიზეზების გამო, იუპიტერს უსწრებს 40%-ით მეტი ასტეროიდი, ვიდრე ჩამორჩენილი. ეს დაადასტურა ამერიკულმა თანამგზავრმა NEOWISE-ის ბოლო გაზომვებით, 40 სმ-იანი ტელესკოპის გამოყენებით, რომელიც აღჭურვილია ინფრაწითელ დიაპაზონში მოქმედი დეტექტორებით. ინფრაწითელ დიაპაზონში გაზომვები მნიშვნელოვნად აფართოებს ასტეროიდების შესწავლის შესაძლებლობებს მათთან შედარებით, რომლებიც ხილულ შუქს აძლევენ. მათი ეფექტურობა შეიძლება ვიმსჯელოთ მზის სისტემაში ასტეროიდების და კომეტების რაოდენობის მიხედვით, რომლებიც კატალოგირებულია NEOWISE-ის გამოყენებით. მათგან 158000-ზე მეტია და აპარატის მისია გრძელდება. საინტერესოა, რომ ტროიანები მკვეთრად განსხვავდებიან ძირითადი სარტყლის ასტეროიდების უმეტესობისგან. მათ აქვთ მქრქალი ზედაპირი, მოწითალო-ყავისფერი შეფერილობა და ძირითადად ე.წ. D-კლასს განეკუთვნებიან. ეს არის ძალიან დაბალი ალბედოს მქონე ასტეროიდები, ანუ სუსტად ამრეკლავი ზედაპირით. მათი მსგავსი შეიძლება მოიძებნოს მხოლოდ მთავარი სარტყლის გარე რაიონებში.

მხოლოდ იუპიტერს არ ჰყავს ტროიანები; მზის სისტემის სხვა პლანეტები, მათ შორის დედამიწა (მაგრამ არა ვენერა და მერკური), ასევე თან ახლავს ტროიანებს, რომლებიც ჯგუფდებიან მათი ლაგრანგის წერტილების სიახლოვეს L 4 , L 5 . დედამიწის ტროას ასტეროიდი 2010 TK7 NEOWISE ტელესკოპის დახმარებით აღმოაჩინეს სულ ცოტა ხნის წინ - 2010 წელს. ის მოძრაობს დედამიწაზე წინ, ხოლო მისი რხევების ამპლიტუდა L 4 წერტილთან ახლოს არის ძალიან დიდი: ასტეროიდი აღწევს დედამიწის საპირისპირო წერტილს მზის გარშემო მოძრაობისას და უჩვეულოდ შორს ეკლიპტიკის სიბრტყიდან.

რხევების ასეთი დიდი ამპლიტუდა განაპირობებს მის შესაძლო მიახლოებას დედამიწასთან 20 მილიონ კილომეტრამდე. თუმცა, დედამიწასთან შეჯახება, სულ მცირე, მომდევნო 20000 წლის განმავლობაში, სრულიად გამორიცხულია. ხმელეთის ტროას მოძრაობა ძალიან განსხვავდება იუპიტერის ტროას მოძრაობისგან, რომლებიც არ ტოვებენ თავიანთ ლაგრანჟის წერტილებს ასეთ მნიშვნელოვან კუთხოვან მანძილზე. მოძრაობის ასეთი ბუნება ართულებს კოსმოსურ ხომალდს მის მიღწევას, რადგან ტროას ორბიტის მნიშვნელოვანი დახრილობის გამო ეკლიპტიკის სიბრტყეზე, დედამიწიდან ასტეროიდამდე მისვლა და მასზე დაშვება მოითხოვს ძალიან მაღალ დამახასიათებელ სიჩქარეს და, შესაბამისად, , საწვავის მაღალი მოხმარება.

კოიპერის ქამარიმდებარეობს ნეპტუნის ორბიტის მიღმა და ვრცელდება 120 AU-მდე. მზიდან. ის ახლოსაა ეკლიპტიკის სიბრტყესთან, დასახლებულია უზარმაზარი რაოდენობის ობიექტებით, რომლებიც მოიცავს წყლის ყინულს და გაყინულ გაზებს და ემსახურება ეგრეთ წოდებულ მოკლე პერიოდის კომეტების წყაროს. პირველი ობიექტი ამ რეგიონიდან 1992 წელს აღმოაჩინეს და დღემდე მათგან 1300-ზე მეტია აღმოჩენილი, ვინაიდან კოიპერის სარტყლის ციური სხეულები მზისგან ძალიან შორს მდებარეობს, მათი ზომის დადგენა რთულია. ეს კეთდება მათ მიერ ასახული სინათლის სიკაშკაშის გაზომვის საფუძველზე და გაანგარიშების სიზუსტე დამოკიდებულია იმაზე, თუ რამდენად კარგად ვიცით მათი ალბედოს მნიშვნელობა. ინფრაწითელ დიაპაზონში გაზომვები ბევრად უფრო საიმედოა, რადგან ისინი იძლევა ობიექტების თვითგამოსხივების დონეს. ასეთი მონაცემები იქნა მიღებული კოსმოსური ტელესკოპისპიცერი კოიპერის ქამრის უდიდესი ობიექტებისთვის.

ქამრის ერთ-ერთი ყველაზე საინტერესო ობიექტია ჰაუმეა, რომელსაც ჰავაის ნაყოფიერებისა და მშობიარობის ქალღმერთის სახელი ეწოდა; ის შეჯახების შედეგად წარმოქმნილი ოჯახის ნაწილია. ეს ობიექტი, როგორც ჩანს, შეეჯახა მეორე ზომის ნახევარს. დარტყმამ გამოიწვია ყინულის დიდი ნაჭრების გაფანტვა და გამოიწვია ჰაუმეას ბრუნვა დაახლოებით ოთხი საათის განმავლობაში. ასეთი სწრაფი ტრიალი მას ამერიკული ფეხბურთის ან ნესვის ფორმას აძლევდა. ჰაუმეას ორი თანამგზავრი ახლავს - ჰი'იაკა (ჰი'იაკა) და ნამაკა (ნამაკა).

ამჟამად მიღებული თეორიების თანახმად, კოიპერის სარტყლის ობიექტების დაახლოებით 90% მოძრაობს შორეულ წრიულ ორბიტებში ნეპტუნის ორბიტის მიღმა - სადაც ისინი ჩამოყალიბდნენ. ამ სარტყლის რამდენიმე ათეული ობიექტი (მათ კენტავრებს ეძახიან, რადგან მზემდე მანძილის მიხედვით, ისინი თავს ავლენენ როგორც ასტეროიდები ან კომეტები), შესაძლოა ჩამოყალიბდეს მზესთან უფრო ახლოს რაიონებში, შემდეგ კი ურანის და ურანის გრავიტაციული გავლენა. ნეპტუნმა გადაიტანა ისინი მაღალ ელიფსურ ორბიტებზე აფელიონებით 200 AU-მდე. და დიდი მიდრეკილებები. მათ შექმნეს დისკი 10 AU სისქით, მაგრამ კოიპერის ქამრის რეალური გარე კიდე ჯერ არ არის დადგენილი. ახლახან პლუტონი და ქარონი განიხილებოდა როგორც ერთადერთი მაგალითებიყინულის სამყაროების უდიდესი ობიექტები მზის სისტემის გარე ნაწილში. მაგრამ 2005 წელს აღმოაჩინეს კიდევ ერთი პლანეტარული სხეული - ერისი (ბერძნული უთანხმოების ქალღმერთის სახელით), რომლის დიამეტრი ოდნავ მცირეა პლუტონის დიამეტრზე (თავიდან ვარაუდობდნენ, რომ ის 10% -ით დიდი იყო). ერისი მოძრაობს ორბიტაზე, რომლის პერიჰელიონია 38 AU. და აფელიონი 98 a.u. მას აქვს პატარა თანამგზავრი - დისნომია (დისნომია). თავიდან ერისი იყო დაგეგმილი მზის სისტემის მეათე პლანეტად (პლუტონის შემდეგ), მაგრამ შემდეგ საერთაშორისო ასტრონომიულმა კავშირმა გამორიცხა პლუტონი პლანეტების სიიდან და შექმნა ახალი კლასი ე.წ. ჯუჯა პლანეტები, რომელშიც შედიოდა პლუტონი, ერისი და ცერერა. ვარაუდობენ, რომ კოიპერის სარტყელში არის ასობით ათასი ყინულოვანი სხეული 100 კილომეტრის დიამეტრით და მინიმუმ ტრილიონი კომეტა. თუმცა, ეს ობიექტები ძირითადად შედარებით მცირეა - 10-50 კილომეტრის სიგრძით - და არც თუ ისე კაშკაშა. მზის გარშემო მათი რევოლუციის პერიოდი ასობით წელია, რაც მნიშვნელოვნად ართულებს მათ აღმოჩენას. თუ დავეთანხმებით ვარაუდს, რომ მხოლოდ დაახლოებით 35000 კოიპერის სარტყლის ობიექტს აქვს დიამეტრი 100 კილომეტრზე მეტი, მაშინ მათი საერთო მასა რამდენიმე ასეულჯერ აღემატება ამ ზომის სხეულების მასას. ასტეროიდების სარტყელი. 2006 წლის აგვისტოში გავრცელდა ინფორმაცია, რომ გაზომვის მონაცემთა არქივში რენტგენის გამოსხივებანეიტრონული ვარსკვლავი მორიელი X-1 აღმოაჩინა მისი დაბნელება პატარა ობიექტები. ამან საფუძველი მისცა იმის მტკიცებას, რომ კოიპერის სარტყლის ობიექტების რაოდენობა, რომელთა ზომებია დაახლოებით 100 მეტრი ან მეტი, არის დაახლოებით კვადრილონი (10 15). თავდაპირველად, მზის სისტემის ევოლუციის ადრეულ ეტაპებზე, კოიპერის სარტყლის ობიექტების მასა გაცილებით დიდი იყო, ვიდრე ახლა, 10-დან 50-მდე დედამიწის მასამდე. ამჟამად, კოიპერის სარტყლის ყველა სხეულის მთლიანი მასა, ისევე როგორც მზისგან კიდევ უფრო შორს მდებარე ოორტის ღრუბელი, გაცილებით ნაკლებია ვიდრე მთვარის მასა. როგორც კომპიუტერული სიმულაციები აჩვენებს, პირველყოფილი დისკის თითქმის მთელი მასა 70 AU-ს აღემატება. დაიკარგა ნეპტუნის მიერ გამოწვეული შეჯახების გამო, რამაც გამოიწვია ქამრის ობიექტების დაფქვა მტვრად, რომელიც მზის ქარმა მოიცვა ვარსკვლავთშორის სივრცეში. ყველა ეს სხეული დიდ ინტერესს იწვევს, რადგან ვარაუდობენ, რომ ისინი თავდაპირველი სახით შენარჩუნებულია მზის სისტემის ჩამოყალიბებიდან.

