O aglomerado de corpos celestes relativamente pequenos cujas órbitas estão localizadas entre Marte e Júpiter é bem conhecido há muito tempo. Este é o chamado cinturão de asteróides. É verdade que com a descoberta do cinturão de Kuiper e da nuvem de Oort, ele passou a ser chamado de cinturão principal de asteróides.

Asteróides do tamanho de Eros ou Pallas, e pedaços de rocha com vários metros de diâmetro, giram em torno do Sol em órbitas com raios de aproximadamente 2,1 a quase 4 unidades astronômicas (UA). Lembremos que um é igual à distância da Terra ao Sol – 150 milhões de quilômetros.

Porém, logo no início do século XX, foi descoberto um asteróide que não se enquadrava nas regras. Ele se moveu na mesma órbita de Júpiter, 60° à frente dele em relação ao Sol. Assim, foi confirmado que entre os pequenos corpos celestes do nosso sistema estelar existem objetos que se movem, como se estivessem na coleira, atrás dos planetas, ou “asteróides troianos”.

Nas últimas décadas, a astronomia fez avanços significativos. Os telescópios e os supercomputadores mais poderosos lançados além da atmosfera para a órbita terrestre ocuparam seu lugar nas fileiras. No entanto, um problema físico e matemático ainda permanece sem solução - calcular o movimento de três corpos interagindo gravitacionalmente entre si. Nenhum cientista propôs ainda um método para calcular as órbitas de três corpos por um período mais ou menos longo.

O único matemático que obteve algum sucesso nesta área foi o francês Joseph Lagrange. No final do século XVIII, ele calculou as leis de rotação de três corpos celestes com a única ressalva de que um deles deveria ter massa desprezível em comparação com os outros dois. Os cálculos de Lagrange provaram que existem áreas, pontos no espaço, nos quais a influência gravitacional de ambos os corpos massivos é equilibrada. E o terceiro corpo (leve), estando nesses pontos, pode permanecer quase imóvel em relação aos dois pesados.

Pontos de Lagrange

Como isso é possível? Por exemplo, considere o ponto L1 no diagrama. De acordo com as leis da mecânica celeste de Newton, um corpo localizado mais próximo do Sol do que a Terra deveria se mover em órbita mais rápido e “voar” para frente. Por que isso não acontece e o corpo gira junto com o planeta? Sim, porque a Terra, ao atrair um objeto, parece reduzir a força de atração solar para ele (o Sol “parece” menos massivo ao objeto). E em torno do centro mais claro, o satélite girará mais lentamente.

De acordo com outros esquemas semelhantes, as leis da física também funcionam perfeitamente em relação a outros pontos de Lagrange.

Abertura e título

O primeiro asteróide troiano foi descoberto em 1904 no ponto L4 da órbita de Júpiter. Como sempre, seu nome foi emprestado do antigo épico helênico. O corpo celeste recebeu o nome do herói da lendária Tróia - “Aquiles”. Então, um após o outro, mais vinte asteróides foram descobertos na órbita do planeta gigante.

A descoberta não foi uma surpresa para os investigadores; muitos astrónomos tentaram testar a teoria de Lagrange, a única questão era a capacidade técnica que possuíam; Como esperado, todos os corpos descobertos estavam localizados nos pontos L4 e L5 da órbita de Júpiter.

E todos os nomes, seguindo Aquiles, foram dados a eles em homenagem aos heróis da Guerra de Tróia: Ajax, Heitor, Diomedes, Pátroclo, etc. Os guerreiros do lado atacante grego “instalaram-se” no ponto L4, e os troianos instalaram-se no ponto L5. Assim, o nome “asteróides de Tróia” foi atribuído a todos os objetos semelhantes descobertos posteriormente, incluindo aqueles nas órbitas de outros planetas.

Durante muito tempo, a maioria dos cientistas duvidou da possibilidade da existência de troianos perto de pequenos planetas como a Terra ou Marte. Na verdade, além do próprio planeta e da estrela, tal asteróide estará sujeito a uma influência gravitacional significativa de outros corpos massivos do Sistema Solar, e a estabilidade do objeto nos pontos de Lagrange do pequeno planeta está em dúvida. No entanto, em 1990, um asteróide foi descoberto no ponto L5 de Marte, chamado “Eureka”.

Espera-se que o campeão em número de asteróides troianos seja o maior e mais massivo planeta do sistema solar. Até o momento, sabe-se com segurança sobre mais de seis mil “Trojans” em sua órbita. Uma ordem de magnitude menos satélites troianos foram descobertos em outros grandes planetas: Urano, Netuno e Saturno. E a razão para isso não é apenas a sua massa, que é menor em comparação com Júpiter, mas também a proximidade deste gigante gasoso. Júpiter, graças à sua enorme massa, rouba facilmente os asteróides de outras pessoas, ou os expulsa dos pontos de Lagrange, fazendo-os girar em torno da estrela em suas próprias órbitas elípticas, ou até mesmo os joga para fora do sistema solar como uma funda.

Asteróides troianos da Terra

Durante muito tempo, não foi possível detectar asteróides troianos perto do nosso planeta natal. O fato é que os pontos L4 e L5 da Terra quase sempre estão localizados no lado diurno para um observador localizado na superfície do planeta, e a luz solar interfere nas observações.

A questão surgiu em 2010 graças ao telescópio orbital Wise lançado ao espaço. O primeiro, e até agora único, Trojan do planeta Terra 2010TK7 foi descoberto. Ele está localizado no ponto Lagrange L4. 2010TK7 é um pedaço comum de rocha de formato irregular com um diâmetro de cerca de 300 metros, dos quais há uma enorme variedade girando no espaço sideral.

