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 ბერძნულიდან ἀστεροειδής - "ვარსკვლავის მსგავსი", დან 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) და იუპიტერის ტროას ასტეროიდები (მწვანე)

ამ დროისთვის მზის სისტემაში ასობით ათასი ასტეროიდი აღმოაჩინეს. 2015 წლის 11 იანვრის მდგომარეობით, მონაცემთა ბაზაში იყო 670 474 ობიექტი, საიდანაც 422 636-ს ჰქონდა ზუსტი ორბიტა და ოფიციალური ნომერი, რომელთაგან 19 000-ზე მეტს ჰქონდა ოფიციალურად დამტკიცებული სახელები. ვარაუდობენ, რომ მზის სისტემაში შეიძლება იყოს 1,1-დან 1,9 მილიონამდე ობიექტი 1კმ-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 ასტეროიდის 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 შეესაბამებოდა ტიციუს-ბოდეს წესს.

მე-18 საუკუნის ბოლოს ფრანც ქსავერმა მოაწყო 24 ასტრონომისგან შემდგარი 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 ზოდიაქოს თანავარსკვლავედების მიდამოში ყველა ვარსკვლავის კოორდინატების აღწერა 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 ძიებას შეუერთდნენ სხვა ასტრონომები 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) ბრიციუსით, 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 შეერთებული შტატებიდან, 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. ითვლებოდა, რომ კომეტებს შეეძლოთ წყლის მიტანა დედამიწაზე, მაგრამ იზოტოპური შემადგენლობა მიწის წყალიდა კომეტებში წყალი 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 24 ნახევარმთვარეა და ინგლისური ასოები- 26, აღნიშვნაში არ არის გამოყენებული ორი ასო: I (ერთეულთან მსგავსების გამო) და Z. თუ ნახევარმთვარის დროს აღმოჩენილი ასტეროიდების რაოდენობა აღემატება 24-ს, ისინი კვლავ ბრუნდებიან ანბანის დასაწყისზე, მინიჭებული ინდექსი 2. მეორე ასოზე, შემდეგ დაბრუნებაზე - 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 მეთოდის გამოყენებით, 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. 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 დადგენაც საკმაოდ მარტივად შეიძლება. ფაქტია, რომ რაც უფრო დაბალია ასტეროიდის სიკაშკაშე, ანუ მით უფრო ნაკლებად ირეკლება მზის რადიაციახილულ დიაპაზონში, მით უფრო შთანთქავს მას და თბება, შემდეგ ასხივებს 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 სახელი ეწოდა პირველი ასტეროიდის მიხედვით, რომელიც აღმოაჩინეს მოცემულ ორბიტაზე. ჯგუფები შედარებით თავისუფალი წარმონაქმნებია, ხოლო ოჯახები უფრო მკვრივია, წარმოიქმნება წარსულში დიდი ასტეროიდების განადგურების დროს სხვა ობიექტებთან შეჯახების შედეგად.

სპექტრული კლასები

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

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

ეს სია მოგვიანებით გაფართოვდა და ტიპების რაოდენობა აგრძელებს ზრდას, 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 - ახასიათებს დაბალი ალბედო და თითქმის ბრტყელი (და უფერო) ასახვის სპექტრი ხილულ დიაპაზონში, რაც მიუთითებს ულტრაიისფერი სხივების 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 - ამ ასტეროიდების სპექტრში 1 მკმ ტალღის სიგრძეზე არის ოლივინისა და პიროქსენის ნათელი და ფართო ხაზები და, გარდა ამისა, ლითონის არსებობაზე მიუთითებს.
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 დაფუძნებული იყო ასტეროიდების შემადგენელი მასალის სამ ტიპზე:

კლასი C - 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 სპექტრული კლასიფიკაციაშეჩერდა.

ზომის განაწილება

ასტეროიდების რაოდენობა საგრძნობლად 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 გაიზარდა 9-მდე. 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(კოსმოსური კვლევის ინსტიტუტი 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 ზოგჯერ ამშვენებს ცას. ეს აზრი სავსებით სწორია: მრავალი კოსმოსური ხომალდიდან არც ერთს არ განუცდია ასტეროიდთან ან კომეტასთან შეჯახება - სივრცე საკმაოდ ფართოა.

და მაინც, დიდწილად მზის სისტემაშეიცავს არა ასობით ათასს და არა ათეულ მილიონს, არამედ კვადრილიონებს (თხუთმეტი ნულით). კოსმოსური სხეულებისხვადასხვა ზომის და წონის. ყველა მათგანი მოძრაობს და ურთიერთქმედებს ფიზიკისა და ციური მექანიკის კანონების მიხედვით. ზოგიერთი მათგანი ჩამოყალიბდა ადრეულ სამყაროში და შედგება მისი პირველყოფილი მატერიისგან და ეს ყველაზე საინტერესო ობიექტებიასტროფიზიკური კვლევა. 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 ამაღელვებელი სფეროა.

ასტეროიდების აღმოჩენის ისტორია

პირველი ასტეროიდი აღმოაჩინა 1801 წელს პალერმოს (სიცილია) ობსერვატორიის დირექტორმა ჯუზეპე პიასიმ. მან დაარქვა ცერერა და თავიდან ირწმუნა მცირე პლანეტა. ტერმინი „ასტეროიდი“, ძველი ბერძნულიდან თარგმნილი - „ვარსკვლავის მსგავსი“, შემოგვთავაზა ასტრონომმა უილიამ ჰერშელმა (იხ. „მეცნიერება და ცხოვრება“ No. 7, 2012, სტატია „ზღაპარი მუსიკოსის უილიამ ჰერშელის, რომელმაც გააორმაგა 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 ასტეროიდთა სარტყელი, რომელსაც მთავარი უწოდეს, მოგვიანებით დაახლოებით ამ ტერიტორიაზე აღმოაჩინეს. გარდა ამისა, ბოდეს კანონს, როგორც გაირკვა, არავითარი ფიზიკური დასაბუთება არ გააჩნია და ახლა უბრალოდ რიცხვთა ერთგვარ შემთხვევით 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 ასტეროიდთა 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 შეიმჩნევა, ეს არ შეიძლება გახდეს 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 მყოფი 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, მათი დახრილობა ეკლიპტიკისკენ ძირითადად 20 გრადუსამდეა, ზოგისთვის 35 გრადუსამდე აღწევს, ექსცენტრიულობა - ნულიდან 0,35-მდე. ცხადია, რომ ყველაზე დიდი და კაშკაშა ასტეროიდები პირველად 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. უმეტესობა დიდი ასტეროიდი- ცერერა - 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 რომ ვთქვათ, 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 არც ისე ნაკლებად სავარაუდოა, როგორც შეიძლება ვიმსჯელოთ მათ ზედაპირზე კრატერების რაოდენობით.

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, არის ასტეროიდების ჯგუფი, რომლებიც ჩამორჩებიან მას დაახლოებით იმავე კუთხით; მათ ტროას დამცველთა პატივსაცემად ტროელები დაარქვეს. ამჟამად, ორივე ჯგუფის ასტეროიდებს ტროიანებს უწოდებენ და ისინი მოძრაობენ ლაგრანგის წერტილების L 4 და L 5 სიახლოვეს, სტაბილური მოძრაობის წერტილები. ამოცანა სამიტელ. მათ სიახლოვეს ჩავარდნილი ციური სხეულები ქმნიან რხევითი მოძრაობაძალიან შორს წასვლის გარეშე. მიზეზების გამო, რომლებიც ჯერ კიდევ არ არის ახსნილი, 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 იძლევიან. 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-მოყავისფრო შეფერილობა და მიეკუთვნებიან ძირითადად ე.წ. D-კლასს. ეს არის ძალიან დაბალი ალბედოს მქონე ასტეროიდები, ანუ სუსტად ამრეკლი 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 მოძრაობით 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 ეს ბუნება ართულებს კოსმოსურ ხომალდს მის მიღწევას, რადგან ტროას ორბიტის ეკლიპტიკური სიბრტყისადმი მნიშვნელოვანი დახრილობის გამო, დედამიწიდან ასტეროიდამდე მისვლა და მასზე დაშვება მოითხოვს ძალიან მაღალ დამახასიათებელ სიჩქარეს და, შესაბამისად, მაღალი საწვავის 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 დღეისათვის უკვე აღმოჩენილია 1300-ზე მეტი. ვინაიდან კოიპერის სარტყლის ციური სხეულები მზისგან ძალიან შორს მდებარეობს, ძნელია მათი ზომის დადგენა. ეს კეთდება მათ მიერ ასახული სინათლის სიკაშკაშის გაზომვების საფუძველზე და გამოთვლის სიზუსტე დამოკიდებულია იმაზე, თუ რამდენად კარგად ვიცით მათი ალბედოს მნიშვნელობა. ინფრაწითელ დიაპაზონში გაზომვები ბევრად უფრო საიმედოა, რადგან ისინი იძლევა ობიექტების თვითგამოსხივების დონეს. ასეთი მონაცემები ყველაზე მეტად სპიცერის კოსმოსურმა ტელესკოპმა მოიპოვა დიდი ობიექტებიკოიპერის ქამრები.