ოორტის ღრუბელიშეიცავს მზის სისტემის ყველაზე შორეულ ობიექტებს. ეს არის სფერული რეგიონი, რომელიც ვრცელდება დისტანციებზე 5000-დან 100000 AU-მდე. მზისგან და განიხილება, როგორც მზის სისტემის შიდა რეგიონში მოხვედრილი გრძელი პერიოდის კომეტების წყარო. თავად ღრუბელი ინსტრუმენტულად დაკვირვებული არ ყოფილა 2003 წლამდე. 2004 წლის მარტში ასტრონომთა ჯგუფმა გამოაცხადა პლანეტის მსგავსი ობიექტის აღმოჩენა, რომელიც მზის გარშემო ბრუნავს რეკორდულ მანძილზე, რაც იმას ნიშნავს, რომ მას აქვს უნიკალური ცივი ტემპერატურა.

ეს ობიექტი (2003VB12), რომელსაც სედნა ეწოდა ესკიმოს ქალღმერთის საპატივცემულოდ, რომელიც სიცოცხლეს აძლევს არქტიკული ზღვის სიღრმეების მცხოვრებლებს, უახლოვდება მზეს ძალიან მცირე ხნით, მოძრაობს უაღრესად წაგრძელებულ ელიფსურ ორბიტაზე 10500 წლის პერიოდით. მაგრამ მზესთან მიახლოების დროსაც კი, სედნა არ აღწევს კოიპერის სარტყლის გარე საზღვარს, რომელიც მდებარეობს 55 AU. მზიდან: მისი ორბიტა 76 (პერიჰელიონი) და 1000 (აფელიონი) AU-ს შორისაა. ამან სედნას აღმომჩენებს საშუალება მისცა მიეკუთვნებინათ იგი პირველ დაკვირვებულ ციურ სხეულს ოორტის ღრუბლიდან, რომელიც მუდმივად მდებარეობს კოიპერის სარტყლის გარეთ.

სპექტრული მახასიათებლების მიხედვით, უმარტივესი კლასიფიკაცია ასტეროიდებს სამ ჯგუფად ყოფს:
C - ნახშირბადი (75% ცნობილია),
S - სილიციუმი (17% ცნობილია),
U - არ შედის პირველ ორ ჯგუფში.

ამჟამად, ზემოაღნიშნული კლასიფიკაცია სულ უფრო ფართოვდება და დეტალურად ხდება ახალი ჯგუფების ჩათვლით. 2002 წლისთვის მათი რიცხვი 24-მდე გაიზარდა. ახალი ჯგუფის მაგალითია ძირითადად მეტალის ასტეროიდების M კლასი. თუმცა გასათვალისწინებელია, რომ ასტეროიდების კლასიფიკაცია მათი ზედაპირის სპექტრული მახასიათებლების მიხედვით ძალიან რთული ამოცანაა. ერთი და იგივე კლასის ასტეროიდებს სულაც არ აქვთ იდენტური ქიმიური შემადგენლობა.

კოსმოსური მისიები ასტეროიდებზე

ასტეროიდები ძალიან მცირეა მიწისზე დაფუძნებული ტელესკოპებით დეტალური შესწავლისთვის. მათი გადაღება შესაძლებელია რადარის გამოყენებით, მაგრამ ამისათვის ისინი დედამიწასთან საკმარისად ახლოს უნდა იფრინონ. ასტეროიდების ზომის დასადგენად საკმაოდ საინტერესო მეთოდია ასტეროიდების მიერ ვარსკვლავების დამალვაზე დაკვირვება ბილიკის რამდენიმე წერტილიდან დედამიწის ზედაპირზე პირდაპირ ვარსკვლავის - ასტეროიდის - წერტილზე. მეთოდი მდგომარეობს იმაში, რომ ასტეროიდის ცნობილი ტრაექტორიის მიხედვით, გამოითვლება ვარსკვლავი-ასტეროიდის მიმართულების გადაკვეთის წერტილები დედამიწასთან და ამ ბილიკის გასწვრივ მისგან გარკვეულ მანძილზე, განისაზღვრება ასტეროიდის სავარაუდო ზომით. , დამონტაჟებულია ტელესკოპები, რომლებიც მიჰყვებიან ვარსკვლავს. რაღაც მომენტში ასტეროიდი ფარავს ვარსკვლავს, ის ქრება დამკვირვებლისთვის და შემდეგ ისევ ჩნდება. დაჩრდილვის დროის ხანგრძლივობიდან და ასტეროიდის ცნობილი სიჩქარიდან დგინდება მისი დიამეტრი და საკმარისი რაოდენობის დამკვირვებლებით ასტეროიდის სილუეტის მიღებაც. ახლა არის მოყვარულ ასტრონომთა საზოგადოება, რომლებიც წარმატებით ახორციელებენ კოორდინირებულ გაზომვებს.

კოსმოსური ხომალდების ფრენები ასტეროიდებზე შეუდარებლად მეტ შესაძლებლობებს უხსნის მათ შესწავლას. ასტეროიდი (951 გასპრა) პირველად გადაიღო გალილეოს კოსმოსურმა ხომალდმა 1991 წელს იუპიტერისკენ მიმავალ გზაზე, შემდეგ 1993 წელს ასტეროიდი 243 იდა და მისი თანამგზავრი დაქტილი. მაგრამ ეს გაკეთდა, ასე ვთქვათ, შემთხვევით.

პირველი კოსმოსური ხომალდი, რომელიც სპეციალურად იყო შექმნილი ასტეროიდების გამოსაკვლევად, იყო NEAR Shoemaker, რომელმაც გადაიღო ასტეროიდი 253 მატილდა და შემდეგ ორბიტაზე გავიდა 433 ეროსის გარშემო და დაეშვა მის ზედაპირზე 2001 წელს. უნდა ითქვას, რომ დაშვება თავდაპირველად არ იყო დაგეგმილი, მაგრამ ამ ასტეროიდის წარმატებული შესწავლის შემდეგ მისი თანამგზავრის ორბიტიდან, მათ გადაწყვიტეს სცადონ რბილი დაშვება. მიუხედავად იმისა, რომ მოწყობილობა არ იყო აღჭურვილი სადესანტო მოწყობილობებით და მისი კონტროლის სისტემა არ ითვალისწინებდა ასეთ ოპერაციებს, დედამიწის ბრძანებებმა მოახერხეს მოწყობილობის დაშვება და მისმა სისტემებმა განაგრძეს ფუნქციონირება ზედაპირზე. გარდა ამისა, მატილდას ფრენამ შესაძლებელი გახადა არა მხოლოდ სურათების სერიის მიღება, არამედ ასტეროიდის მასის დადგენა აპარატის ტრაექტორიის დარღვევისგან.

როგორც შემთხვევითი დავალება (მთავარის შესრულების დროს), Deep Space-ის აპარატმა გამოიკვლია ასტეროიდი 9969 ბრაილი 1999 წელს და Stardust-ის აპარატი, ასტეროიდი 5535 Annafranc.

2010 წლის ივნისში, იაპონური ჰაიაბუსის აპარატის (ითარგმნა როგორც „ქორი“) დახმარებით, შესაძლებელი გახდა ნიადაგის ნიმუშების დაბრუნება ასტეროიდ 25 143 იტოკავას ზედაპირიდან, რომელიც მიეკუთვნება სპექტრული კლასის დედამიწის მახლობლად მდებარე ასტეროიდებს (აპოლოსს). S (სილიკონი). ასტეროიდის ფოტოზე ნაჩვენებია უხეში რელიეფი მრავალი ლოდებითა და რიყის ქვით, რომელთაგან 1000-ზე მეტი დიამეტრი 5 მეტრს აღემატება, ზოგი კი 50 მეტრს აღწევს. იტოკავას ამ მახასიათებელს მოგვიანებით დავუბრუნდებით.

კოსმოსური ხომალდი Rosetta გაუშვა ევროპელმა კოსმოსური სააგენტო 2004 წელს, კომეტა ჩურიუმოვთან - გერასიმენკოსთან, 2014 წლის 12 ნოემბერს, მან უსაფრთხოდ დაეშვა Philae მოდული მის ბირთვზე. გზაზე კოსმოსურმა ხომალდმა 2008 წელს ასტეროიდები 2867 Steins და 2010 წელს 21 Lutetia შემოიარა. მოწყობილობამ მიიღო სახელი ქვის (Rosetta) სახელიდან, რომელიც ეგვიპტეში ნაპოლეონის ჯარისკაცებმა იპოვეს ახლოს უძველესი ქალაქიროზეტა ნილოსის კუნძულ ფილეზე, რომელმაც დესანტის სახელი მისცა. ქვაზე ორ ენაზეა ამოკვეთილი ტექსტები: ძველი ეგვიპტური და ძველი ბერძნული, რამაც გასაღები მისცა ძველი ეგვიპტელების ცივილიზაციის საიდუმლოებების გამოვლენას - იეროგლიფების გაშიფვრას. ისტორიული სახელების არჩევისას, პროექტის შემქმნელებმა ხაზი გაუსვეს მისიის მიზანს - მზის სისტემის წარმოშობისა და ევოლუციის საიდუმლოებების გამოვლენას.

მისია საინტერესოა, რადგან ფილეს მოდულის კომეტის ბირთვის ზედაპირზე დაშვების დროს ის მზისგან შორს იყო და, შესაბამისად, უმოქმედო იყო. მზესთან მიახლოებისას ბირთვის ზედაპირი თბება და იწყება გაზებისა და მტვრის გამოყოფა. ყველა ამ პროცესის განვითარება შეიძლება შეინიშნოს მოვლენების ცენტრში ყოფნისას.

