Imagem composta (em escala) de asteróides tirada em alta resolução. Para 2011, foram, do maior para o menor: (4) Vesta, (21) Lutetia, (253) Matilda, (243) Ida e seu satélite Dactyl, (433) Eros, (951) Gaspra, (2867) Steins, (25143) Itokawa

Asteróide (comum até 2006 sinônimo - planeta menor) é um corpo celeste relativamente pequeno que orbita em torno de . Os asteróides são significativamente inferiores em massa e tamanho, têm uma forma irregular e não têm, embora também possam ter.

Definições

Tamanhos comparativos do asteróide (4) Vesta, do planeta anão Ceres e da Lua. Resolução 20 km por pixel

O termo asteróide (de outro grego ἀστεροειδής - "como uma estrela", de ἀστήρ - "estrela" e εἶδος - "aparência, aparência, qualidade") foi cunhado pelo compositor Charles Burney e introduzido por William Herschel na base de que esses objetos são Quando vistos através de um telescópio, eles pareciam pontos, ao contrário dos planetas, que parecem discos quando vistos através de um telescópio. A definição exata do termo "asteróide" ainda não está estabelecida. Até 2006, os asteroides também eram chamados de planetas menores.

O principal parâmetro pelo qual a classificação é realizada é o tamanho do corpo. Corpos com um diâmetro de mais de 30 m são considerados asteróides, corpos menores são chamados.

Em 2006, a União Astronômica Internacional classificou a maioria dos asteróides como.

Asteroides no sistema solar

Cinturão de asteroides principal (branco) e asteroides troianos de Júpiter (verde)

No momento, centenas de milhares de asteróides foram descobertos no sistema solar. Em 11 de janeiro de 2015, havia 670.474 objetos no banco de dados, dos quais 422.636 tinham órbitas precisas e um número oficial, mais de 19.000 dos quais tinham nomes oficialmente aprovados. Supõe-se que no sistema solar pode haver de 1,1 a 1,9 milhão de objetos maiores que 1 km. A maioria dos asteróides atualmente conhecidos estão concentrados dentro de , localizados entre as órbitas e .

O maior asteroide do sistema solar foi considerado com aproximadamente 975 × 909 km de tamanho, mas desde 24 de agosto de 2006, recebeu o status. Os outros dois maiores asteróides são (2) Pallas e têm um diâmetro de ~500 km. (4) Vesta é o único objeto do cinturão de asteroides que pode ser observado a olho nu. Asteróides movendo-se em outras órbitas também podem ser observados durante o período de passagem próximo (por exemplo, (99942) Apophis).

A massa total de todos os asteróides do cinturão principal é estimada em 3,0-3,6·10 21 kg, que é apenas cerca de 4% da massa. A massa de Ceres é de 9,5 10 20 kg, ou seja, cerca de 32% do total, e junto com os três maiores asteroides (4) Vesta (9%), (2) Pallas (7%), (10) Hygiea ( 3%) - 51%, ou seja, a grande maioria dos asteróides tem uma massa insignificante para os padrões astronômicos.

Explorando asteróides

O estudo dos asteróides começou após a descoberta do planeta em 1781 por William Herschel. Sua distância heliocêntrica média acabou sendo consistente com a regra de Titius-Bode.

No final do século XVIII, Franz Xaver organizou um grupo de 24 astrônomos. Desde 1789, esse grupo procura um planeta, que, segundo a regra de Titius-Bode, deveria estar a uma distância de cerca de 2,8 unidades astronômicas do Sol – entre as órbitas de Marte e Júpiter. A tarefa era descrever as coordenadas de todas as estrelas na área das constelações do zodíaco em um determinado momento. Nas noites seguintes, as coordenadas eram conferidas e os objetos que se moviam a uma distância maior eram destacados. O suposto deslocamento do planeta em questão deve ter sido de cerca de 30 segundos de arco por hora, o que deve ter sido facilmente visto.