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 პერიოდით. ოთხი საათი. 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 წარმოიქმნას მზესთან უფრო ახლოს რეგიონებში, 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 (დასახელებული უთანხმოების ბერძენი ქალღმერთის სახელით), რომლის დიამეტრი ოდნავ მცირეა პლუტონის დიამეტრზე (თავდაპირველად ვარაუდობდნენ, რომ ის 10% -ით დიდი იყო). ერისი მოძრაობს ორბიტაზე, რომლის პერიჰელიონია 38 AU. და აფელიონი 98 a.u. მას არ აქვს დიდი თანამგზავრი- დისნომია. თავდაპირველად, ერისი ითვლებოდა მზის სისტემის მეათე (პლუტონის შემდეგ) პლანეტად, მაგრამ შემდეგ საერთაშორისო ასტრონომიულმა კავშირმა გამორიცხა პლუტონი პლანეტების სიიდან და ჩამოაყალიბა ახალი კლასი, სახელად 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 კოიპერის სარტყლის მხოლოდ 35000 ობიექტს აქვს დიამეტრი 100 კილომეტრზე მეტი, მაშინ მათი საერთო მასა რამდენიმე ასეულჯერ აღემატება ამ ზომის სხეულების მასას მთავარი ასტეროიდული სარტყლისგან. 2006 წლის აგვისტოში გავრცელდა ინფორმაცია, რომ რენტგენის მონაცემების არქივში ნაპოვნი იქნა ნეიტრონული ვარსკვლავის Scorpius X-1-ის 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 გადაიტანა 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. მზიდან და ითვლება გრძელვადიანი კომეტების წყაროდ, რომელიც აღწევს მდე შიდა რეგიონიმზის სისტემა. 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 პატივსაცემად, 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 ოორტის ღრუბლიდან პირველ დაკვირვებულ ციურ სხეულს, რომელიც მუდმივად მდებარეობდა 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 გაიზარდა 24-მდე. 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 ტელესკოპების დეტალური შესწავლისთვის. მათი გადაღება შესაძლებელია რადარის გამოყენებით, მაგრამ ამისათვის ისინი დედამიწასთან საკმარისად ახლოს უნდა იფრინონ. Საკმარისი საინტერესო მეთოდიასტეროიდების ზომის განსაზღვრა - ასტეროიდების მიერ ვარსკვლავების დამალვაზე დაკვირვება ბილიკის რამდენიმე წერტილიდან პირდაპირ ვარსკვლავზე - ასტეროიდი - წერტილი დედამიწის ზედაპირზე. 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 აკვირდებიან 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 სილუეტიც შეიძლება მივიღოთ. 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 შეიქმნა ასტეროიდების გამოსაკვლევად, იყო NEAR Shoemaker, რომელმაც გადაიღო ასტეროიდი 253 მატილდა, შემდეგ კი 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 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 ქვებით, რომელთაგან 1000-ზე მეტის 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 აღმოაჩინეს ნილოსის კუნძულ ფილეს ძველ ქალაქ როზეტას მახლობლად, რამაც 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. როდესაც ის მზეს უახლოვდება, ბირთვის ზედაპირი თბება და იწყება გაზების და მტვრის გამოყოფა. ყველა ამ პროცესის განვითარება შეიძლება შეინიშნოს მოვლენების ცენტრში ყოფნისას.

ძალიან საინტერესოა NASA-ს პროგრამის ფარგლებში განხორციელებული მისია Dawn (Dawn). მოწყობილობა გაუშვეს 2007 წელს, მიაღწია ასტეროიდ ვესტას 2011 წლის ივლისში, შემდეგ გადავიდა მის თანამგზავრის ორბიტაზე და იქ აწარმოებდა კვლევას 2012 წლის სექტემბრამდე. ამჟამად მოწყობილობა უდიდეს ასტეროიდის - ცერესისკენ მიემართება. მასზე დგას ელექტრული სარაკეტო 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; სიმართლე, საუკეთესო გასროლაგადაღებულია 47 კილომეტრის მანძილზე. სურათებიდან ჩანს, 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 კოსმოსური სააგენტოდან, რომელიც გეგმავს კვლევითი პროგრამის გაგრძელებას 2015 წელს Hyabus-2 კოსმოსური ხომალდის გაშვებით, ასტეროიდ 1999 JU3-დან ნიადაგის ნიმუშების დაბრუნების მიზნით 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 მახლობლად მდებარე ასტეროიდის 1999 RQ36 ზედაპირიდან ნიადაგის დაბრუნება, 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 აღინიშნოს 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.

ძალიან მოულოდნელი გზაასტეროიდების კვლევა ინიცირებული იყო ასტეროიდების გადამისამართების მისიის, ან როგორც ცნობილია, კეკის პროექტის მიერ. მისი კონცეფცია შეიმუშავა კეკის კოსმოსური კვლევის ინსტიტუტმა პასადენაში (კალიფორნია). უილიამ მაირონ კეკი ცნობილი ამერიკელი ქველმოქმედია, რომელმაც დააარსა აშშ-ს სამეცნიერო კვლევის ფონდი 1954 წელს. პროექტში თავდაპირველ პირობად ითვლებოდა, რომ ასტეროიდის შესწავლის ამოცანა პიროვნების 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 რაც ყველაზე უსიამოვნოა პილოტირებული ექსპედიციისთვის, საგანგებო სიტუაციის შემთხვევაში, ამ დროის დასაშვებ ზღვრამდე ვერ დაიყვანება. ამიტომ, შემოთავაზებული იყო, ასტეროიდისკენ ფრენის ნაცვლად, პირიქით გაეკეთებინა: უპილოტო მანქანების გამოყენებით ასტეროიდის მიტანა დედამიწაზე. 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 მას 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. ამავდროულად, მისი გრავიტაციული ველის გავლენის გამო, ასტეროიდის 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 ჰიპოთეტური პლანეტის ძიების დროს, რომელიც ბოდეს კანონის შესაბამისად (ახლა აღიარებულია როგორც მცდარი), ორბიტაზე უნდა ყოფილიყო მარსი და იუპიტერი. 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 შვილის მიხედვით. ფაეტონის განადგურების პროცესის სიმულაციური გამოთვლები არ ადასტურებდა ამ ჰიპოთეზას მისი ყველა სახეობით, დაწყებული იუპიტერისა და მარსის გრავიტაციის შედეგად 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 ფორმირების 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 მზის სისტემის ევოლუციის საწყის ფაზებში ჩამოყალიბდა ბევრად მეტი პროტოპლანეტები, ვიდრე პლანეტები და პატარა ციური სხეულები დღეს დაკვირვებით. ამ დროს ჩამოყალიბებული გაზის გიგანტები - იუპიტერი და სატურნი - გადავიდნენ 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 ისინი უწოდებენ გვიანი ეტაპიმძიმე დაბომბვა, დარჩა მთვარეზე და მერკურიზე მრავალი დარტყმის კრატერების სახით. იგივე მოხდა მარსსა და იუპიტერს შორის სხეულების ფორმირებისას: მათ შორის შეჯახების სიხშირე საკმარისად მაღალი იყო, რათა არ გადაქცეულიყვნენ უფრო დიდ და მეტ ობიექტებად. სწორი ფორმავიდრე 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 სხვა ნაწილები. დიდი სხეულებიდა ამით წარმოადგენენ ძველი წარმონაქმნების მაგალითებს. როგორც ზემოთ აღინიშნა, ასტეროიდი ლუტეცია სწორედ ასეთი ნიმუშია. ეს დადასტურდა კოსმოსური ხომალდის Rosetta-ს მიერ ჩატარებული ასტეროიდის კვლევებით, მათ შორის სროლის დროს ახლო ფრენისას 2010 წლის ივლისში.

ამრიგად, იუპიტერი მნიშვნელოვან როლს ასრულებს მთავარი ასტეროიდული სარტყლის ევოლუციაში. მისი გრავიტაციული გავლენის გამო, ჩვენ მივიღეთ ამჟამად დაკვირვებული სურათი მთავარ სარტყელში ასტეროიდების განაწილების შესახებ. 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 (პლანეტისმალები) თავიანთ ბუნებრივ მოძრაობაში ასრულებდნენ იმას, რასაც ჩვენ გრავიტაციულ მანევრებს ვუწოდებთ, ავსებდნენ ოორტის ღრუბელს მიკუთვნებულ სივრცეს. მზისგან ასეთ დიდ მანძილზე ყოფნისას, ისინი ასევე განიცდიან ჩვენი გალაქტიკის ვარსკვლავებს - ირმის ნახტომი, რაც იწვევს მათ ქაოტურ გადასვლას ტრაექტორიების დაბრუნებისკენ 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 მისი ბრუნვის პერიოდი 2534 წელია, ხოლო აფელიონი 185 ა.ე.-ის მანძილზეა. მზიდან.

ასტეროიდ-კომეტის საშიშროება

მთვარის, მერკურის და მზის სისტემის სხვა სხეულების ზედაპირზე მრავლობითი 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, დედამიწის ზედაპირზე, თანამედროვე ტექნოლოგიების გამოყენებით, თანამგზავრული სურათების ანალიზის ჩათვლით, შესაძლებელია აღმოვაჩინოთ ასტეროიდებთან შეჯახების კვალი, 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. ამჟამად ითვლება, რომ დინოზავრების გადაშენება იყო ამ კატასტროფული მოვლენის შედეგი, რამაც გამოიწვია ცუნამი, მიწისძვრები, ვულკანური ამოფრქვევები და კლიმატის ცვლილებაატმოსფეროში 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 შემოვიდა, 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: მინა გატყდა საკმაოდ ვრცელ ტერიტორიაზე, ჩამოინგრა ჩელიაბინსკის თუთიის ქარხნის სახურავი, დაახლოებით 1500 ადამიანი დაშავდა მინის ნამსხვრევებით. ითვლება, რომ კატასტროფა არ მომხდარა იღბლის ელემენტის გამო: 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 აფეთქების შემდეგ ტუნგუსკის მეტეორიტი 17 (30) ივნისი 1908 წ. თანამედროვე შეფასებით, ციური სხეულების დაცემა, როგორიცაა ჩელიაბინსკი, მთელ მსოფლიოში ხდება დაახლოებით 100 წელიწადში ერთხელ. 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 ნათება მზეზე უფრო კაშკაშა იყო. აფეთქების ეპიცენტრის ტერიტორია (მისი პროექცია დედამიწის ზედაპირი) დაუსახლებელი იყო, მაგრამ ტყე დაზიანდა 2 კილომეტრის დიამეტრის ტერიტორიაზე და ჩამოყალიბდა 26 მეტრამდე დიამეტრის ასზე მეტი კრატერი. თუ ასეთი ობიექტი დაეცა Დიდი ქალაქიასობით და თუნდაც ათასობით ადამიანი 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 და შემდეგ დიდი ასტეროიდის დაცემამ მილიონობით ადამიანის სიკვდილი გამოიწვიოს. მაგიდაზე. 1 გვიჩვენებს ასტეროიდის დარტყმის ალბათობას, რომელიც დაკავშირებულია სხვა მოვლენების შედეგად სიკვდილიანობასთან.