ძალიან საინტერესოა მიმდინარე მისია Dawn (Dawn), რომელსაც ახორციელებს ნასას პროგრამა. მოწყობილობა გაუშვეს 2007 წელს, მიაღწია ასტეროიდ ვესტას 2011 წლის ივლისში, შემდეგ გადავიდა მის თანამგზავრის ორბიტაზე და 2012 წლის სექტემბრამდე იქ ჩაატარა კვლევა. ამჟამად მოწყობილობა უდიდეს ასტეროიდის - ცერესისკენ მიემართება. მასზე დგას ელექტრული რაკეტის იონური ამომყვანი. მისი ეფექტურობა, რომელიც განისაზღვრება სამუშაო სითხის (ქსენონის) გასვლის სიჩქარით, თითქმის რიგითობით აღემატება ტრადიციული ქიმიური ძრავების ეფექტურობას (იხ. „მეცნიერება და ცხოვრება“ No9, 1999, სტატია „კოსმოსური ელექტრო ლოკომოტივი“. "). ამან შესაძლებელი გახადა ერთი ასტეროიდის თანამგზავრის ორბიტიდან მეორის თანამგზავრის ორბიტაზე ფრენა. მიუხედავად იმისა, რომ ასტეროიდები ვესტა და ცერერა მოძრაობენ მთავარი ასტეროიდების სარტყლის საკმაოდ ახლოს ორბიტებზე და არიან მასში ყველაზე დიდი, ისინი მნიშვნელოვნად განსხვავდებიან ფიზიკური მახასიათებლებით. თუ ვესტა არის „მშრალი“ ასტეროიდი, მაშინ ცერესს, მიწისზედა დაკვირვების თანახმად, აქვს წყალი, წყლის ყინულის სეზონური პოლარული ქუდები და ატმოსფეროს ძალიან თხელი ფენაც კი.

ჩინელებმა ასევე შეიტანეს წვლილი ასტეროიდების კვლევაში მათი კოსმოსური ხომალდის Chang'e გაგზავნით ასტეროიდ 4179 Tautatis-ზე. მან გადაიღო მისი ზედაპირის ფოტოების სერია, ხოლო ფრენის მინიმალური მანძილი მხოლოდ 3,2 კილომეტრი იყო; თუმცა საუკეთესო კადრი 47 კილომეტრის მანძილზეა გადაღებული. გამოსახულებები აჩვენებს, რომ ასტეროიდს აქვს არარეგულარული წაგრძელებული ფორმა - 4,6 კილომეტრი სიგრძით და 2,1 კილომეტრი დიამეტრით. ასტეროიდის მასა 50 მილიარდი ტონაა, მისი ძალიან საინტერესო თვისება არის ძალიან არათანაბარი სიმკვრივე. ასტეროიდის მოცულობის ერთი ნაწილის სიმკვრივეა 1,95 გ/სმ 3 , მეორეს - 2,25 გ/სმ 3 . ამასთან დაკავშირებით ვარაუდობენ, რომ ტაუტატისი ორი ასტეროიდის გაერთიანების შედეგად წარმოიქმნა.

რაც შეეხება ასტეროიდების მისიებს უახლოეს მომავალში, შეიძლება დაიწყოს იაპონიის აერონავტიკული სააგენტოდან, რომელიც გეგმავს გააგრძელოს საძიებო პროგრამა 2015 წელს Hyabus-2 კოსმოსური ხომალდის გაშვებით, რათა ასტეროიდ 1999 JU3-დან ნიადაგის ნიმუშები დააბრუნოს დედამიწაზე 2020 წელს. ასტეროიდი მიეკუთვნება სპექტრულ C კლასს, არის ორბიტაზე, რომელიც კვეთს დედამიწის ორბიტას, მისი აფელიონი თითქმის აღწევს მარსის ორბიტას.

ერთი წლის შემდეგ, ანუ 2016 წელს, იწყება NASA OSIRIS-Rex-ის პროექტი, რომლის მიზანია დედამიწის მახლობელი ასტეროიდის ზედაპირიდან ნიადაგის დაბრუნება 1999 RQ36, რომელსაც ახლახან დაერქვა Bennu და მიენიჭა სპექტრულ C კლასს. დაგეგმილი იყო, რომ მოწყობილობა ასტეროიდამდე 2018 წელს მიაღწევს და 2023 წელს დედამიწას თავისი კლდის 59 გრამს მიაწვდის.

ყველა ამ პროექტის ჩამოთვლის შემდეგ, შეუძლებელია არ აღვნიშნო ასტეროიდი, რომელიც იწონის დაახლოებით 13,000 ტონას, რომელიც დაეცა ჩელიაბინსკის მახლობლად 2013 წლის 15 თებერვალს, თითქოს ადასტურებს ცნობილი ამერიკელი სპეციალისტის განცხადებას ასტეროიდების პრობლემის შესახებ დონალდ იეომანსზე: ”თუ ჩვენ ამას გავაკეთებთ. ასტეროიდებზე კი არ იფრინონ, მერე ჩვენთან მიფრინავენ“. ეს ხაზს უსვამს ასტეროიდების შესწავლის კიდევ ერთი ასპექტის მნიშვნელობას - ასტეროიდების საშიშროებას და ასტეროიდების დედამიწასთან შეჯახების შესაძლებლობასთან დაკავშირებული პრობლემების გადაწყვეტას.

ასტეროიდების შესასწავლად ძალიან მოულოდნელი გზა შემოგვთავაზა ასტეროიდის გადამისამართების მისიამ, ან, როგორც მას უწოდებენ, კეკის პროექტმა. მისი კონცეფცია შეიმუშავა კეკის კოსმოსური კვლევის ინსტიტუტმა პასადენაში (კალიფორნია). უილიამ მაირონ კეკი არის ცნობილი ამერიკელი ქველმოქმედი, რომელმაც დააარსა აშშ-ს სამეცნიერო კვლევის ფონდი 1954 წელს. პროექტში საწყის პირობად ითვლებოდა, რომ ასტეროიდის შესწავლის ამოცანა პირის მონაწილეობით წყდებოდა, სხვა სიტყვებით რომ ვთქვათ, ასტეროიდზე მისია უნდა იყოს დაკომპლექტებული. მაგრამ ამ შემთხვევაში, მთელი ფრენის ხანგრძლივობა დედამიწაზე დაბრუნებით აუცილებლად იქნება მინიმუმ რამდენიმე თვე. და რა არის ყველაზე უსიამოვნო პილოტირებული ექსპედიციისთვის, იმ შემთხვევაში სასწრაფოეს დრო არ შეიძლება შემცირდეს მისაღებ ზღვრებამდე. ამიტომ, შემოთავაზებული იყო, ასტეროიდზე ფრენის ნაცვლად, პირიქით გაეკეთებინათ: უპილოტო მანქანების გამოყენებით ასტეროიდი დედამიწამდე მიგვეტანა. მაგრამ არა ზედაპირზე, როგორც ეს მოხდა ჩელიაბინსკის ასტეროიდთან, არამედ მთვარის მსგავსი ორბიტაზე და გაგზავნეთ პილოტირებული კოსმოსური ხომალდი ასტეროიდთან, რომელიც ახლოს იყო. ეს ხომალდი მიუახლოვდება მას, დაიჭერს და ასტრონავტები შეისწავლიან მას, აიღებენ კლდის ნიმუშებს და მიაწვდიან დედამიწას. საგანგებო სიტუაციებში კი ასტრონავტები დედამიწაზე დაბრუნებას ერთ კვირაში შეძლებენ. რადგან ასტეროიდის როლის მთავარი კანდიდატი ამ გზით მოძრაობდა, NASA-მ უკვე აირჩია დედამიწასთან ახლოს ასტეროიდი 2011 MD, რომელიც ეკუთვნის კუპიდებს. მისი დიამეტრი 7-დან 15 მეტრამდეა, სიმკვრივეა 1 გ/სმ 3, ანუ შეიძლება გამოიყურებოდეს ნანგრევების ფხვიერი გროვა, რომელიც იწონის დაახლოებით 500 ტონას. მისი ორბიტა ძალიან ახლოს არის დედამიწის ორბიტასთან, დახრილია ეკლიპტიკისკენ 2,5 გრადუსით, ხოლო პერიოდი 396,5 დღეა, რაც შეესაბამება ნახევრად მთავარ ღერძს 1,056 AU. საინტერესოა, რომ ასტეროიდი 2011 წლის 22 ივნისს აღმოაჩინეს, 27 ივნისს კი დედამიწასთან ძალიან ახლოს გაფრინდა - მხოლოდ 12000 კილომეტრზე.

ასტეროიდის დაჭერის მისია დედამიწის თანამგზავრის ორბიტაზე დაგეგმილია 2020-იანი წლების დასაწყისში. კოსმოსური ხომალდი, რომელიც შექმნილია ასტეროიდის დასაჭერად და მის ახალ ორბიტაზე გადასატანად, აღჭურვილი იქნება ქსენონის ელექტრული წამყვანებით. ასტეროიდის ორბიტის შეცვლის ოპერაციები ასევე მოიცავს გრავიტაციულ მანევრს მთვარის მახლობლად. ამ მანევრის არსი არის მოძრაობის კონტროლი ელექტრო სარაკეტო ძრავების დახმარებით, რაც უზრუნველყოფს მთვარის სიახლოვეს გავლას. თუმცა გავლენის გამო გრავიტაციული ველიასტეროიდის სიჩქარე იცვლება საწყისი ჰიპერბოლურიდან (ანუ დედამიწის გრავიტაციული ველიდან გასვლამდე) დედამიწის თანამგზავრის სიჩქარემდე.

ასტეროიდების ფორმირება და ევოლუცია

როგორც უკვე აღვნიშნეთ ასტეროიდების აღმოჩენის ისტორიის განყოფილებაში, პირველი მათგანი აღმოაჩინეს ძიების დროს. ჰიპოთეტური პლანეტა, რომელიც ბოდეს კანონის (ახლა აღიარებული მცდარად) შესაბამისად მარსსა და იუპიტერს შორის ორბიტაზე უნდა ყოფილიყო. აღმოჩნდა, რომ არასოდეს აღმოჩენილი პლანეტის ორბიტასთან არის ასტეროიდების სარტყელი. ეს დაედო საფუძველს ჰიპოთეზის ასაგებად, რომლის მიხედვითაც ეს ქამარი ჩამოყალიბდა მისი განადგურების შედეგად.