Uso pratico

Os cientistas propõem usar as propriedades dos asteróides troianos de diferentes maneiras no futuro. Por exemplo, o ponto L2 no sistema Sol-Terra pode ser usado para colocar nele um telescópio orbital. Tal estação de observação, constantemente à sombra do planeta, estará em uma posição mais vantajosa que as orbitais. Será mais conveniente realizar observações de longo prazo de uma determinada área do céu devido à ausência de rotação ao redor da Terra.

O ponto L1 pode ser um bom local para uma estação de monitoramento constante da estrela. Detecte oportunamente um aumento na atividade solar e avise os serviços terrestres sobre uma ejeção de plasma solar que se aproxima. Tudo isso pode ser feito em tempo hábil com a ajuda de aparatos científicos localizados na primeira “fronteira”.

E a futura exploração da Lua será provavelmente impensável sem grandes estações espaciais intermédias penduradas no espaço entre o nosso planeta e o seu satélite natural. Dispositivos localizados nos pontos de Lagrange do sistema Terra-Lua podem lidar com esta tarefa da melhor maneira possível.

A Lua é o único satélite natural da Terra. Já tínhamos tanta certeza disso que nem demos um nome específico à nossa lua. Por outro lado, isto é completamente justificado, porque A Lua, sendo o maior e mais brilhante objeto do céu noturno, dispensa maiores apresentações. Os restantes 6 satélites da Terra são tão pequenos e distantes que só podem ser vistos através de telescópios poderosos. Além disso, eles giram em torno do Sol, mas são influenciados pela gravidade da Terra.

Pode-se discutir por muito tempo se tais objetos são satélites naturais, mas como, por assim dizer, o ponto de vista oficial sobre o assunto ainda não foi determinado, nada proíbe classificá-los como tais. A União Astronómica Internacional, a organização líder na determinação do que é um determinado corpo celeste e como este corpo deve ser corretamente chamado, promete num futuro próximo dar uma definição clara dos conceitos de “satélite” e “componente do sistema gravitacional. ” Portanto, por enquanto temos isso, nós temos.

Então, junto com a Lua, a Terra possui 7 satélites. 5 deles são asteróides quase orbitais ou simplesmente quase-satélites, outro pertence à classe dos asteróides troianos. Até certo ponto, ambos (neste caso, o outro) eram asteroides bastante comuns e giravam em suas órbitas mais ou menos estáveis ​​ao redor do Sol, até que um dia colidiram com uma enorme Terra, em relação às suas dimensões, como resultado, eles entraram em ressonância orbital 1:1 com o último. Em outras palavras, a rotação da Terra e dos asteróides “capturados” foi sincronizada e agora eles fazem uma revolução ao redor do Sol no mesmo período de tempo.

Caso contrário, esses dois tipos são fundamentalmente diferentes um do outro, por isso consideraremos cada um separadamente.

Quase-satélites da Terra

O que é um quase satélite? Em princípio, ele pode se tornar quase qualquer corpo celeste que esteja em ressonância orbital de 1 para 1 com o planeta. Apesar dos períodos orbitais completamente coincidentes, os quase-satélites apresentam sempre uma maior excentricidade (o grau de desvio do círculo) da órbita, e por vezes também uma inclinação pronunciada em relação ao plano da eclíptica (o plano em que o planeta gira).

A principal característica dos quase-satélites, assim como dos asteróides troianos, é que, em um determinado momento, eles estão exatamente à mesma distância da Terra que estavam há um ano. Na verdade, por isso são considerados satélites naturais.

Por outro lado, a sua “lealdade” ao planeta nem sempre é estável: a duração do conjunto gravitacional pode variar de vários períodos orbitais a centenas de milhares de órbitas.

Cruithney

O maior e mais famoso entre os satélites quase orbitais da Terra é um asteróide Cruithney (3753). Foi descoberto em 1986 por um astrônomo amador e se tornou o primeiro corpo celeste conhecido no sistema solar a se mover em uma órbita tão estranha, mas estável. Mais tarde, os astrónomos descobriram companheiros semelhantes a Vénus, Júpiter, Saturno, Urano, Neptuno e até Plutão.

Infelizmente, não sabemos realmente o que é Cruitney. Este é um asteróide com um diâmetro de cerca de 5 km. Ele gira em uma órbita muito alongada e inclinada ao plano da eclíptica, o periélio (o ponto da órbita mais próximo do Sol) fica entre as órbitas de Mercúrio e Vênus, e o afélio - entre Marte e Júpiter.

Planetas grandes L 4 e L 5 (60° à frente e atrás do planeta), fora do cinturão de asteróides principal. O período de sua revolução em torno do Sol coincide com o período de rotação do planeta, ou seja, estão em ressonância orbital 1:1. No sistema planeta-Sol, eles realizam movimentos libracionais em torno dos pontos Lagrangianos, como resultado dos quais suas posições relativas mudam constantemente.

1. Troianos de Marte

2. Troianos de Júpiter

3. Troianos de Netuno

Agora os especialistas têm dados sobre apenas seis desses objetos nas proximidades do ponto L 4, e isso foi usado na modelagem. Como resultado, descobriu-se que o Trojan 2001 QR322 era instável e (teoricamente) poderia se tornar um centauro.

A população estimada de asteróides troianos de Netuno, cujo tamanho excede 1 km, é de 1 a 10 milhões. Se assumirmos que o número real está próximo de um milhão, e o instável 2001 QR322 se destaca muito do fundo de outros objetos, então. a contribuição dos troianos para o preenchimento da população de centauros pode ser, segundo os cientistas, estimada em 3%.

Se tomarmos como base o número de 10 milhões e assumirmos que em 2001 o QR322 é semelhante aos seus irmãos, então a cada 100 anos um Trojan netuniano virtual se torna um centauro. Uma dessas fontes é suficiente para manter a população deste último.