უცნობია, როდის მოხდება ასტეროიდის შემდეგი ზემოქმედება, შედარებადი თუ უფრო მძიმე შედეგებით ჩელიაბინსკის მოვლენასთან. ის შეიძლება დაეცეს 20 წელიწადში და რამდენიმე საუკუნეში, მაგრამ შეიძლება ხვალაც. ადრეული გაფრთხილება ისეთი მოვლენის შესახებ, როგორიც ჩელიაბინსკის მოვლენაა, არა მხოლოდ სასურველია - აუცილებელია, ვთქვათ, 50 მეტრზე დიდი პოტენციურად საშიში ობიექტების ეფექტურად გადახვევა. 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 ასტეროიდებისა და კომეტების რაოდენობა მკვეთრად გაიზარდა, ასე რომ, ამ დროისთვის მათი აღმოჩენილი უფრო მეტია, ვიდრე ცნობილი იყო პროგრამაზე მუშაობის დაწყებამდე. და სხვადასხვა გზებიასტეროიდების გადახრები დედამიწასთან ზემოქმედების ტრაექტორიებიდან, მათ შორის საკმაოდ ეგზოტიკური. მაგალითად, სახიფათო ასტეროიდების ზედაპირების დაფარვა საღებავით, 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 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, ასტეროიდ-ჭურვის ტრაექტორიის საჭირო ცვლილებისთვის შემოთავაზებული იყო ეგრეთ წოდებული გრავიტაციული მანევრის გამოყენება, რომელიც თავისთავად არ საჭიროებს საწვავის ხარჯვას.

გრავიტაციული მანევრის ქვეშ გაიგე ფრენა კოსმოსური ობიექტი(ჩვენს შემთხვევაში - ჭურვის ასტეროიდი) საკმაოდ მასიური სხეული - დედამიწა, ვენერა, მზის სისტემის სხვა პლანეტები, ასევე მათი თანამგზავრები. მანევრის მნიშვნელობა მდგომარეობს ტრაექტორიის პარამეტრების ასეთ არჩევანში ფრენის სხეულთან მიმართებაში (სიმაღლე, საწყისი პოზიციადა სიჩქარის ვექტორი), რომელიც საშუალებას მისცემს, მისი გრავიტაციული გავლენის გამო, შეცვალოს ობიექტის (ჩვენს შემთხვევაში, ასტეროიდის) ორბიტა მზის გარშემო ისე, რომ ის იყოს შეჯახების ტრაექტორიაზე. სხვა სიტყვებით რომ ვთქვათ, სარაკეტო ძრავის დახმარებით კონტროლირებად ობიექტს სიჩქარის იმპულსის მინიჭების ნაცვლად, ამ იმპულსს პლანეტის მიზიდულობის ან, როგორც მას ასევე უწოდებენ, სლინგის ეფექტის გამო ვიღებთ. უფრო მეტიც, იმპულსის სიდიდე შეიძლება იყოს მნიშვნელოვანი - 5 კმ/წმ ან მეტი. სტანდარტული სარაკეტო ძრავით მის შესაქმნელად საჭიროა საწვავის დახარჯვა 3,5-ჯერ მეტი მასამოწყობილობა. 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 შემოთავაზებული იყო გასული საუკუნის ოცდაათიანი წლების დასაწყისში საბჭოთა კავშირის პიონერმა. სარაკეტო ტექნოლოგიაფ. 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 ხომალდები Vega-1 და Vega-2, რომელმაც პირველად შემოუარა ჰალეის კომეტას - მისკენ მიმავალ გზაზე მათ შეასრულეს გრავიტაციული მანევრები ვენერას გრავიტაციული ველის გამოყენებით. 2015 წელს პლუტონამდე მისასვლელად ნასას კოსმოსურმა ხომალდმა New Horizons-მა მანევრი გამოიყენა იუპიტერის ველზე. გრავიტაციის დამხმარე მისიების სია ამ მაგალითებით შორს არის ამომწურავი.

გრავიტაციული მანევრის გამოყენება დედამიწასთან შედარებით პატარა ასტეროიდების სახიფათო ციურ ობიექტებამდე გადახრის მიზნით, დედამიწასთან შეჯახების ტრაექტორიიდან გადახრის მიზნით, შესთავაზა რუსეთის მეცნიერებათა აკადემიის კოსმოსური კვლევის ინსტიტუტის თანამშრომლებმა საერთაშორისო კონფერენციაზე. ასტეროიდების საშიშროების პრობლემა, ორგანიზებული მალტაში 2009 წელს. Და ში მომავალ წელსიყო ჟურნალის პუბლიკაცია, რომელიც ასახავდა ამ კონცეფციას და მის დასაბუთებას.

კონცეფციის მიზანშეწონილობის დასადასტურებლად, საშიში ციური ობიექტის ნიმუშად ასტეროიდი აპოფისი აირჩიეს.

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, დედამიწასთან ახლოს მყოფი ასტეროიდების სიიდან, რომელთა ორბიტაც ცნობილია, შეირჩა ერთი, რომელიც დედამიწის მახლობლად გადაინაცვლებს გრავიტაციული მანევრის შესასრულებლად შესაფერის ორბიტაზე, რომელიც უზრუნველყოფს ასტეროიდის დარტყმას აპოფისს არაუგვიანეს 2035 წ. როგორც შერჩევის კრიტერიუმი, 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 გამაძლიერებელი განყოფილების დახმარებით, კოსმოსური ხომალდი გადადის ფრენის გზაზე ჭურვის ასტეროიდისკენ, შემდგომში დაშვებით მის ზედაპირზე. მოწყობილობა ზედაპირზე ფიქსირდება და ასტეროიდთან ერთად მოძრაობს იმ წერტილამდე, სადაც ის ჩართავს ძრავას, აწვდის იმპულსს ასტეროიდს, გადასცემს მას 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, იმპულსის შეტყობინების თარიღები, ასტეროიდის დედამიწაზე ჩამოსვლა და შეჯახება საშიში ობიექტი. 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 11 000-ია.

გამოთვლების შედეგად აღმოაჩინეს ხუთი ასტეროიდი, რომელთა მახასიათებლები, ზომების ჩათვლით, მოცემულია ცხრილში. 2. მას დაეჯახა ასტეროიდები, რომელთა ზომები მნიშვნელოვნად აღემატება ზღვრულ დასაშვებ მასას: 1500–2000 ტონას. ამასთან დაკავშირებით ორი შენიშვნა უნდა გაკეთდეს. პირველ რიგში, ანალიზისთვის გამოყენებული იქნა დედამიწასთან ახლოს მყოფი ასტეროიდების სრული სიიდან შორს (11000), ხოლო თანამედროვე შეფასებით მის ზედაპირზე სულ მცირე 100000 ლოდია, რომელთა მასა ჯდება მითითებულ საზღვრებში. (შეგვიძლია გავიხსენოთ ასტეროიდი იტოკავა). გაითვალისწინეთ, რომ სწორედ ეს მიდგომაა შეფასებული, როგორც რეალისტური ამერიკულ პროექტში მთვარის ორბიტაზე პატარა ასტეროიდის მიწოდების შესახებ. 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. როგორც გამოთვლებმა აჩვენა, ამ ასტეროიდის ზედაპირზე აპარატის დაშვება შესაძლებელია სრული წონა 4,5 ტონაზე მეტი, 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 საჭირო სიჩქარის 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, მოწყობილობებს შორის მანძილი და მათი შედარებითი სიჩქარე იზომება. ასეთი სისტემა შესაძლებელს ხდის უზრუნველყოს, რომ ასტეროიდი-ჭურვი მიზანში მოხვდება გადახრით 50 მეტრის ფარგლებში, იმ პირობით, რომ სამიზნესთან მიახლოების ბოლო ფაზაში გამოყენებული იქნება მცირე ქიმიური ძრავა რამდენიმე ათეული კილოგრამის ბიძგით. აწარმოებს სიჩქარის იმპულსს 2 მ/წმ-ში.

იმ საკითხებს შორის, რომლებიც წარმოიქმნება სახიფათო ობიექტების გადახრის მიზნით მცირე ასტეროიდების გამოყენების კონცეფციის მიზანშეწონილობის განხილვისას, არსებითია საკითხი ასტეროიდის დედამიწასთან შეჯახების რისკის შესახებ, რომელიც გადადის მის გარშემო გრავიტაციული მანევრის ტრაექტორიაზე. მაგიდაზე. 2 გვიჩვენებს ასტეროიდების მანძილს 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 გზა არის 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 ერთი ვარიანტი, IKI RAS-მა განიხილა ასტეროიდების მოძრაობის კონტროლის მეთოდები დედამიწის მახლობლად გრავიტაციული მანევრების გამოყენებით, რომლებიც შემუშავებული იყო მცირე ასტეროიდების სახიფათო ობიექტებამდე მისასვლელად.