პლანეტას ეწოდა ფაეტონი ძველი ბერძნული მზის ღმერთის ჰელიოსის ვაჟის საპატივცემულოდ. ფაეტონის განადგურების პროცესის სიმულაციის გამოთვლებმა არ დაადასტურა ეს ჰიპოთეზა მისი ყველა სახეობით, დაწყებული იუპიტერისა და მარსის გრავიტაციით პლანეტის მოწყვეტით და დამთავრებული სხვა ციურ სხეულთან შეჯახებით.

ასტეროიდების წარმოქმნა და ევოლუცია შეიძლება ჩაითვალოს მხოლოდ მთლიანი მზის სისტემის გაჩენის პროცესების კომპონენტად. ამჟამად, საყოველთაოდ მიღებული თეორია ვარაუდობს, რომ მზის სისტემა წარმოიშვა გაზისა და მტვრის პირველადი დაგროვებისგან. მტევნისგან წარმოიქმნა დისკი, რომლის არაჰომოგენურობამ განაპირობა მზის სისტემის პლანეტების და მცირე სხეულების გაჩენა. ამ ჰიპოთეზას მხარს უჭერს თანამედროვე ასტრონომიული დაკვირვებები, რაც შესაძლებელს ხდის ახალგაზრდა ვარსკვლავების პლანეტარული სისტემების განვითარების ადრეულ სტადიაზე გამოვლენას. კომპიუტერული მოდელირებაამას ასევე ადასტურებს სურათების აგებით, რომლებიც საოცრად ჰგავს პლანეტარული სისტემების სურათებს მათი განვითარების გარკვეულ ფაზაში.

პლანეტების წარმოქმნის საწყის ეტაპზე წარმოიშვა ეგრეთ წოდებული პლანეტეზიმალები – პლანეტების „ემბრიონები“, რომლებზეც შემდეგ გრავიტაციული გავლენის გამო მტვერი ეკვროდა. პლანეტების წარმოქმნის ასეთი საწყისი ფაზის მაგალითად მოყვანილია ასტეროიდი ლუტეცია. ეს საკმაოდ დიდი ასტეროიდი, რომელიც დიამეტრში 130 კილომეტრს აღწევს, შედგება მყარი ნაწილისგან და მტვრის სქელი (კილომეტრამდე) ფენისგან, რომელიც ზედაპირზეა მიმოფანტული. პროტოპლანეტების მასის მატებასთან ერთად გაიზარდა მიზიდულობის ძალა და, შედეგად, ჩამოყალიბებული ციური სხეულის შეკუმშვის ძალა. მოხდა ნივთიერების გათბობა და მისი დნობა, რამაც გამოიწვია პროტოპლანეტის სტრატიფიკაცია მისი მასალების სიმკვრივის მიხედვით და სხეულის გადასვლა სფერულ ფორმაზე. მკვლევართა უმეტესობა მიდრეკილია ჰიპოთეზისკენ, რომ დროს საწყისი ფაზებიმზის სისტემის ევოლუციის დროს გაცილებით მეტი პროტოპლანეტა ჩამოყალიბდა, ვიდრე პლანეტები და პატარა ციური სხეულები დღეს დაფიქსირდა. ამ დროს ჩამოყალიბებული გაზის გიგანტები - იუპიტერი და სატურნი - მიგრირდნენ სისტემაში, მზესთან უფრო ახლოს. ამან მნიშვნელოვანი არეულობა გამოიწვია მზის სისტემის განვითარებადი სხეულების მოძრაობაში და გამოიწვია პროცესის განვითარება, რომელსაც ეწოდება მძიმე დაბომბვის პერიოდი. ძირითადად იუპიტერის რეზონანსული ზემოქმედების შედეგად მიღებული ციური სხეულების ნაწილი ამოვარდა სისტემის გარეუბანში, ნაწილი კი მზეზე გადააგდეს. ეს პროცესი გაგრძელდა 4.1-დან 3.8 მილიარდი წლის წინ. იმ პერიოდის კვალი, რომელსაც მძიმე დაბომბვის გვიან ეტაპს უწოდებენ, მთვარეზე და მერკურიზე მრავალი დარტყმის კრატერების სახით დარჩა. იგივე მოხდა მარსსა და იუპიტერს შორის სხეულების ფორმირებისას: მათ შორის შეჯახების სიხშირე საკმარისად მაღალი იყო, რათა არ გადაქცეულიყვნენ უფრო დიდ და რეგულარულ ობიექტებად, ვიდრე დღეს ვხედავთ. ვარაუდობენ, რომ მათ შორის არის სხეულების ფრაგმენტები, რომლებმაც გაიარეს ევოლუციის გარკვეული ფაზა, შემდეგ კი იყოფა შეჯახების დროს, ასევე ობიექტები, რომლებსაც არ ჰქონდათ დრო, რომ გახდნენ უფრო დიდი სხეულების ნაწილები და, ამრიგად, წარმოადგენდნენ უფრო უძველესი წარმონაქმნების ნიმუშებს. . როგორც ზემოთ აღინიშნა, ასტეროიდი ლუტეცია სწორედ ასეთი ნიმუშია. ეს დადასტურდა კოსმოსური ხომალდის Rosetta-ს მიერ ჩატარებული ასტეროიდის კვლევებით, მათ შორის სროლის ჩათვლით 2010 წლის ივლისში ახლო ფრენისას.

ამრიგად, მთავარი ასტეროიდული სარტყლის ევოლუციაში მნიშვნელოვანი როლიეკუთვნის იუპიტერს. მისი გრავიტაციული გავლენის გამო, ჩვენ მივიღეთ ამჟამად დაკვირვებული სურათი ასტეროიდების განაწილების მთავარ სარტყელში. რაც შეეხება კოიპერის სარტყელს, ნეპტუნის გავლენა ემატება იუპიტერის როლს, რაც იწვევს ციური ობიექტების განდევნას მზის სისტემის ამ შორეულ რეგიონში. ვარაუდობენ, რომ გიგანტური პლანეტების გავლენა ვრცელდება კიდევ უფრო შორეულ ოორტის ღრუბელზე, რომელიც, თუმცა, მზესთან უფრო ახლოს ჩამოყალიბდა, ვიდრე ახლა. გიგანტურ პლანეტებთან მიახლოების ევოლუციის ადრეულ ფაზაში, პირველყოფილი ობიექტები (პლანეტაზემალები) მათში ბუნებრივი მოძრაობაშეასრულა ის, რასაც ჩვენ გრავიტაციულ მანევრებს ვუწოდებთ, ავსებდა ოორტის ღრუბელს მიკუთვნებულ სივრცეს. მზისგან ასეთ დიდ მანძილზე ყოფნისას, ისინი ასევე ექვემდებარებიან ჩვენი გალაქტიკის ვარსკვლავების - ირმის ნახტომის გავლენას, რაც იწვევს მათ ქაოტურ გადასვლას დაბრუნების ტრაექტორიაზე, მზის სივრცის ახლო რეგიონში. ჩვენ ვაკვირდებით ამ პლანეტასიმალებს, როგორც გრძელი პერიოდის კომეტებს. მაგალითად, შეიძლება აღინიშნოს მე-20 საუკუნის ყველაზე კაშკაშა კომეტა - კომეტა ჰეილ-ბოპი, რომელიც აღმოაჩინეს 1995 წლის 23 ივლისს და მიაღწია პერიჰელიონს 1997 წელს. მზის გარშემო ბრუნვის პერიოდი 2534 წელია, აფელიონი კი 185 ა.ე.-ის მანძილზეა. მზიდან.

ასტეროიდი-კომეტა საშიშროება

მთვარის, მერკურის და მზის სისტემის სხვა სხეულების ზედაპირზე მრავალი კრატერი ხშირად მოიხსენიება, როგორც დედამიწისთვის ასტეროიდ-კომეტის საშიშროების დონის ილუსტრაცია. მაგრამ ასეთი მითითება მთლად სწორი არ არის, ვინაიდან ამ კრატერების აბსოლუტური უმრავლესობა ჩამოყალიბდა „ძლიერი დაბომბვის პერიოდში“. მიუხედავად ამისა, თანამედროვე ტექნოლოგიების დახმარებით, მათ შორის სატელიტური გამოსახულების ანალიზით, შესაძლებელია დედამიწის ზედაპირზე ასტეროიდებთან შეჯახების კვალის აღმოჩენა, რომლებიც მზის სისტემის ევოლუციის გაცილებით გვიან პერიოდებს განეკუთვნება. ყველაზე დიდი და უძველესი ცნობილი კრატერი, ვრედეფორტი, მდებარეობს სამხრეთ აფრიკაში. მისი დიამეტრი დაახლოებით 250 კილომეტრია, მისი ასაკი შეფასებულია ორ მილიარდ წელს.

მექსიკაში, იუკატანის ნახევარკუნძულის სანაპიროზე მდებარე ჩიქსულუბის კრატერი ჩამოყალიბდა 65 მილიონი წლის წინ ასტეროიდის შეჯახების შემდეგ, რაც ექვივალენტურია 100 ტერატონის (10 12 ტონა) ტროტილის აფეთქების ენერგიისა. ახლა ითვლება, რომ დინოზავრების გადაშენება იყო ამ კატასტროფული მოვლენის შედეგი, რამაც გამოიწვია ცუნამი, მიწისძვრა, ვულკანური ამოფრქვევა და კლიმატის ცვლილებები ატმოსფეროში წარმოქმნილი მტვრის ფენის გამო, რომელიც ფარავდა მზეს. ერთ-ერთი ყველაზე ახალგაზრდა - ბარინჯერის კრატერი - მდებარეობს აშშ-ში, არიზონას უდაბნოში. მისი დიამეტრი 1200 მეტრია, სიღრმე 175 მეტრი. იგი წარმოიშვა 50 ათასი წლის წინ რკინის მეტეორიტის ზემოქმედების შედეგად, რომლის დიამეტრი დაახლოებით 50 მეტრია და მასა რამდენიმე ასეული ათასი ტონაა.