Ironicamente, o primeiro asteróide, Ceres, foi descoberto pelo italiano Piazzi, que não esteve envolvido neste projeto, por acaso, em 1801, na primeira noite do século. Três outros - (2) Pallas, (3) Juno e (4) Vesta foram descobertos nos próximos anos - o último, Vesta, em 1807. Depois de mais 8 anos de buscas infrutíferas, a maioria dos astrônomos decidiu que não havia mais nada ali e parou de pesquisar.

No entanto, Karl Ludwig Henke persistiu e, em 1830, retomou a busca por novos asteróides. Quinze anos depois, ele descobriu Astrea, o primeiro novo asteroide em 38 anos. Ele também descobriu Hebe menos de dois anos depois. Depois disso, outros astrônomos se juntaram à busca, e então pelo menos um novo asteroide foi descoberto por ano (com exceção de 1945).

Em 1891, Max Wolff foi o primeiro a usar o método de astrofotografia para procurar asteróides, no qual os asteróides deixavam linhas de luz curtas em fotografias com um longo período de exposição. Este método acelerou significativamente a descoberta de novos asteróides em comparação com métodos de observação visual usados ​​anteriormente: Max Wolf descobriu sozinho 248 asteróides, começando com (323) Brucius, enquanto um pouco mais de 300 foram descobertos antes dele. Agora, um século depois , 385 mil asteróides têm número oficial, e 18 mil deles também são um nome.

Em 2010, duas equipes independentes de astrônomos dos Estados Unidos, Espanha e Brasil anunciaram que haviam descoberto simultaneamente gelo de água na superfície de um dos maiores asteróides do cinturão principal, Themis. Esta descoberta permite-nos compreender a origem da água na Terra. No início de sua existência, a Terra era quente demais para reter água suficiente. Essa substância deveria chegar mais tarde. Supunha-se que os cometas poderiam trazer água para a Terra, mas a composição isotópica água da Terra e a água nos cometas não combina. Portanto, pode-se supor que a água foi trazida para a Terra durante sua colisão com asteróides. Os pesquisadores também encontraram hidrocarbonetos complexos em Themis, incluindo moléculas que são precursoras da vida.

Nomeando asteroides

No início, os asteróides receberam os nomes dos heróis da mitologia romana e grega, depois os descobridores tiveram o direito de chamá-los como quiserem - por exemplo, pelo próprio nome. No início, os asteróides receberam nomes predominantemente femininos, apenas os asteróides com órbitas incomuns receberam nomes masculinos (por exemplo, Ícaro, aproximando-se do Sol). Mais tarde, essa regra deixou de ser observada.

Nem todo asteroide pode ter um nome, mas apenas aquele cuja órbita é calculada de forma mais ou menos confiável. Houve casos em que um asteróide recebeu um nome décadas após sua descoberta. Até que a órbita seja calculada, o asteroide recebe uma designação temporária que reflete a data de sua descoberta, como 1950 DA. Os números indicam o ano, a primeira letra é o número do crescente no ano em que o asteróide foi descoberto (no exemplo acima, esta é a segunda quinzena de fevereiro). A segunda letra indica o número de série do asteroide no crescente indicado; em nosso exemplo, o asteroide foi descoberto primeiro. Como existem 24 crescentes, e letras inglesas- 26, duas letras não são usadas na designação: I (por semelhança com a unidade) e Z. Se o número de asteróides descobertos durante o crescente exceder 24, eles voltam ao início do alfabeto novamente, atribuindo o índice 2 ao a segunda letra, no próximo retorno - 3, etc.

Depois de receber o nome, a nomeação oficial do asteróide consiste em um número (número de série) e um nome - (1) Ceres, (8) Flora, etc.