ასეთი მანევრების მიზანია ასტეროიდების გადატანა ორბიტებზე, რომლებიც რეზონანსულია დედამიწის ორბიტალურ მოძრაობასთან, კერძოდ, ასტეროიდისა და დედამიწის პერიოდების თანაფარდობასთან 1:1. დედამიწის მახლობლად მყოფ ასტეროიდებს შორის არის ცამეტი, რომლებიც შეიძლება გადავიდნენ რეზონანსულ ორბიტებზე მითითებული თანაფარდობით და უფრო დაბალი დასაშვები ლიმიტიპერიგეის რადიუსი - 6700 კილომეტრი. ამისათვის საკმარისია რომელიმე მათგანმა შეატყობინოს სიჩქარის იმპულსი არაუმეტეს 20 მ/წმ. მათი სია მოცემულია ცხრილში. 3, სადაც მითითებულია სიჩქარის იმპულსების სიდიდეები, ასტეროიდის გადატანა გრავიტაციული მანევრის ტრაექტორიაზე დედამიწის მახლობლად, 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 მანევრირებას 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 ის მოითხოვს საწვავის მნიშვნელოვან მოხმარებას დასაბრუნებლად. უპილოტო მისიებისთვის ეს შეიძლება იყოს გადამწყვეტი, მაგრამ პილოტირებადი 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 ყოველწლიური დაბრუნება დედამიწაზე პერიოდული გრავიტაციული მანევრების საშუალებას იძლევა, ყოველ ჯერზე ცვლის მათ ორბიტას კვლევის პირობების ოპტიმიზაციის მიზნით. 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 ფორმაარ იძლევა ობიექტის დაჭერას თანამგზავრის ორბიტაზე, ვინაიდან მისი შედარებითი მოძრაობის ენერგია არ იცვლება პლანეტის ირგვლივ ფრენისას. თუ ამავდროულად ის 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 ნებისმიერი ციური ობიექტისთვის ასტეროიდ-კომეტის საშიშროების პრობლემის გადაწყვეტაზე. შეჯახების საფრთხედედამიწასთან. შეიძლება მოხდეს, რომ კონკრეტულ შემთხვევაში არ არსებობდეს შესაფერისი ასტეროიდი, რომელიც შეიძლება მიმართული იყოს მასზე. მაგრამ, როგორც ნაჩვენებია უახლესი შედეგებიგამოთვლები ჩატარდა „უახლეს“ კატალოგირებული ასტეროიდების გათვალისწინებით, მაქსიმალური დასაშვები სიჩქარის იმპულსით, რომელიც საჭიროა ასტეროიდის პლანეტის სიახლოვეს გადასატანად 40 მ/წმ, შესაფერისი ასტეროიდების რაოდენობაა 29, 193 და 72 ვენერისთვის, დედამიწისთვის. და მარსი, 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.

სტატიის ლექსიკონი

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 კანონიუკავია პლანეტების უმეტესობას 3%-ის სიზუსტით, მაგრამ როგორც ჩანს, მას ფიზიკური მნიშვნელობა არ აქვს. ამასთან, არსებობს ვარაუდი, რომ მზის სისტემის ფორმირების ეტაპზე, გრავიტაციული აშლილობის შედეგად, წარმოიშვა რეგიონების რეგულარული რგოლის სტრუქტურა, რომელშიც პროტოპლანეტების ორბიტები სტაბილური აღმოჩნდა. მზის სისტემის შემდგომმა კვლევებმა აჩვენა, რომ ბოდეს კანონი, ზოგადად, 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. მნიშვნელოვნად მცირე მასის სხეული - ასტეროიდი ან კოსმოსური ლაბორატორია- დარჩება ლაგრანჟის ნებისმიერ წერტილში, აკეთებს მცირე ამპლიტუდის რხევებს, იმ პირობით, რომ მასზე მოქმედებენ მხოლოდ გრავიტაციული ძალები.

ლაგრანგის 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 განთავსებისთვის, რომელიც ასტრონავტებს საშუალებას აძლევს მთვარეზე საწვავის მინიმალური ხარჯებით მოხვდნენ, ან ობსერვატორია მზეზე დასაკვირვებლად, რომელიც ამ მომენტში არასოდეს დაფარავს არც ერთს. დედამიწა თუ მთვარე.

მზე-დედამიწის სისტემის წერტილი L 2 მოსახერხებელია კოსმოსური ობსერვატორიების და ტელესკოპების ასაშენებლად. ობიექტი ამ მომენტში 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 შეფარდებას 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 ზღვარში სეგმენტად - მისი 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 მზიდან აფელიონსა და პერიჰელიონში დაშორების სხვაობის თანაფარდობა მათ ჯამთან (ორბიტის მთავარი ღერძი).

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

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

გვერდი 1 4-დან

ბერძნულიდან თარგმნილი, ასტეროიდი ჟღერს "ვარსკვლავის მსგავსი". ეს არის პატარა ციური სხეულები პლანეტებთან შედარებით, რომლებიც მოძრაობენ მზის გარშემო ორბიტაზე. ასტეროიდები ძირითადად შედგება სხვადასხვა ლითონებისა და ქანებისგან.

პალასი

ძველი ბერძნული ღმერთის ტრიტონის ქალიშვილი. ასტეროიდი 1802 წლის 28 მარტს აღმოაჩინა გერმანელმა ასტრონომმა ჰაინრიხ ვილჰელმ ოლბერსმა. ეს მოხდა ბრემენში (გერმანია). ასტეროიდის ზომებია 582x556x500 კმ, სიმკვრივე 2,7 გ/სმ3, ბრუნვის პერიოდი 7,81 საათი,
ზედაპირის ტემპერატურა -109 °C.

ჯუნო

ძველი რომაული ქალღმერთი, იუპიტერის ცოლი; ქორწინების, დაბადებისა და დედობის ქალღმერთი. ასტეროიდი 1804 წლის 1 სექტემბერს აღმოაჩინა გერმანელმა ასტრონომმა კარლ ლუდვიგ ჰარდინგმა. ეს მოხდა ლილიენტალის ობსერვატორიაში, (ლილიენტალი, გერმანია). ასტეროიდის ზომებია 320x267x200 კმ, სიმკვრივე 2,98 გ/სმ3, ბრუნვის პერიოდი 7,21 საათი, ზედაპირის ტემპერატურა -110 °C.

ვესტა

ძველი რომაული ქალღმერთი, ოჯახის კერისა და მსხვერპლშეწირვის ცეცხლის მფარველი. ასტეროიდი აღმოაჩინა 1807 წლის 29 მარტს გერმანელმა ასტრონომმა ჰაინრიხ ვილჰელმ ოლბერსმა. შემთხვევა გერმანიაში, ბრემენში მოხდა. ასტეროიდის ზომებია 578 x 560 x 458 კმ, სიმკვრივე 3,5 გ/სმ3, ბრუნვის პერიოდი 5,34 საათი, ზედაპირის ტემპერატურა -95 °C.

ასტრეა

ძველი ბერძნული სამართლიანობის ქალღმერთი, ზევსისა და თემისის ქალიშვილი. ასტეროიდი 1845 წლის 8 დეკემბერს აღმოაჩინა გერმანელმა ასტრონომმა კარლ ლუდვიგ ჰენკემ. ეს მოხდა დრეზდენკოში (პოლონეთი). ასტეროიდის ზომებია 167x123x82 კმ, სიმკვრივე 2,7 გ/სმ3, ბრუნვის პერიოდი 0,7 დღე, ზედაპირის ტემპერატურა -106 °C.

ჰებე

ძველი ბერძნული ახალგაზრდობის ქალღმერთი, ზევსისა და ჰერას ქალიშვილი. ასტეროიდი 1847 წლის 1 ივლისს აღმოაჩინა გერმანელმა ასტრონომმა კარლ ლუდვიგ ჰენკემ. ეს მოხდა დრეზდენკოში (პოლონეთი). ასტეროიდის ზომებია 205x185x170 კმ, სიმკვრივე 3,81 გ/სმ3, ბრუნვის პერიოდი 0,303 დღე, ზედაპირის ტემპერატურა -103 °C.

ირიდა

ძველი ბერძნული ცისარტყელის ქალღმერთი, ტაუმანტუსის და ელექტრას ქალიშვილი. ასტეროიდი 1847 წლის 13 აგვისტოს აღმოაჩინა ინგლისელმა ასტრონომმა ჯონ რასელ ჰაინდმა. ეს მოხდა ეპისკოპოსის ობსერვატორიაში (ლონდონი, ინგლისი). ასტეროიდის ზომებია 240x200x200 კმ, სიმკვრივე 3,81 გ/სმ3, ბრუნვის პერიოდი 0,2975 დღე, ზედაპირის ტემპერატურა -102 °C.

ფლორა

ყვავილებისა და გაზაფხულის ძველი რომაული ქალღმერთი. ასტეროიდი 1847 წლის 18 ოქტომბერს აღმოაჩინა ინგლისელმა ასტრონომმა ჯონ რასელ ჰაინდმა. ეს მოხდა ეპისკოპოსის ობსერვატორიაში (ლონდონი, ინგლისი). ასტეროიდის ზომებია 136x136x113 კმ, სიმკვრივე 3,13 გ/სმ3, ბრუნვის პერიოდი 0,533 დღე, ზედაპირის ტემპერატურა -93 °C.

მეთილის

ძველი ბერძნული სიბრძნის ქალღმერთი. ასტეროიდი აღმოაჩინა ირლანდიელმა ასტრონომმა ენდრიუ გრეჰემმა 1848 წლის 25 აპრილს. ეს მოხდა მარკის ობსერვატორიაში (სლიგოს საგრაფო, ირლანდია). ასტეროიდის ზომებია 222x182x130 კმ, სიმკვრივე 4,12 გ/სმ3, ბრუნვის პერიოდი 0,2116 დღე, ზედაპირის ტემპერატურა 100"C.