საერთო ჯამში, ახლა დაახლოებით 170 დარტყმის კრატერია ჩამოყალიბებული ციური სხეულების დაცემის შედეგად. ყველაზე დიდი ყურადღება ჩელიაბინსკის მახლობლად მომხდარმა მოვლენამ მიიპყრო, როდესაც 2013 წლის 15 თებერვალს ამ მხარეში ატმოსფეროში ასტეროიდი შევიდა, რომლის ზომა დაახლოებით 17 მეტრს და მასას 13000 ტონას შეადგენდა. ის ჰაერში 20 კილომეტრის სიმაღლეზე აფეთქდა, მისი უდიდესი ნაწილი 600 კილოგრამს იწონიდა ჩებარკულის ტბაში.

მის დაცემას მსხვერპლი არ მოჰყოლია, ნგრევა შესამჩნევი იყო, მაგრამ არა კატასტროფული: საკმაოდ დიდ ფართობზე მინა გატყდა, ჩელიაბინსკის თუთიის ქარხნის სახურავი ჩამოინგრა, დაახლოებით 1500 ადამიანი დაშავდა მინის ნამსხვრევებით. ითვლება, რომ კატასტროფა იღბლის ელემენტის გამო არ მომხდარა: მეტეორიტის დაცემის ტრაექტორია ნაზი იყო, წინააღმდეგ შემთხვევაში შედეგები გაცილებით რთული იქნებოდა. აფეთქების ენერგია 0,5 მეგატონა ტროტილის ექვივალენტურია, რაც შეესაბამება ჰიროშიმაზე ჩამოგდებულ 30 ბომბს. ჩელიაბინსკის ასტეროიდიგახდა ამ მასშტაბის ყველაზე დეტალური მოვლენა 1908 წლის 17 (30) ივნისს ტუნგუსკას მეტეორიტის აფეთქების შემდეგ. თანამედროვე შეფასებით, ციური სხეულების დაცემა, როგორიცაა ჩელიაბინსკი, მთელ მსოფლიოში დაახლოებით 100 წელიწადში ერთხელ ხდება. რაც შეეხება ტუნგუსკას მოვლენას, როდესაც 18 კილომეტრის სიმაღლეზე აფეთქების შედეგად 10-15 მეგატონა ტროტილის ენერგიით 50 კილომეტრის დიამეტრის ფართობზე ხეები დაიწვა და წაიქცა, ასეთი კატასტროფები დაახლოებით ერთხელ ხდება. ყოველ 300 წელიწადში. თუმცა არის შემთხვევები, როდესაც უფრო მცირე ზომის სხეულები, რომლებიც აღნიშნულზე უფრო ხშირად ეჯახებიან დედამიწას, შესამჩნევი ზიანი მიაყენეს. ამის მაგალითია ოთხი მეტრიანი ასტეროიდი, რომელიც დაეცა სიხოტე-ალინში ვლადივოსტოკის ჩრდილო-აღმოსავლეთით 1947 წლის 12 თებერვალს. მიუხედავად იმისა, რომ ასტეროიდი პატარა იყო, ის თითქმის მთლიანად რკინისგან შედგებოდა და აღმოჩნდა, რომ ეს იყო ყველაზე დიდი რკინის მეტეორიტი, რომელიც ოდესმე დაფიქსირებულა დედამიწის ზედაპირზე. 5 კილომეტრის სიმაღლეზე ის აფეთქდა და ციმციმი მზეზე უფრო კაშკაშა იყო. აფეთქების ეპიცენტრის ტერიტორია (მისი პროექცია დედამიწის ზედაპირზე) დაუსახლებელი იყო, მაგრამ 2 კილომეტრის დიამეტრის ტერიტორიაზე ტყე დაზიანდა და ჩამოყალიბდა 26 მეტრამდე დიამეტრის ასზე მეტი კრატერი. . თუ ასეთი ობიექტი დაეცა Დიდი ქალაქიასობით და ათასობით ადამიანიც კი დაიღუპებოდა.

ამასთან, სავსებით აშკარაა, რომ ასტეროიდის დაცემის შედეგად კონკრეტული ადამიანის სიკვდილის ალბათობა ძალიან დაბალია. ეს არ გამორიცხავს იმის შესაძლებლობას, რომ ასობით წელი გაიაროს მნიშვნელოვანი მსხვერპლის გარეშე, შემდეგ კი დაცემა დიდი ასტეროიდიგამოიწვიოს მილიონობით ადამიანის სიკვდილი. მაგიდაზე. 1 გვიჩვენებს ასტეროიდის დარტყმის ალბათობას, რომელიც დაკავშირებულია სხვა მოვლენების შედეგად სიკვდილიანობასთან.

უცნობია, როდის მოხდება ასტეროიდის შემდეგი შეჯახება, მისი შედეგებით შედარებით ჩელიაბინსკის მოვლენასთან შედარებით. ის შეიძლება დაეცეს 20 წელიწადში და რამდენიმე საუკუნეში, მაგრამ შეიძლება ხვალაც. ჩელიაბინსკის ღონისძიების მსგავსი მოვლენის ადრეული გაფრთხილების მიღება არა მხოლოდ სასურველია - აუცილებელია პოტენციურად საშიში ობიექტების ეფექტურად გადახვევა, ვთქვათ, 50 მეტრზე დიდი. რაც შეეხება პატარა ასტეროიდების დედამიწასთან შეჯახებას, ეს მოვლენები იმაზე ხშირად ხდება, ვიდრე ჩვენ ვფიქრობთ: დაახლოებით ორ კვირაში ერთხელ. ეს ილუსტრირებულია ნასას მიერ მომზადებული ასტეროიდების მეტრის ან მეტის გასული ოცი წლის განმავლობაში დაცემის ზემოთ მოცემულ რუკაზე.

.

პოტენციურად საშიში დედამიწის მახლობლად ობიექტების გადახრის მეთოდები

2004 წელს ასტეროიდის აპოფისის აღმოჩენამ, რომლის 2036 წელს დედამიწასთან შეჯახების ალბათობა მაშინ საკმაოდ მაღალი იყო, გამოიწვია ასტეროიდ-კომეტების დაცვის პრობლემისადმი ინტერესის მნიშვნელოვანი ზრდა. დაიწყო მუშაობა საშიში ციური ობიექტების აღმოსაჩენად და კატალოგზე და დაიწყო კვლევითი პროგრამები დედამიწასთან მათი შეჯახების თავიდან აცილების პრობლემის გადასაჭრელად. შედეგად, აღმოჩენილი ასტეროიდების და კომეტების რაოდენობა მკვეთრად გაიზარდა, ასე რომ, ამ დროისთვის მათზე მეტია აღმოჩენილი, ვიდრე ცნობილი იყო პროგრამაზე მუშაობის დაწყებამდე. და სხვადასხვა გზებიასტეროიდების გადახრები დედამიწასთან ზემოქმედების ტრაექტორიებიდან, მათ შორის საკმაოდ ეგზოტიკური. მაგალითად, სახიფათო ასტეროიდების ზედაპირების საღებავით დაფარვა, რომელიც შეცვლის მათ ამრეკლავ მახასიათებლებს, რაც გამოიწვევს ასტეროიდის ტრაექტორიის საჭირო გადახრას მზის შუქის წნევის გამო. გაგრძელდა კვლევა საშიში ობიექტების ტრაექტორიების შეცვლის გზებზე მათთან კოსმოსური ხომალდის შეჯახებით. ეს უკანასკნელი მეთოდები საკმაოდ პერსპექტიული ჩანს და არ საჭიროებს ისეთი ტექნოლოგიების გამოყენებას, რომლებიც სცილდება თანამედროვე სარაკეტო და კოსმოსური ტექნოლოგიების შესაძლებლობებს. თუმცა, მათი ეფექტურობა შემოიფარგლება კოსმოსური ხომალდის მასით. ყველაზე მძლავრი რუსული გადამზიდავი Proton-M-ისთვის ის არ შეიძლება აღემატებოდეს 5-6 ტონას.

მოდით შევაფასოთ სიჩქარის ცვლილება, მაგალითად, აპოფისის, რომლის მასა დაახლოებით 40 მილიონი ტონაა: მასთან შეჯახება კოსმოსური ხომალდის მიერ, რომლის წონაა 5 ტონა, 10 კმ/წმ ფარდობითი სიჩქარით, მისცემს 1,25 მილიმეტრს წამში. თუ დარტყმა მოხდება მოსალოდნელ შეჯახებამდე დიდი ხნით ადრე, შესაძლებელია საჭირო გადახრის შექმნა, მაგრამ ეს „დიდი დრო“ იქნება მრავალი ათწლეული. ამჟამად შეუძლებელია ასტეროიდის ტრაექტორიის პროგნოზირება მისაღები სიზუსტით, განსაკუთრებით იმის გათვალისწინებით, რომ გაურკვევლობაა დარტყმის დინამიკის პარამეტრების ცოდნა და, შესაბამისად, ასტეროიდის სიჩქარის ვექტორში მოსალოდნელი ცვლილების შეფასება. ამრიგად, საშიში ასტეროიდის დედამიწასთან შეჯახებისგან განდევნის მიზნით, საჭიროა იპოვოთ შესაძლებლობა, უფრო მასიური ჭურვი მიმართოს მას. როგორც ასეთი, ჩვენ შეგვიძლია შემოგთავაზოთ კიდევ ერთი ასტეროიდი, რომლის მასა მნიშვნელოვნად აღემატება კოსმოსური ხომალდის მასას, ვთქვათ 1500 ტონას. მაგრამ ასეთი ასტეროიდის მოძრაობის გასაკონტროლებლად, იდეის პრაქტიკაში განსახორციელებლად საჭირო იქნება ძალიან ბევრი საწვავი. ამიტომ, ასტეროიდის ჭურვის ტრაექტორიის საჭირო ცვლილებისთვის შემოთავაზებული იყო ეგრეთ წოდებული გრავიტაციული მანევრის გამოყენება, რომელიც თავისთავად არ საჭიროებს საწვავის ხარჯვას.

გრავიტაციული მანევრი გაგებულია, როგორც საკმაოდ მასიური სხეულის კოსმოსური ობიექტის (ჩვენს შემთხვევაში, ასტეროიდის ჭურვის) ფრენა - დედამიწა, ვენერა, მზის სისტემის სხვა პლანეტები, ისევე როგორც მათი თანამგზავრები. მანევრის მნიშვნელობა მდგომარეობს მფრინავ სხეულთან მიმართებაში ტრაექტორიის პარამეტრების ისეთ არჩევანში (სიმაღლე, საწყისი პოზიცია და სიჩქარის ვექტორი), რაც საშუალებას მისცემს, მისი გრავიტაციული გავლენის გამო, შეცვალოს ობიექტის ორბიტა. ჩვენი შემთხვევა, ასტეროიდი) მზის გარშემო ისე, რომ ის შეჯახების ტრაექტორიაზე იყოს. სხვა სიტყვებით რომ ვთქვათ, სარაკეტო ძრავის დახმარებით კონტროლირებად ობიექტზე სიჩქარის იმპულსის მიცემის ნაცვლად, ამ იმპულსს ვიღებთ პლანეტის მიზიდულობის ან, როგორც მას ასევე უწოდებენ, სლინგის ეფექტის გამო. უფრო მეტიც, იმპულსის სიდიდე შეიძლება იყოს მნიშვნელოვანი - 5 კმ/წმ ან მეტი. სტანდარტული სარაკეტო ძრავით მის შესაქმნელად საჭიროა საწვავის დახარჯვა, რომელიც 3,5-ჯერ აღემატება აპარატის მასას. გრავიტაციული მანევრის მეთოდისთვის კი საწვავი საჭიროა მხოლოდ მოწყობილობის გამოთვლილ მანევრის ტრაექტორიამდე მისასვლელად, რაც ამცირებს მის მოხმარებას სიდიდის ორი რიგით. უნდა აღინიშნოს, რომ კოსმოსური ხომალდების ორბიტების შეცვლის ეს მეთოდი ახალი არ არის: იგი შემოგვთავაზა გასული საუკუნის ოცდაათიანი წლების დასაწყისში საბჭოთა სარაკეტო ტექნოლოგიის პიონერმა F.A. ზანდერი. ამჟამად ეს ტექნიკა ფართოდ გამოიყენება კოსმოსური ფრენების პრაქტიკაში. საკმარისია კიდევ ერთხელ აღვნიშნო, მაგალითად, ევროპული კოსმოსური ხომალდი Rosetta: ათწლიანი მისიის დროს მან სამი გრავიტაციული მანევრი შეასრულა დედამიწის მახლობლად და ერთი მარსის მახლობლად. შეიძლება გავიხსენოთ საბჭოთა კოსმოსური ხომალდი "ვეგა-1" და "ვეგა-2", რომელმაც პირველად შემოუარა ჰალეის კომეტას - მისკენ მიმავალ გზაზე მათ გააკეთეს. გრავიტაციული მანევრებივენერას გრავიტაციული ველის გამოყენებით. 2015 წელს პლუტონამდე მისასვლელად ნასას კოსმოსურმა ხომალდმა New Horizons-მა მანევრი გამოიყენა იუპიტერის ველზე. სიმძიმის დამხმარე მისიების სია ამ მაგალითებით შორს არის ამომწურავი.

გრავიტაციული მანევრის გამოყენება დედამიწასთან შედარებით მცირე ზომის ასტეროიდების სახიფათო ციურ ობიექტებამდე გადახრის მიზნით, დედამიწასთან შეჯახების ტრაექტორიიდან გადახრის მიზნით, შესთავაზეს რუსეთის მეცნიერებათა აკადემიის კოსმოსური კვლევის ინსტიტუტის თანამშრომლებმა საერთაშორისო კონფერენციაზე. ასტეროიდების საშიშროების პრობლემა, ორგანიზებული მალტაში 2009 წელს. და მომდევნო წელს გამოჩნდა ჟურნალის პუბლიკაცია, რომელიც ასახავდა ამ კონცეფციას და ამართლებდა მას.

კონცეფციის, როგორც სახიფათო მაგალითის მიზანშეწონილობის დასადასტურებლად ციური ობიექტიაირჩიეს ასტეროიდი აპოფისი.

თავდაპირველად, მათ მიიღეს პირობა, რომ ასტეროიდის საფრთხე დადგინდა დედამიწასთან სავარაუდო შეჯახებამდე დაახლოებით ათი წლით ადრე. შესაბამისად აშენდა ასტეროიდის მასზე გავლის ტრაექტორიიდან გადახრის სცენარი. უპირველეს ყოვლისა, დედამიწის მახლობლად მყოფი ასტეროიდების სიიდან, რომელთა ორბიტაც ცნობილია, შეირჩა ერთი, რომელიც დედამიწის სიახლოვეს გადაინაცვლებს გრავიტაციული მანევრის შესასრულებლად შესაფერის ორბიტაზე, რომელიც უზრუნველყოფს ასტეროიდის დარტყმას აპოფისს არა უგვიანეს 2035 წ. შერჩევის კრიტერიუმად, ჩვენ ავიღეთ სიჩქარის იმპულსის სიდიდე, რომელიც უნდა მიეწოდოს ასტეროიდს, რათა გადავიტანოთ იგი ასეთ ტრაექტორიაზე. მაქსიმალური დასაშვები იმპულსი იყო 20 მ/წმ. შემდეგი, ასტეროიდის აპოფისამდე მიმავალი შესაძლო ოპერაციების რიცხვითი ანალიზი განხორციელდა შემდეგი ფრენის სცენარის მიხედვით.

Proton-M გამშვები მანქანის სათავე განყოფილების გაშვების შემდეგ დედამიწის დაბალ ორბიტაზე Breeze-M-ის ზედა საფეხურის დახმარებით, კოსმოსური ხომალდი გადადის ჭურვის ასტეროიდის ფრენის ტრაექტორიაზე, შემდგომი დაშვებით მის ზედაპირზე. მოწყობილობა ზედაპირზე ფიქსირდება და ასტეროიდთან ერთად მოძრაობს იმ წერტილამდე, სადაც ის ჩართავს ძრავას, ასტეროიდს გადასცემს იმპულსს, გადააქვს გრავიტაციული მანევრის გამოთვლილ ტრაექტორიაზე - დედამიწის ირგვლივ ფრენა. მოძრაობის პროცესში კეთდება საჭირო გაზომვები როგორც სამიზნე ასტეროიდის, ასევე ჭურვის ასტეროიდის მოძრაობის პარამეტრების დასადგენად. გაზომვის შედეგების საფუძველზე ხდება ჭურვის ტრაექტორიის გამოთვლა და კორექტირება. აპარატის მამოძრავებელი სისტემის დახმარებით ასტეროიდს ეძლევა სიჩქარის იმპულსები, რომლებიც ასწორებენ შეცდომებს სამიზნისკენ მოძრაობის ტრაექტორიის პარამეტრებში. იგივე ოპერაციები ტარდება კოსმოსური ხომალდის ასტეროიდამდე ფრენის ტრაექტორიაზე. სცენარის შემუშავებისა და ოპტიმიზაციის მთავარი პარამეტრი არის სიჩქარის იმპულსი, რომელიც უნდა გადაეცეს ჭურვის ასტეროიდს. ამ როლის კანდიდატებისთვის განისაზღვრება იმპულსის გაგზავნის თარიღები, ასტეროიდის დედამიწაზე ჩამოსვლა და სახიფათო ობიექტთან ზემოქმედება. ეს პარამეტრები ისეა შერჩეული, რომ ჭურვის ასტეროიდზე გადაცემული იმპულსი მინიმალური იყოს. კვლევის პროცესში გაანალიზდა ასტეროიდების მთელი სია, როგორც კანდიდატები, რომელთა ორბიტალური პარამეტრები ამჟამად ცნობილია - დაახლოებით 11000-ია.

გამოთვლების შედეგად აღმოაჩინეს ხუთი ასტეროიდი, რომელთა მახასიათებლები, ზომების ჩათვლით, მოცემულია ცხრილში. 2. მას დაეჯახა ასტეროიდები, რომელთა ზომები მნიშვნელოვნად აღემატება ზღვრულ დასაშვებ მასის შესაბამის მნიშვნელობებს: 1500–2000 ტონა. ამასთან დაკავშირებით ორი შენიშვნა უნდა გაკეთდეს. პირველი, შორს სრული სიადედამიწის მახლობლად მდებარე ასტეროიდები (11000), ხოლო თანამედროვე შეფასებით მათგან სულ მცირე 100000-მდეა განსაზღვრული ლიმიტები (შეგიძლიათ გაიხსენოთ ასტეროიდი Itokawa). გაითვალისწინეთ, რომ სწორედ ეს მიდგომა ფასდება რეალისტურად მთვარის ორბიტაზე პატარა ასტეროიდის მიწოდების ამერიკულ პროექტში. მაგიდიდან. 2 ჩანს, რომ უმცირესი სიჩქარის იმპულსი - მხოლოდ 2,38 მ/წმ - აუცილებელია, თუ ასტეროიდი 2006 XV4 გამოიყენება ჭურვის სახით. მართალია, ის თავად არის ძალიან დიდი და აჭარბებს სავარაუდო ზღვარს 1500 ტონას. მაგრამ თუ თქვენ იყენებთ მის ფრაგმენტს ან ლოდს ზედაპირზე ასეთი მასით (ასეთის არსებობის შემთხვევაში), მაშინ მითითებული იმპულსი შექმნის სტანდარტულ სარაკეტო ძრავას გაზის გამონაბოლქვის სიჩქარით 3200 მ/წმ, ხარჯავს 1,2 ტონა საწვავს. გამოთვლებმა აჩვენა, რომ ამ ასტეროიდის ზედაპირზე 4,5 ტონაზე მეტი ჯამური მასის მოწყობილობის დაჯდომა შესაძლებელია, ამიტომ საწვავის მიწოდება პრობლემებს არ შეუქმნის. ხოლო ელექტრო სარაკეტო ძრავის გამოყენება შეამცირებს საწვავის მოხმარებას (უფრო ზუსტად, სამუშაო სითხეს) 110 კილოგრამამდე.

თუმცა გასათვალისწინებელია, რომ ცხრილში მოცემული მონაცემები სიჩქარის საჭირო იმპულსების შესახებ ეხება იდეალურ შემთხვევას, როდესაც სიჩქარის ვექტორის საჭირო ცვლილება რეალიზდება აბსოლუტურად ზუსტად. სინამდვილეში ეს ასე არ არის და, როგორც უკვე აღინიშნა, ორბიტის კორექტირებისთვის აუცილებელია სამუშაო სითხის მარაგი. აქამდე მიღწეული სიზუსტით, კორექტირებას შეიძლება დასჭირდეს სულ 30 მ/წმ-მდე, რაც აღემატება სიჩქარის ცვლილების სიდიდის ნომინალურ მნიშვნელობებს საშიში ობიექტის დაჭერის პრობლემის გადასაჭრელად.