ჰიგია

ძველი ბერძნული ჯანმრთელობის ქალღმერთი. ასტეროიდი აღმოაჩინა 1849 წლის 12 აპრილს იტალიელმა ასტრონომმა ანიბალ დე გასპარისმა. ეს მოხდა კაპოდიმონტეს ობსერვატორიაში (ნეაპოლი, იტალია). ასტეროიდის ზომებია 530x407x370 კმ, სიმკვრივე 2,08 გ/სმ3, ბრუნვის პერიოდი 27,623 საათი, ზედაპირის ტემპერატურა -109 °C.

პარტენოპა

სირენა, რომელმაც დააარსა ქალაქი პარტენოპა, ამჟამად ნეაპოლი. ასტეროიდი 1850 წლის 11 მაისს აღმოაჩინა იტალიელმა ასტრონომმა ანიბალ დე გასპარისმა. ეს მოხდა კაპოდიმონტეს ობსერვატორიაში (ნეაპოლი, იტალია). ასტეროიდის დიამეტრი 153,3 კმ, სიმკვრივე 3,28 გ/სმ3, ბრუნვის პერიოდი 9,43 საათი, ზედაპირის ტემპერატურა -99 °C.

ვიქტორია

ძველი ბერძნული ჯანმრთელობის ქალღმერთი. ასტეროიდი 1850 წლის 13 სექტემბერს აღმოაჩინა ინგლისელმა ასტრონომმა ჯონ რასელ ჰაინდმა. ეს მოხდა ეპისკოპოსის ობსერვატორიაში (ლონდონი, ინგლისი). ასტეროიდის დიამეტრი 112,8 კმ, სიმკვრივე 2 გ/სმ3, ბრუნვის პერიოდი 8,66 საათი, ზედაპირის ტემპერატურა -95°C.

ეგერია

ძველი რომაული წყლის ნიმფა. ასტეროიდი აღმოაჩინა 1850 წლის 2 ნოემბერს იტალიელმა ასტრონომმა ანიბალ დე გასპარისმა. ეს მოხდა კაპოდიმონტეს ობსერვატორიაში (ნეაპოლი, იტალია). ასტეროიდის დიამეტრი 207,64 კმ, სიმკვრივე 3,46 გ/სმ3, ბრუნვის პერიოდი 7,04 საათი, ზედაპირის ტემპერატურა -99 °C.

ირენა

ძველი ბერძნული მშვიდობის ქალღმერთი. ასტეროიდი 1850 წლის 13 სექტემბერს აღმოაჩინა ინგლისელმა ასტრონომმა ჯონ რასელ ჰაინდმა. ეს მოხდა ეპისკოპოსის ობსერვატორიაში (ლონდონი, ინგლისი). ასტეროიდის დიამეტრი 152 კმ, სიმკვრივე 4,42 გ/სმ3, ბრუნვის პერიოდი 15,06 საათი, ზედაპირის ტემპერატურა -198 °C.

ევნომია

ძველი ბერძნული ორა, ზევსისა და თემისის ქალიშვილი. ასტეროიდი აღმოაჩინა 1851 წლის 29 ივლისს იტალიელმა ასტრონომმა ანიბალ დე გასპარისმა. ეს მოხდა კაპოდიმონტეს ობსერვატორიაში (ნეაპოლი, იტალია). ასტეროიდის ზომებია 357x255x212 კმ, სიმკვრივე 3,09 გ/სმ3, ბრუნვის პერიოდი 6,083 საათი, ზედაპირის ტემპერატურა -107 °C.

ფსიქიკა

სულის პერსონიფიკაციები ძველი ბერძნული მითოლოგია. ასტეროიდი აღმოაჩინა 1852 წლის 17 მარტს იტალიელმა ასტრონომმა ანიბალ დე გასპარისმა. ეს მოხდა კაპოდიმონტეს ობსერვატორიაში (ნეაპოლი, იტალია). ასტეროიდის ზომებია 240x185x145 კმ, სიმკვრივე 6,49 გ/სმ3, ბრუნვის პერიოდი 4,196 საათი, ზედაპირის ტემპერატურა -113 °C.

თეტისი

ნერეიდი, ნერეუსისა და დორიდას ქალიშვილი. ასტეროიდი აღმოაჩინა 1852 წლის 17 აპრილს გერმანელმა ასტრონომმა რობერტ ლუთერმა. ეს მოხდა დიუსელდორფის ობსერვატორიაში (დიუსელდორფი, გერმანია). ასტეროიდის დიამეტრი 90 კმ, სიმკვრივე 3,21 გ/სმ3, ბრუნვის პერიოდი 12,27 საათი, ზედაპირის ტემპერატურა -100 °C.

მელპომენე

ძველი ბერძნული ტრაგედიის მუზა. ასტეროიდი 1852 წლის 24 ივნისს აღმოაჩინა ინგლისელმა ასტრონომმა ჯონ რასელ ჰაინდმა. ეს მოხდა ეპისკოპოსის ობსერვატორიაში (ლონდონი, ინგლისი). ასტეროიდის ზომებია 170x155x129 კმ, სიმკვრივე 1,69 გ/სმ3, ბრუნვის პერიოდი 11,57 საათი, ზედაპირის ტემპერატურა -96 °C.

ბედი

ძველი რომაული ბედის ქალღმერთი. ასტეროიდი 1850 წლის 13 სექტემბერს აღმოაჩინა ინგლისელმა ასტრონომმა ჯონ რასელ ჰაინდმა. ეს მოხდა ეპისკოპოსის ობსერვატორიაში (ლონდონი, ინგლისი). ასტეროიდის ზომებია 225x205x195 კმ, სიმკვრივე 2,70 გ/სმ3, ბრუნვის პერიოდი 7,44 საათი, ზედაპირის ტემპერატურა -93 °C.

მასადია

საფრანგეთის ქალაქ მარსელის ბერძნული სახელი. ასტეროიდი აღმოაჩინა 1852 წლის 19 სექტემბერს იტალიელმა ასტრონომმა ანიბალ დე გასპარისმა. ეს მოხდა კაპოდიმონტეს ობსერვატორიაში (ნეაპოლი, იტალია). ასტეროიდის ზომებია 160x145x132 კმ, სიმკვრივე 3,54 გ/სმ3, ბრუნვის პერიოდი 8,098 საათი, ზედაპირის ტემპერატურა -99 °C.

ლუტეცია

საფრანგეთის ქალაქ პარიზის ლათინური სახელწოდება. ასტეროიდი აღმოაჩინა 1850 წლის 13 სექტემბერს გერმანელ-ფრანგმა ასტრონომმა ჰერმან გოლდშმიდტმა. ეს მოხდა ასტეროიდის ზომებში 132x101x76 კმ, სიმკვრივე 3,4 გ/სმ3, ბრუნვის პერიოდი 8,16 საათი, ზედაპირის ტემპერატურა -101 °C.

კალიოპა

ეპიკური პოეზიის ძველი ბერძნული მუზა. ასტეროიდი 1852 წლის 16 ნოემბერს აღმოაჩინა ინგლისელმა ასტრონომმა ჯონ რასელ ჰაინდმა. ეს მოხდა ეპისკოპოსის ობსერვატორიაში (ლონდონი, ინგლისი). ასტეროიდის ზომებია 235x144x124 კმ;

წელის

კომედიის ძველი ბერძნული მუზა და მსუბუქი პოეზია. ასტეროიდი 1852 წლის 15 დეკემბერს აღმოაჩინა ინგლისელმა ასტრონომმა ჯონ რასელ ჰაინდმა. ეს მოხდა ეპისკოპოსის ობსერვატორიაში (ლონდონი, ინგლისი). ასტეროიდის დიამეტრი 107,5 კმ, სიმკვრივე 2 გ/სმ3, ბრუნვის პერიოდი 12,308 საათი, ზედაპირის ტემპერატურა -109 °C.

თემისი

ძველი ბერძნული სამართლიანობის ქალღმერთი. ასტეროიდი აღმოაჩინა 1853 წლის 5 აპრილს იტალიელმა ასტრონომმა ანიბალ დე გასპარისმა. ეს მოხდა კაპოდიმონტეს ობსერვატორიაში (ნეაპოლი, იტალია). ასტეროიდის დიამეტრი 107,5 კმ, სიმკვრივე 2,78 გ/სმ3, ბრუნვის პერიოდი 8 საათი და 23 წუთი და ზედაპირის ტემპერატურა -114°C.

ორიოდე უძილო ღამის განმავლობაში ვამბობდი ისტორიას იმის შესახებ, თუ როგორ ეძახდნენ და ეძახდნენ ასტეროიდებს. IMHO, საინტერესო ამბავია როგორც ასტრონომიის განვითარების თვალსაზრისით, ასევე იმის დემონსტრირების თვალსაზრისით, რომ თუნდაც ასეთ ზუსტ და კეთილშობილურ მეცნიერებაში ყველაფერი შეუფერხებლად 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). თავდაპირველად იგი ითვლებოდა სრულფასოვან პლანეტად (იკავებდა პოზიციას მარსსა და იუპიტერს შორის), შემდეგ გაირკვა, რომ ის იყო ციური სხეულების დიდი ჯგუფის მხოლოდ ერთ-ერთი წარმომადგენელი და უკვე 2006 წელს იგი გადაკლასირებულ იქნა როგორც ჯუჯების 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 (ინფა მცირე პლანეტის ცენტრიდან).