ჩვენს შემთხვევაში, როდესაც კონტროლირებად ობიექტს აქვს მასა სამი რიგით დიდი სიდიდის, სხვა გამოსავალია საჭირო. ის არსებობს - ეს არის ელექტრო სარაკეტო ძრავის გამოყენება, რაც შესაძლებელს ხდის სამუშაო სითხის მოხმარების შემცირებას იმავე მაკორექტირებელი იმპულსისთვის ათჯერ. გარდა ამისა, ხელმძღვანელობის სიზუსტის გასაუმჯობესებლად, შემოთავაზებულია სანავიგაციო სისტემის გამოყენება, რომელიც მოიცავს გადამცემით აღჭურვილ პატარა აპარატს, რომელიც წინასწარ არის განთავსებული საშიში ასტეროიდის ზედაპირზე და ორი ქვესატელიტი, რომელიც თან ახლავს მთავარ აპარატს. . გადამცემების დახმარებით იზომება მოწყობილობებს შორის მანძილი და მათი შედარებითი სიჩქარე. ასეთი სისტემა შესაძლებელს ხდის უზრუნველყოს, რომ ასტეროიდი-ჭურვი სამიზნეს 50 მეტრში გადახრით მოხვდება, იმ პირობით, რომ სამიზნესთან მიახლოების ბოლო ფაზაში გამოყენებული იქნება მცირე ქიმიური ძრავა რამდენიმე ათეული კილოგრამიანი ბიძგით. აწარმოებს სიჩქარის იმპულსს 2 მ/წმ-ში.

იმ საკითხებს შორის, რომლებიც წარმოიქმნება სახიფათო ობიექტების გადახრის მიზნით მცირე ასტეროიდების გამოყენების კონცეფციის მიზანშეწონილობის განხილვისას, არსებითია ასტეროიდის დედამიწასთან შეჯახების რისკის საკითხი, რომელიც გადადის მის გარშემო გრავიტაციული მანევრის ტრაექტორიაზე. მაგიდაზე. 2 გვიჩვენებს ასტეროიდების დისტანციებს დედამიწის ცენტრიდან პერიგეზე გრავიტაციული მანევრის შესრულებისას. ოთხისთვის ისინი აღემატება 15000 კილომეტრს, ხოლო 1994 წლის ასტეროიდისთვის GV არის 7427,54 კილომეტრი ( საშუალო რადიუსიდედამიწა - 6371 კილომეტრი). დისტანციები უსაფრთხოდ გამოიყურება, მაგრამ ჯერ კიდევ არ არსებობს იმის გარანტია, რომ არ არსებობს რისკი, თუ ასტეროიდის ზომა ისეთია, რომ მას შეუძლია მიაღწიოს დედამიწის ზედაპირს ატმოსფეროში დაწვის გარეშე. რამდენად ექსტრემალური დასაშვები ზომაგანვიხილოთ დიამეტრი 8-10 მეტრი, იმ პირობით, რომ ასტეროიდი არ არის რკინა. პრობლემის გადაჭრის რადიკალური გზაა მარსის ან ვენერას გამოყენება მანევრირებისთვის.

ასტეროიდების დაჭერა კვლევისთვის

ასტეროიდის გადამისამართების მისიის (ARM) პროექტის ძირითადი იდეაა ასტეროიდის სხვა ორბიტაზე გადატანა, უფრო მოსახერხებელი კვლევისთვის, უშუალო ადამიანის მონაწილეობით. როგორც ასეთი, შემოთავაზებული იყო ორბიტა მთვარის მახლობლად. როგორც ასტეროიდის ორბიტის შეცვლის კიდევ ერთ ვარიანტს, IKI RAS-მა განიხილა ასტეროიდების მოძრაობის კონტროლის მეთოდები დედამიწის მახლობლად გრავიტაციული მანევრების გამოყენებით, რომლებიც შემუშავებული იყო მცირე ასტეროიდების სახიფათო ობიექტებამდე მიყვანისთვის.

ასეთი მანევრების მიზანია ასტეროიდების გადატანა ორბიტებზე რეზონანსში ორბიტალური მოძრაობადედამიწა, კერძოდ, ასტეროიდის და დედამიწის პერიოდების თანაფარდობით 1:1. დედამიწის მახლობლად მდებარე ასტეროიდებს შორის არის ცამეტი, რომლებიც შეიძლება გადავიდნენ რეზონანსულ ორბიტებზე მითითებული თანაფარდობით და პერიგეის რადიუსის ქვედა დასაშვებ ზღვარზე - 6700 კილომეტრზე. ამისათვის საკმარისია რომელიმე მათგანმა შეატყობინოს სიჩქარის იმპულსი არაუმეტეს 20 მ/წმ. მათი სია მოცემულია ცხრილში. 3, სადაც მითითებულია სიჩქარის იმპულსების სიდიდეები, ასტეროიდის გადატანა დედამიწის მახლობლად გრავიტაციული მანევრის ტრაექტორიაზე, რის შედეგადაც მისი ორბიტის პერიოდი ხდება დედამიწის ტოლი, ანუ ერთი წელი. იქ ასევე მოცემულია ასტეროიდის მაქსიმალური და მინიმალური მისაღწევი სიჩქარე მის ჰელიოცენტრულ მოძრაობაში. საინტერესოა აღინიშნოს, რომ მაქსიმალური სიჩქარე შეიძლება იყოს ძალიან მაღალი, რაც საშუალებას მისცემს მანევრს ასტეროიდი მზისგან საკმაოდ შორს გადააგდოს. მაგალითად, ასტეროიდი 2012 VE77 შეიძლება გაიგზავნოს ორბიტაზე აფელიონით სატურნის ორბიტიდან დაშორებით, დანარჩენი კი - მარსის ორბიტის მიღმა.

რეზონანსული ასტეროიდების უპირატესობა ის არის, რომ ისინი ყოველწლიურად უბრუნდებიან დედამიწის სიახლოვეს. ეს შესაძლებელს ხდის ყოველწლიურად მაინც გაგზავნოს კოსმოსური ხომალდი ასტეროიდზე დასაჯდომად და ნიადაგის ნიმუშების მიტანას დედამიწაზე და თითქმის არ არის საჭირო საწვავი დედამიწაზე დასაფრენად დასაფრენად. ამასთან დაკავშირებით, რეზონანსულ ორბიტაზე მყოფ ასტეროიდს აქვს უპირატესობები მთვარის ორბიტაზე მყოფ ასტეროიდთან შედარებით, როგორც ეს დაგეგმილია კეკის პროექტში, რადგან დასაბრუნებლად საჭიროა საწვავის შესამჩნევი მოხმარება. უპილოტო მისიებისთვის ეს შეიძლება იყოს გადამწყვეტი, მაგრამ პილოტირებული ფრენებისთვის, როდესაც აუცილებელია იმის უზრუნველყოფა, რომ მოწყობილობა დედამიწაზე რაც შეიძლება სწრაფად დაბრუნდეს საგანგებო სიტუაციებში (ერთი კვირის განმავლობაში ან უფრო ადრეც), უპირატესობა შეიძლება იყოს მხარეზე. ARM პროექტი.

მეორეს მხრივ, რეზონანსული ასტეროიდების დედამიწაზე ყოველწლიური დაბრუნება საშუალებას იძლევა პერიოდული გრავიტაციული მანევრები, ყოველ ჯერზე შეცვალოს მათი ორბიტა კვლევის პირობების ოპტიმიზაციისთვის. ამ შემთხვევაში ორბიტა უნდა დარჩეს რეზონანსული, რაც მარტივია განხორციელდეს მრავალჯერადი გრავიტაციის მანევრების შესრულებით. ამ მიდგომის გამოყენებით შესაძლებელია ასტეროიდის გადატანა დედამიწის იდენტურ ორბიტაზე, მაგრამ ოდნავ მიდრეკილზე მისი სიბრტყისკენ (ეკლიპტიკისკენ). შემდეგ ასტეროიდი დედამიწას წელიწადში ორჯერ უახლოვდება. გრავიტაციული მანევრების თანმიმდევრობის შედეგად მიღებული ორბიტების ოჯახი მოიცავს ორბიტას, რომლის სიბრტყე მდებარეობს ეკლიპტიკაში, მაგრამ აქვს ძალიან დიდი ექსცენტრიულობა და, როგორც ასტეროიდი 2012 VE77, აღწევს მარსის ორბიტას.

თუ ჩვენ შემდგომ განვავითარებთ პლანეტებისთვის გრავიტაციული მანევრების ტექნოლოგიას, მათ შორის რეზონანსული ორბიტების აგებას, მაშინ ჩნდება იდეა მთვარის გამოყენების შესახებ. ფაქტია, რომ პლანეტის გრავიტაციული მანევრი სუფთა სახით არ იძლევა ობიექტის დაჭერას თანამგზავრის ორბიტაზე, ვინაიდან მისი ფარდობითი მოძრაობის ენერგია არ იცვლება პლანეტის ირგვლივ ფრენისას. თუ ამავდროულად დაფრინავს პლანეტის ბუნებრივი თანამგზავრის (მთვარე) გარშემო, მაშინ მისი ენერგია შეიძლება შემცირდეს. პრობლემა ის არის, რომ შემცირება საკმარისი უნდა იყოს თანამგზავრის ორბიტაზე გადასატანად, ანუ საწყისი სიჩქარე პლანეტასთან შედარებით მცირე უნდა იყოს. თუ ეს მოთხოვნა არ დაკმაყოფილდება, ობიექტი სამუდამოდ დატოვებს დედამიწის სიახლოვეს. მაგრამ თუ თქვენ აირჩევთ კომბინირებული მანევრის გეომეტრიას ისე, რომ შედეგად ასტეროიდი დარჩეს რეზონანსულ ორბიტაზე, მაშინ ერთ წელიწადში შეგიძლიათ გაიმეოროთ მანევრი. ამრიგად, შესაძლებელია ასტეროიდის დაჭერა დედამიწის თანამგზავრის ორბიტაზე დედამიწის მახლობლად გრავიტაციული მანევრების გამოყენებით, რეზონანსული მდგომარეობის შენარჩუნებით და მთვარის კოორდინირებული ფრენით.