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

ნათელია, რომ ასტეროიდების აღნიშვნა და დასახელება საკმაოდ სერიოზული პრობლემაა (რადგან ასტეროიდების რაოდენობა იმდენად დიდია). ვეცდები მოგიყვეთ ამ პრობლემის გადაჭრის გზების შესახებ. 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

ადრე მეცხრამეტე შუა რიცხვებისაუკუნეების მანძილზე ასტეროიდებთან დაკავშირებით ნომენკლატურის პრობლემა არ ყოფილა. 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 თითოეული ასტეროიდის უბრალოდ მიცემა სახელიდა შექმენით ცალკე ასტრონომიული სიმბოლო თითოეული მათგანისთვის (ანუ იმოქმედეთ 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). Უფრო მეტად სავარაუდოა, 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 ფრჩხილებში - (16) ფსიქიკა). სერიული ნომერი მიანიჭა ჟურნალ "Astronomische Nachrichten"-ის რედაქტორმა (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 იმ 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 კიდევ უფრო 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, და 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.

ცერერას ბუნებრივი ფერადი სურათი გადაღებული Dawn კოსმოსური ხომალდის მიერ 2015 წლის 4 მაისს.

ახალი ასტეროიდების აღმოჩენების რაოდენობის სწრაფმა ზრდამ აიძულა ჟურნალების BAJ და AN რედაქტორები, რაც შეიძლება მალე დაენიშნათ სერიული ნომრები, აღმოჩენების თარიღების მიხედვით. 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) შემოგვთავაზა შემდეგი სისტემა: „ამიერიდან, AN-ის რედაქტორი ყოველ ახალ პლანეტას [იგულისხმება ასტეროიდებს] დაუნიშნავს შემდეგი ფორმის დროებით აღნიშვნას: 18xx A, B, C ... შესაბამისად. ასტრონომიული ტელეგრამის ცენტრალურ ბიუროში [აღმოჩენის ანგარიში] რეგისტრაციის თარიღამდე. საბოლოო სერიულ ნომერს მიენიჭება მხოლოდ მოგვიანებით BAJ-ის რედაქტორი. ეს გამორიცხავს სერიული ნომრების მინიჭებას ამ პლანეტებზე [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 უნდა მოჰყვეს 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 გახდნენ დაენერგათ ახალი ასტეროიდების დროებითი ნუმერაციის საკუთარი სისტემა. .

1924 წელს (ახლად აღმოჩენილი ასტეროიდების მუდმივად მზარდი რაოდენობის გათვალისწინებით), შემოგვთავაზეს დროებითი აღნიშვნების ახალი სისტემა: ჯერ მოდის აღმოჩენის წელი, ხოლო სივრცის შემდეგ, ლათინური ასო, რომელიც აღნიშნავს აღმოჩენის ნახევარმთვარეს (A - for იანვრის პირველი ნახევარი, 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 აღმოაჩინეს 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 მომდევნო (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) მინიმუმ ორი ოპოზიციის დაკვირვების საფუძველზე (ეს მოთხოვნა შეიძლება გამოირიცხოს, თუ დაკვირვებული სხეულის პერიჰელიონის მანძილი 1,67 AU-ზე ნაკლებია);
ბ) არეულობათა გათვალისწინებით;
გ) აქამდე გაკეთებული ყველა დაკვირვების დაკმაყოფილება.

რაც დრო გადიოდა, მუდმივი სერიული ნომრის მინიჭების მოთხოვნები კიდევ უფრო გამკაცრდა: გარდა იმ ობიექტებისა, რომლებსაც აქვთ საკმაოდ უჩვეულო ორბიტა ან ისინი, რომლებსაც შეეძლოთ დედამიწასთან მიახლოება, ობიექტზე საგულდაგულო ​​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, მუდმივი მინიჭებისთვის. სერიული ნომერი (დედამიწასთან მიახლოებული ობიექტების გამოკლებით ან მუდმივად თავდაჯერებულად დაკვირვებით).

ასტეროიდების დასახელების ტრადიციების შემუშავება

პირველი ასტეროიდების სახელები (ცერესი, პალასი, ჯუნო და ვესტა) კლასიკურ ტრადიციას მოჰყვა, 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), რომელიც ამტკიცებდა შემდეგს: "რადგან ჩვენ საჭიროდ მიგვაჩნია მივცეთ საკუთარი სახელები ვარსკვლავებს, კომეტებს, სატურნის თანამგზავრებს. და ურანი და თუნდაც მთვარეზე მთები, გონივრულია კლასიკური მითოლოგიის სახელების უპირატესობა. არა კლასიკური სახელებიგრძელვადიანი გამოყენების თვალსაზრისით არაგონივრულია, უმჯობესია გამოიყენოთ მხოლოდ ნუმერაციის ნაცვლად.

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 ასტეროიდებს სახელების მინიჭების ტენდენცია საკმაოდ დიდი ხნის განმავლობაში ჭარბობდა. რა თქმა უნდა, იყო ბევრი გამონაკლისი: ყველაზე ნათელი მაგალითია ასტეროიდი (45) ევგენიაღმოაჩინეს 1857 წელს და ეწოდა საფრანგეთის იმპერატრიცა ევგენი დე მონტიხოს, ნაპოლეონ III-ის მეუღლის (პირველად ასტეროიდს ცოცხალი ადამიანის სახელი დაარქვეს). ასტეროიდი (51) ნემაუსი(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, თუმცა, 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 ყოველგვარი სახელების თავიდან აცილება, რომელიც 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 კრეუცი (Kreutz, 1899), რომელიც მაშინ იყო AN-ის რედაქტორი, ასევე სრულად ეთანხმებოდა ბაუშინგერმა, როდესაც მან განაცხადა, რომ მამრობითი სახელები არ განიხილებოდა AN-ის რედაქტორების მიერ. აღსანიშნავია, 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 "დედამიწასთან ახლოს ასტეროიდების" ჯგუფიდან, მისი ორბიტის პერიჰელიონი მარსის ორბიტაშია.

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

ასტეროიდების მხოლოდ ქალის სახელებით დარქმევის ტრადიცია (თუნდაც ქალის სახელიშექმნილია 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 (აღმოაჩინეს 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, ნომერი 837 (1952): „ქალი დაბოლოების მიცემის ტრადიცია. მამრობითი სახელებიუკვე ბევრი გამონაკლისია. ამიერიდან შემოთავაზებული სახელები არ იქნება უარყოფილი და არ შეიცვლება, თუ მათ აქვთ მამაკაცური ფორმა“.

მიმდინარე პრეფერენციებიასტეროიდების დასახელებასთან დაკავშირებით (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, რომ სხეულს დაასახელოს 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, ასოების შემთხვევითი ნაკრები, როგორიცაა აზზზხფუჰუსავარაუდოდ უარყოფილი იქნება).
4. სახელი არ უნდა იყოს შეურაცხმყოფელი ან უსიამოვნო ასოციაციების მიზეზი.
5. ახალი სახელწოდება არ უნდა იყოს ძალიან მსგავსი მზის სისტემის სხვა ობიექტების არსებულ სახელებთან.
6. შინაური ცხოველების მეტსახელები არ არის დამტკიცებული (თუმცა იყო პრეცედენტები, როდესაც ასტეროიდებს დაარქვეს აღმომჩენი შინაური ცხოველების სახელი).
7. კომერციული ტიპის სახელები ( სავაჭრო ნიშნებიდა 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, ასტეროიდები ავტომატურად არ ატარებენ თავიანთი აღმომჩენის სახელს (თუმცა, არცთუ 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.

დასახელებისთვის ცალკეული ჯგუფებიასტეროიდები (განსაკუთრებული თვისებებით ხასიათდება) კვლავ უფრო მკაცრ ტრადიციებს იცავენ. მაგალითად, ეგრეთ წოდებული ტროას ასტეროიდები (რომლებიც იუპიტერთან 1:1 რეზონანსში არიან) გმირების სახელს ატარებენ. ტროას ომი; ტრანსნეპტუნიური ობიექტები სტაბილური და გრძელვადიანი ორბიტებით იღებენ მითოლოგიურ სახელებს, ამა თუ იმ გზით, რომლებიც 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, 734,274 ცნობილი ასტეროიდიდან, 496,815 ასტეროიდს მიენიჭა საბოლოო რიცხვი, ხოლო მათგან მხოლოდ 21,009-ს აქვს შესაბამისი სახელები (ანუ მუდმივი ნომრის მქონე ასტეროიდების მთლიანი 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 ცოცხალი ადამიანის სახელს ატარებდა (45) ევგენი(გაიხსნა 1857 წელს და დაერქვა ნაპოლეონ III-ის მეუღლის ევგენია დე მონტიხოს სახელი).

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

მიუხედავად იმისა, რომ შინაური ცხოველების სახელები ახლა "აკრძალულად" ითვლება, არის მსგავსი პრეცედენტები. დიახ, ასტეროიდები. (482) პეტრინადა (483) სეპინადაარქვეს აღმომჩენის M.F. Wolf-ის ძაღლების (პიტერი და სეპი) პატივსაცემად (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 - ალოდ, ასტროიდის რიგითი რიცხვი შედგება დაამატე ციფრებიზრდადი თანმიმდევრობით), (24680) შანსები(ორიგინში - ალივენი).

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

ასტეროიდების სახელები ხშირად ინდივიდუალურია ეროვნული ენები. ასე რომ, პირველივე აღმოჩენილ ასტეროიდს (ამჟამად ჯუჯა პლანეტად ითვლება) ჩვენ ვუწოდებთ ცერესს, ხოლო ბევრს დასავლური ენებიმას ცერესს ეძახიან, ბერძნები კი - და საერთოდ დემეტრეს (Δήμητρα). ბერძნები იუნოს ჰერას, ვესტას - ჰესტიას და ა.შ. ბერძნულ და რომაულ მითოლოგიას შორის ანალოგიების მიხედვით უწოდებენ. AT ჩინურიასტეროიდების კლასიკური სახელები მთავრდება იეროგლიფით 星 (ვარსკვლავი, ციური სხეული), რასაც მოჰყვება იეროგლიფი 神 (ღვთაება) ან 女 (ქალი), და უკვე მის წინ - იეროგლიფი, რომელიც აღწერს ყველაზე მეტს. 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 რამაა, ის შეიცავს აბსურდულობის, უცნაურობისა და ერთი შეხედვით მიუღებელი დამთხვევების მრავალ მაგალითს. მაგალითად, ბევრი ასტეროიდი და თანამგზავრი ძირითადი პლანეტებიაქვთ 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), 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 პლანეტა ნეპტუნის ლათინური სახელის ბერძნული ეკვივალენტი. 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 (შეგახსენებთ - არ გამოიყენება) თანმიმდევრობა 12-ჯერ გაიმეორა (ანუ ვამრავლებთ 12-ს 25-ზე და მივიღებთ 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.

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

1. ზოგადი წარმოდგენები

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. ისინი შეინიშნება როგორც სინათლის წერტილოვანი წყაროები, 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 იმავე ხაზზე იყვნენ. 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). საერთო ჯამში დღემდე 20000-მდე ასტეროიდია აღმოჩენილი, საიდანაც 10000-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. დასაწყისში, როდესაც მცირე პლანეტები ცოტათი უფრო ცნობილი იყო, მათი სახელები, ისევე როგორც სხვა პლანეტებს, ძველი ბერძნული მითოლოგიიდან იყო აღებული. 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 სიკაშკაშე აბსოლუტური უმრავლესობაისინი იცვლება მოკლე დროში (რამდენიმე საათიდან რამდენიმე დღემდე). ასტრონომები დიდი ხანია ვარაუდობენ, რომ ასტეროიდების სიკაშკაშის ეს ცვლილებები ასოცირდება მათ ბრუნვასთან და, 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 აჩვენებს ასტეროიდების პირველ სატელიტურ სურათებს, რომლებიც გადაიღეს 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 წერტილოვანი ობიექტივით ჩანს), მაშინ ცდილობენ მის მიახლოებას ტრიაქსიალური 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. (a.u.)	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	U	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	U	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	U	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 სახელს, რამდენიმე ასეულ წევრს, 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 მდებარე ასტეროიდი, რომელიც გადაღებულია NIAR კოსმოსური ხომალდის მიერ 1999 წლის თებერვალში.

951 გასპრა არის მთავარი სარტყლის ასტეროიდი, რომელიც პირველად გადაიღო გალილეოს კოსმოსურმა ხომალდმა 1991 წლის 29 ოქტომბერს (იხ. სურ. 1).

1566 იკაროსი - 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 აპოლონი - სხეულთა იმავე ოჯახის უდიდესი ასტეროიდი, რომელიც უახლოვდება დედამიწას და გადაკვეთს მის ორბიტას. აპოლონის ორბიტის ექსცენტრიულობა საკმაოდ დიდია - 0,56.

2060 ქირონი არის ასტეროიდი-კომეტა, რომელიც პერიოდულად ავლენს კომეტების აქტივობას (სიკაშკაშის რეგულარული ზრდა ორბიტის პერიჰელიონის მახლობლად, ანუ მინიმალური მანძილიმზისგან, რაც აიხსნება ასტეროიდის შემადგენელი აქროლადი ნაერთების აორთქლებით, რომლებიც მოძრაობენ 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 მდებარე 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 მიღებული იქნა რადარის გამოყენებით არესიბოში.

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. სურათის თითოეულ წერტილში სივრცითი გარჩევადობა არის 163 მ. გასპრას აქვს არარეგულარული ფორმა და მიახლოებითი ზომები 3 ღერძის გასწვრივ 19 x 12 x 11 კმ. მზე ანათებს ასტეროიდს მარჯვნიდან.
NASA GAL-09-ის სურათი.

ასტეროიდის სურათი 243 Ides

ბრინჯი. 2 ასტეროიდის 243 იდასა და მისი პატარა მთვარე დაქტილის ფსევდოფერადი სურათი, გადაღებული გალილეოს კოსმოსური ხომალდის მიერ. ნახატზე ნაჩვენები გამოსახულების მისაღებად გამოყენებული ორიგინალური სურათები მიღებული იყო დაახლოებით 10,500 კმ მანძილიდან. ფერის განსხვავება შეიძლება მიუთითებდეს ზედაპირის მატერიის შემადგენლობის ცვალებადობაზე. კაშკაშა ლურჯი ადგილები ალბათ დაფარულია რკინის შემცველი მინერალებისგან შემდგარი ნივთიერებით. იდას სიგრძე 58 კმ-ია, მისი ბრუნვის ღერძი კი ვერტიკალურადაა ორიენტირებული, მცირე დახრილობით მარჯვნივ.
NASA GAL-11 სურათი.

ბრინჯი. 3. დაქტილის სურათი, 243 იდას პატარა თანამგზავრი. ჯერჯერობით უცნობია, ეს არის იდას ნაჭერი, რომელიც მისგან რაიმე სახის შეჯახებისას მოწყვეტილია, თუ მის მიერ დაჭერილი უცხო ობიექტი. გრავიტაციული ველიდა 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 მიახლოებული 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 მზის სისტემის დაბადებისას სხვა პლანეტა ვერ გაჩნდა მთავარი ასტეროიდული სარტყლის ადგილზე. მაგრამ ჩვენი საუკუნის დასაწყისშიც კი, 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. მოდით გავაკეთოთ მცირე გადახვევა და აღვწეროთ ერთი ეპიზოდი მზის სისტემის ისტორიიდან - ისტორია, რომელიც ეფუძნება თანამედროვე სამეცნიერო ფაქტებს. ეს აუცილებელია, კერძოდ, მთავარი სარტყლის ასტეროიდების წარმოშობის გასაგებად. უზარმაზარი წვლილიმზის სისტემის წარმოშობის თანამედროვე თეორიის ფორმირებაში საბჭოთა მეცნიერებმა ო.იუ. შმიდტი და ვ. საფრონოვი.

ერთ-ერთმა უდიდესმა სხეულმა, რომელიც ჩამოყალიბდა იუპიტერის ორბიტაზე (მზიდან 5 ა.ე. დაშორებით) დაახლოებით 4,5 მილიარდი წლის წინ, დაიწყო ზომების ზრდა უფრო სწრაფად, ვიდრე სხვები. 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 ადრე შედედებული მატერიის დაჭერა, რომელიც მდებარეობს მზესთან უფრო ახლოს, ასტეროიდების მშობელი სხეულების ზონაში და ამით აფერხებს ამ უკანასკნელის ზრდას. მეორეს მხრივ, უფრო მცირე სხეულები, რომლებიც პროტო-იუპიტერის რაიმე მიზეზით არ იყო დატყვევებული, მაგრამ იყვნენ მისი გრავიტაციული გავლენის სფეროში, ეფექტურად მიმოფანტეს. სხვადასხვა მხარე. ანალოგიურად, სხეულების გამოდევნა სატურნის ფორმირების ზონიდან ალბათ ხდებოდა, 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. უფრო მეტიც, მანამდე 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

დაბრუნებას მიმდინარე მდგომარეობაასტეროიდთა სარტყელი, ხაზგასმით უნდა აღინიშნოს, რომ იუპიტერი კვლავ აგრძელებს მთავარ როლს ასტეროიდების ორბიტების ევოლუციაში. ამ გიგანტური პლანეტის გრძელვადიანმა გრავიტაციულმა გავლენამ (4 მილიარდ წელზე მეტი) მთავარი სარტყლის ასტეროიდებზე განაპირობა ის, რომ არსებობს მთელი რიგი „აკრძალული“ ორბიტები ან თუნდაც ზონები, რომლებზეც პრაქტიკულად არ არის პატარა პლანეტები. , და იქ რომ მოხვდნენ, დიდხანს ვერ დარჩებიან. მათ უწოდებენ ხარვეზებს ან კირკვუდის ლუქებს - დენიელ კირკვუდის, მეცნიერის, ვინც პირველად აღმოაჩინა ისინი. ასეთი ორბიტები რეზონანსულია, რადგან მათ გასწვრივ მოძრავი ასტეროიდები განიცდიან იუპიტერის ძლიერ გრავიტაციულ ეფექტს. 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 ნახევრად მთავარი ღერძი და მისი ორბიტის ექსცენტრიულობა საკმაოდ სწრაფად იცვლება იუპიტერიის გრავიტაციული ველის გავლენით. ყველაფერი მთავრდება იმით, რომ ასტეროიდი ან ტოვებს რეზონანსულ ორბიტას და შესაძლოა დატოვოს ასტეროიდთა მთავარი 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 ისინი ატარებენ დროის უმეტეს ნაწილს "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 სახელები აქვთ). ამ პატარა პლანეტების მოძრაობა საკმაოდ სტაბილურია, ვინაიდან ისინი განლაგებულია ეგრეთ წოდებულ „ლაგრანგის წერტილებში“, სადაც მათზე მოქმედი გრავიტაციული ძალები გათანაბრდება. ასტეროიდების ამ ჯგუფის საერთო სახელია „ტროასები“. ტროიანებისგან განსხვავებით, რომლებიც თანდათან 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 შეიქმნა. მშობლის ორგანოები. მაგალითად, ეს არის ასტეროიდის ფლორის ოჯახი, რომელსაც უკვე 60-მდე წევრი ჰყავს და კიდევ რამდენიმე. ბოლო დროს, მეცნიერები ცდილობდნენ დაედგინათ ასტეროიდების ასეთი ოჯახების საერთო რაოდენობა, რათა შეაფასონ მათი მშობელი სხეულების საწყისი რაოდენობა.