ცხადია, ცალკეული მაგალითები, რომლებიც ადასტურებენ გრავიტაციული მანევრების გამოყენებით ასტეროიდების მოძრაობის კონტროლის კონცეფციის განხორციელების შესაძლებლობას, არ იძლევა გარანტიას ასტეროიდ-კომეტის საშიშროების პრობლემის გადაჭრაზე ნებისმიერი ციური ობიექტისთვის, რომელიც ემუქრება დედამიწას შეჯახებას. შეიძლება მოხდეს, რომ კონკრეტულ შემთხვევაში არ არსებობდეს შესაფერისი ასტეროიდი, რომელიც შეიძლება მიმართული იყოს მასზე. მაგრამ, როგორც აჩვენა გამოთვლების უახლესი შედეგები, განხორციელებული "ახალი" კატალოგირებული ასტეროიდების გათვალისწინებით, მაქსიმალური დასაშვები სიჩქარის იმპულსით, რომელიც საჭიროა პლანეტის სიახლოვეს ასტეროიდის გადასატანად, უდრის 40 მ/წმ, შესაფერისი რაოდენობა. ასტეროიდები არის 29, 193 და 72 ვენერას, დედამიწისა და მარსისთვის შესაბამისად. ისინი შეტანილია ციური სხეულების სიაში, რომელთა მოძრაობა კონტროლდება თანამედროვე სარაკეტო და კოსმოსური ტექნოლოგიების საშუალებით. სია სწრაფად იზრდება, რადგან დღე-ღამეში საშუალოდ 2-5 ასტეროიდი აღმოაჩინეს. ასე რომ, 2014 წლის 1 ნოემბრიდან 21 ნოემბრის ჩათვლით პერიოდში აღმოაჩინეს 58 დედამიწასთან ახლოს ასტეროიდი. აქამდე ჩვენ ვერ ვმოქმედებდით ბუნებრივი ციური სხეულების მოძრაობაზე, მაგრამ ცივილიზაციის განვითარების ახალი ეტაპი იწყება, როდესაც ეს შესაძლებელი გახდება.

ტერმინი სტატიისთვის

ბოდეს კანონი(ტიციუს-ბოდეს წესი, რომელიც დააწესა 1766 წელს გერმანელმა მათემატიკოსმა იოჰან ტიციუსმა და გადააფორმა 1772 წელს გერმანელმა ასტრონომმა იოჰან ბოდემ) აღწერს მანძილებს მზის სისტემის პლანეტების ორბიტებსა და მზეს შორის, ისევე როგორც პლანეტებს შორის. და მისი ბუნებრივი თანამგზავრების ორბიტები. მისი ერთ-ერთი მათემატიკური ფორმულირება: R i = (D i + 4)/10, სადაც D i = 0, 3, 6, 12 ... n, 2n და R i არის პლანეტის ორბიტის საშუალო რადიუსი ასტრონომიულ ერთეულებში. (ა. ე.).

ეს ემპირიული კანონი მოქმედებს პლანეტების უმეტესობისთვის 3%-ის სიზუსტით, მაგრამ, როგორც ჩანს, მას ფიზიკური მნიშვნელობა არ აქვს. ამასთან, არსებობს ვარაუდი, რომ მზის სისტემის ფორმირების ეტაპზე, გრავიტაციული დარღვევების შედეგად, წარმოიშვა რეგიონების რეგულარული რგოლის სტრუქტურა, რომელშიც პროტოპლანეტების ორბიტები სტაბილური აღმოჩნდა. მზის სისტემის შემდგომმა კვლევებმა აჩვენა, რომ ბოდეს კანონი, ზოგადად რომ ვთქვათ, შორს არის ყოველთვის შესრულებისგან: მაგალითად, ნეპტუნისა და პლუტონის ორბიტები მზესთან ბევრად უფრო ახლოსაა, ვიდრე ის წინასწარმეტყველებს (იხ. ცხრილი).

(L-წერტილები, ან ლიბრაციის წერტილები, ლათ. ლიბრაცია- რხევა) - წერტილები ორი მასიური სხეულის სისტემაში, მაგალითად, მზე და პლანეტა ან პლანეტა და მისი ბუნებრივი თანამგზავრი. გაცილებით მცირე მასის სხეული - ასტეროიდი ან კოსმოსური ლაბორატორია - დარჩება ლაგრანგის ნებისმიერ წერტილში, მცირე ამპლიტუდით ირხევა, იმ პირობით, რომ მასზე მხოლოდ გრავიტაციული ძალები მოქმედებენ.

ლაგრანჟის წერტილები დევს ორივე სხეულის ორბიტის სიბრტყეში და მითითებულია 1-დან 5-მდე ინდექსებით. პირველი სამი - კოლინარული - დევს სწორ ხაზზე, რომელიც აკავშირებს მასიური სხეულების ცენტრებს. წერტილი L 1 მდებარეობს მასიურ სხეულებს შორის, L 2 - ნაკლებად მასიურის უკან, L 3 - უფრო მასიურის უკან. ასტეროიდის პოზიცია ამ წერტილებში ყველაზე ნაკლებად სტაბილურია. წერტილები L 4 და L 5 - სამკუთხა, ან ტროას - ორბიტაზეა დიდი მასის სხეულების დამაკავშირებელი ხაზის ორივე მხარეს, მათ შემაერთებელი ხაზისგან 60 o კუთხით (მაგალითად, მზე და დედამიწა).

დედამიწა-მთვარე სისტემის წერტილი L 1 არის მოსახერხებელი ადგილი პილოტირებული ორბიტალური სადგურის დასაყენებლად, რომელიც ასტრონავტებს საშუალებას აძლევს მთვარეზე საწვავის მინიმალური მოხმარებით მოხვდნენ, ან ობსერვატორია მზეზე დასაკვირვებლად, რომელიც ამ ეტაპზე არასოდეს დაფარავს არც ერთს. დედამიწა თუ მთვარე.

მზე-დედამიწის სისტემის წერტილი L 2 მოსახერხებელია კოსმოსური ობსერვატორიების და ტელესკოპების ასაშენებლად. ობიექტი ამ ეტაპზე განუსაზღვრელი ვადით ინარჩუნებს თავის ორიენტაციას დედამიწასთან და მზესთან მიმართებაში. მასში უკვე განთავსებულია ამერიკული ლაბორატორიები Planck, Herschel, WMAP, Gaia და სხვა.

L 3 წერტილში, მზის მეორე მხარეს, სამეცნიერო ფანტასტიკის მწერლებმა არაერთხელ მოათავსეს გარკვეული პლანეტა - კონტრდედამიწა, რომელიც ან შორიდან ჩამოვიდა, ან დედამიწასთან ერთდროულად შეიქმნა. თანამედროვე დაკვირვებებმა ის ვერ აღმოაჩინა.

ექსცენტრიულობა(ნახ. 1) - რიცხვი, რომელიც ახასიათებს მეორე რიგის მრუდის (ელიფსი, პარაბოლა და ჰიპერბოლა) ფორმას. მათემატიკურად, ის უდრის მრუდის ნებისმიერი წერტილის მანძილის თანაფარდობას მის ფოკუსამდე მანძილს ამ წერტილიდან სწორ ხაზამდე, რომელსაც ეწოდება მიმართულება. ელიფსები - ასტეროიდების და სხვა ციური სხეულების უმეტესობის ორბიტას აქვს ორი მიმართულება. მათი განტოლებებია: x = ±(a/e), სადაც a არის ელიფსის ნახევრად მთავარი ღერძი; e - ექსცენტრიულობა - მუდმივი მნიშვნელობა ნებისმიერი მოცემული მრუდისთვის. ელიფსის ექსცენტრიულობა 1-ზე ნაკლებია (პარაბოლისთვის, e \u003d 1, ჰიპერბოლისთვის, e\u003e 1); როდესაც e > 0, ელიფსის ფორმა უახლოვდება წრეს; როდესაც e > 1, ელიფსი უფრო და უფრო წაგრძელებული და შეკუმშული ხდება, გადაგვარდება სეგმენტად ლიმიტში - საკუთარი მთავარი ღერძი 2a. ელიფსის ექსცენტრიულობის კიდევ ერთი, უფრო მარტივი და ვიზუალური განმარტება არის მის მაქსიმალურ და მინიმალურ მანძილებს შორის სხვაობის თანაფარდობა ფოკუსთან მათ ჯამთან, ანუ ელიფსის ძირითადი ღერძის სიგრძესთან. ციური მზის ორბიტებისთვის, ეს არის ციური სხეულის დაშორების თანაფარდობა მზიდან აფელიონში და პერიჰელიონში მათ ჯამთან (ორბიტის მთავარი ღერძი).

მზიანი ქარი- პლაზმის მუდმივი ნაკადი მზის გვირგვინიანუ დამუხტული ნაწილაკები (პროტონები, ელექტრონები, ჰელიუმის ბირთვები, ჟანგბადის იონები, სილიციუმი, რკინა, გოგირდი) მზის რადიალური მიმართულებით. ის იკავებს სფერულ მოცულობას მინიმუმ 100 AU რადიუსით. ანუ მოცულობის საზღვარი განისაზღვრება დინამიური წნევის თანასწორობით მზის ქარიდა ვარსკვლავთშორისი გაზის წნევა, მაგნიტური ველიგალაქტიკა და გალაქტიკური კოსმოსური სხივები.

ეკლიპტიკა(ბერძნულიდან. ეკლეიფსისი- დაბნელება) - ციური სფეროს დიდი წრე, რომლის გასწვრივ ხდება მზის აშკარა წლიური მოძრაობა. სინამდვილეში, ვინაიდან დედამიწა მზის გარშემო მოძრაობს, ეკლიპტიკა არის ციური სფეროს მონაკვეთი დედამიწის ორბიტის სიბრტყით. ეკლიპტიკური ხაზი გადის ზოდიაქოს 12 თანავარსკვლავედში. მისი ბერძნული სახელწოდება განპირობებულია იმით, რომ იგი ცნობილია უძველესი დროიდან: მზის და მთვარის დაბნელება ხდება მაშინ, როდესაც მთვარე არის მისი ორბიტის ეკლიპტიკასთან გადაკვეთის წერტილთან.