4 დედამიწის ასტეროიდებთან ახლოს

მთავარი ასტეროიდული 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, არამედ სწრაფად ვითარდება არა მხოლოდ იუპიტერის, არამედ პლანეტების გრავიტაციული ველების გავლენის ქვეშ. ხმელეთის ჯგუფი. ამ მიზეზით, ასეთ ასტეროიდებს შეუძლიათ გადავიდნენ ერთი ჯგუფიდან მეორეში და ასტეროიდების დაყოფა ზემოაღნიშნულ ჯგუფებად 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 შეაღწიეთ 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 „დედამიწასთან ახლოს ასტეროიდები“ - ეს არის სხეულები, რომელთა ორბიტალური ზომები არ აღემატება 1,3 AU. დღემდე აღმოჩენილია დაახლოებით 800 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 სხეულებიდან, რომლებიც მდებარეობს ან შეიძლება აღმოჩნდეს დედამიწის გარემოში, 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 ჟერარდ 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“ უწოდეს, 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 ასტეროიდთა სარტყელში. ისევ ორბიტების პარამეტრების მიხედვით ღია სხეულებიიყოფა ორ კლასად. ტრანსნეპტუნიური ობიექტების დაახლოებით მესამედი მიეკუთვნებოდა პირველ, ეგრეთ წოდებულ „პლუტინის კლასს“. ისინი მოძრაობენ 3:2 რეზონანსით ნეპტუნთან საკმაოდ ელიფსურ ორბიტებში (ძირითადი ღერძები დაახლოებით 39 AU; ექსცენტრიულობა 0.11-0.35; ორბიტალური დახრილობა 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, დიდი ალბათობით, 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 კუიპერის სარტყლის ობიექტები", რადგან მათი უმეტესობა (დარჩენილი 2/3) ცნობილია და ისინი მოძრაობენ წრიულთან ახლოს მდებარე ორბიტებში, ნახევრად ძირითადი ღერძებით 40-48 AU 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 ორგანოების შედარების საფუძველზე ცნობილი ასტეროიდებიოპტიკური მახასიათებლების მიხედვით, ახლა ითვლება, რომ პირველები ყველაზე პრიმიტიულები არიან ჩვენს პლანეტურ სისტემაში. ეს ნიშნავს, რომ მათმა მატერიამ, პროტოპლანეტარული ნისლეულიდან მისი კონდენსაციის მომენტიდან, ძალიან მცირე ცვლილებები განიცადა, მაგალითად, ხმელეთის პლანეტების მატერიასთან 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 რამდენიმე 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, რომლებიც დაეცა დედამიწაზე, რომელიც (რომელიც განხილული იქნება განყოფილებაში "მეტეორიტები") ძირითადად განიხილება ასტეროიდების ფრაგმენტები, კომეტა ბირთვები და ხმელეთის პლანეტების ზედაპირები. მაგრამ ჩვენ მაინც ვიღებთ უდიდეს ინფორმაციას მცირე პლანეტების შესახებ მიწისზე დაფუძნებული ტელესკოპური გაზომვების დახმარებით. ამრიგად, 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 სიგრძეზე 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 შეადგინონ 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 ცალკეული ჯგუფების ზოგიერთი საერთო მახასიათებლის დასახასიათებლად. 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. გარკვეული ტიპის ასტეროიდების ეს საშუალო მნიშვნელობები შედარებულია ხმელეთის ქანებისა და მინერალების ანალოგიურ მნიშვნელობებთან, ასევე 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. მსგავსი 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 მარტივია ან თუნდაც პრიმიტიული. 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 დამკვიდრებულად დედამიწაზე, მაშინ ასტეროიდებზე შეიძლება იყოს მხოლოდ რამდენიმე ასეული მათგანი. ეს 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, მზესთან ბევრად უფრო ახლოს და, შესაბამისად, უფრო მაღალ ტემპერატურაზე. გარდა იმისა, რომ სილიკატური ნივთიერება, ლითონები და მათი ნაერთები, რომლებიც თხევად ან პლასტმასის მდგომარეობაში არიან ასეთ ტემპერატურაზე, 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 პლაგიოკლაზა (ზოგადი ფორმულით (Na,Ca)Al(Al,Si)Si 2O 8). მათ უწოდებენ კლდემქმნელ მინერალებს, 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 ძირითადად სხვადასხვა ლითონის კათიონებია) და რიგი სხვა მინერალები, რომლებიც შეიცავს ჰიდროქსილს (OH) მათ შემადგენლობაში. შეიძლება ვივარაუდოთ, რომ ასტეროიდებზე არის 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 მეტეორიტების მატერიის კვლევის შედეგები, რომელიც 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 შეფერილობის 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, რომლებიც ალბათ ავსებდნენ მზის მახლობლად მდებარე პროტოპლანეტურ დისკს 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 მატერიას შეუძლია აირეკლოს 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 დაკვირვების დახმარებით ახლახან დადგინდა ისეთი საინტერესო ფაქტი, როგორიცაა ჰიდრატირებული სილიკატების არსებობა ამ სხეულების მნიშვნელოვან ნაწილზე. მიუხედავად იმისა, რომ მაღალი ტემპერატურისა და დაბალტემპერატურული მასალების ასეთი 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 პროპორციასა და მთლიან შემცველობაზე ასტეროიდების ზედაპირის მატერიაში. მეორეს მხრივ, სილიკატური ნივთიერების არეკვლის 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 არეკვლის სპექტრი, რომელიც მსგავსია P და D ტიპის სხეულების სპექტრებს, 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 იქნა ნაპოვნი 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 მიმდებარე გაზ-მტვრის დისკიდან წარმოიქმნა მატერიის გროვა ტურბულენტური და სხვა არასტაციონარული ფენომენების გამო, რომლებიც ურთიერთარაელასტიური შეჯახების დროს და გრავიტაციული ურთიერთქმედებები შერწყმულია პლანეტების ფორმირებისთვის. 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 საზღვრებთან 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) ფორმირება მოასწრო, რომლებიც 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 განიცდიდა გრავიტაციულ დიფერენციაციას. ამჟამად განიხილება ორი შესაძლო მექანიზმი ასეთი პროტო-ასტეროიდების ინტერიერის გასათბობად: 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 მასალა შეიცავდა არასტაბილურ ნაერთებს მნიშვნელოვან რაოდენობას, მისი დნობის საშუალო წერტილი შედარებით დაბალი იყო. როგორც მათემატიკური მოდელირება და რიცხვითი გამოთვლები გვიჩვენებს, ასეთი სილიკატური ნივთიერების დნობის ტემპერატურა შეიძლება იყოს 500-1000°C დიაპაზონში. ასე რომ, დიფერენციაციისა და გაგრილების შემდეგ, ასტეროიდების მშობელმა სხეულებმა განიცადეს მრავალი შეჯახება არა მხოლოდ მათსა და მათ შორის. ფრაგმენტები, არამედ ასტეროიდების სარტყელში შეჭრა იუპიტერის, სატურნისა და მზის სისტემის უფრო შორეული პერიფერიებიდან. ხანგრძლივი ზემოქმედების ევოლუციის შედეგად, პროტო-ასტეროიდები დაიშალა უამრავ პატარა სხეულებად, რომლებიც ახლა ასტეროიდების სახით არის დანახული. 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 „გაშიშვლებას“ 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. მაღალი შემცველობაისინი შეიცავს ლითონებს. A და R ტიპის ასტეროიდები შეიძლება იყოს შუალედური სილიკატური გარსების ფრაგმენტები, ხოლო E- და V ტიპის ასტეროიდები შეიძლება იყოს ასეთი დედა სხეულების გარე გარსების ფრაგმენტები. 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 პრიმიტიულად და ოდნავ შეცვლილი (D, P, C და Q). როგორც უკვე აღვნიშნეთ, ამ ტიპის ასტეროიდების რაოდენობა იზრდება მთავარი სარტყლის პერიფერიისკენ. ეჭვგარეშეა, რომ მათ ყველამ ასევე განიცადა შეჯახება და ჩახშობა, მაგრამ ეს პროცესი ალბათ არც ისე ინტენსიური იყო, რომ შესამჩნევად იმოქმედოს 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 მრავალი დაკვირვებითი დადასტურება (სიკაშკაშის სპეციფიკური 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

ასტეროიდების კვლევებში ბევრი რამ რჩება გაურკვეველი და იდუმალიც კი. პირველი, ეს არის ზოგადი პრობლემები, რომლებიც დაკავშირებულია წარმოშობასთან და ევოლუციასთან მყარიმთავარ და სხვა ასტეროიდულ სარტყელში და დაკავშირებულია მთელი მზის სისტემის გაჩენასთან. მათი გადაწყვეტილება მნიშვნელოვანია არა მხოლოდ სწორი იდეებიჩვენი სისტემის შესახებ, არამედ გავიგოთ სხვა ვარსკვლავების სიახლოვეს პლანეტარული სისტემების გაჩენის მიზეზები და ნიმუშები. თანამედროვე დაკვირვების ტექნოლოგიის შესაძლებლობების წყალობით, შესაძლებელი გახდა იმის დადგენა, რომ მეზობელ ვარსკვლავებს აქვთ იუპიტერის მსგავსი დიდი პლანეტები. 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, რომლებიც ზოგიერთი დინამიური ოჯახის წევრები არიან (მაგალითად, თემისი, ფლორა, გილდა, ეოსი და სხვები), რომლებიც, როგორც ითქვა, 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 შეგროვებითა და დაგროვებით, შემდეგ კი მისი განზოგადების გამოყენებით, შესაძლებელია თანდათან დაიხვეწოს ამ სხეულების ბუნებისა და მათი ევოლუციის ძირითადი კანონების გაგება.

ბიბლიოგრაფია:

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

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