Determinando a forma e o tamanho de um asteroide

Asteróide (951) Gaspra. Uma das primeiras imagens de um asteróide tirada de uma nave espacial. Transmitido pela sonda espacial Galileo durante seu sobrevoo de Gaspra em 1991 (cores aprimoradas)

As primeiras tentativas de medir os diâmetros de asteróides, usando o método de medição direta de discos visíveis com um micrômetro de rosca, foram feitas por William Herschel em 1802 e Johann Schroeter em 1805. Depois deles, no século 19, outros astrônomos mediram os asteroides mais brilhantes de maneira semelhante. A principal desvantagem deste método foram discrepâncias significativas nos resultados (por exemplo, os tamanhos mínimo e máximo de Ceres obtidos por diferentes cientistas diferiram dez vezes).

Métodos modernos para determinar o tamanho de asteróides incluem métodos de polarimetria, radar, interferometria de speckle, trânsito e radiometria térmica.

Um dos mais simples e qualitativos é o método de trânsito. Durante o movimento de um asteróide em relação à Terra, às vezes ele passa no fundo de uma estrela distante, esse fenômeno é chamado de ocultação de estrelas por um asteróide. Medindo a duração da diminuição do brilho de uma determinada estrela e conhecendo a distância até o asteroide, pode-se determinar com precisão seu tamanho. Este método permite determinar com precisão o tamanho de grandes asteroides, como Pallas.

O método polarimétrico é determinar o tamanho com base no brilho do asteróide. Quanto maior o asteróide, mais luz solar ele reflete. No entanto, o brilho de um asteroide depende fortemente do albedo da superfície do asteroide, que por sua vez é determinado pela composição de suas rochas constituintes. Por exemplo, o asteroide Vesta, devido ao alto albedo de sua superfície, reflete 4 vezes mais luz do que Ceres e é o asteroide mais visível no céu, que às vezes pode ser observado a olho nu.

No entanto, o próprio albedo também pode ser determinado com bastante facilidade. O fato é que quanto menor o brilho do asteroide, ou seja, menos ele reflete radiação solar na faixa do visível, mais ela a absorve e, aquecendo, a irradia na forma de calor na faixa do infravermelho.

O método de polarimetria também pode ser usado para determinar a forma de um asteroide, registrando mudanças em seu brilho durante a rotação, e determinar o período dessa rotação, bem como identificar grandes estruturas na superfície. Além disso, os resultados dos telescópios infravermelhos são usados ​​para determinar as dimensões usando a radiometria térmica.

Classificação dos asteróides

A classificação geral dos asteróides é baseada nas características de suas órbitas e na descrição do espectro visível da luz solar refletida por sua superfície.

Grupos e famílias orbitais

Os asteróides são combinados em grupos e famílias com base nas características de suas órbitas. Normalmente, o grupo recebe o nome do primeiro asteróide que foi descoberto em uma determinada órbita. Os grupos são formações relativamente livres, enquanto as famílias são mais densas, formadas no passado durante a destruição de grandes asteroides a partir de colisões com outros objetos.

Classes espectrais

Em 1975, Clark R. Chapman, David Morrison e Ben Zellner desenvolveram um sistema de classificação para asteróides baseado na cor, albedo e características do espectro da luz solar refletida. Inicialmente, esta classificação definiu apenas três tipos de asteróides:

Classe C - carbono, 75% dos asteróides conhecidos.
Classe S - silicato, 17% dos asteróides conhecidos.
Classe M - metal, a maior parte do resto.

Esta lista foi posteriormente expandida e o número de tipos continua a crescer à medida que mais asteróides são estudados em detalhes:

Classe A - caracterizada por um albedo bastante alto (entre 0,17 e 0,35) e uma cor avermelhada na parte visível do espectro.
Classe B - em geral, pertencem aos asteróides da classe C, mas quase não absorvem ondas abaixo de 0,5 mícrons e seu espectro é levemente azulado. O albedo é geralmente maior do que o de outros asteróides de carbono.
Classe D - caracterizada por um albedo muito baixo (0,02-0,05) e um espectro avermelhado uniforme sem linhas de absorção nítidas.
Classe E - a superfície desses asteróides contém um mineral como enstatita e pode se assemelhar a acondritos.
Classe F - geralmente semelhante aos asteróides da classe B, mas sem vestígios de "água".
Classe G - caracterizada por baixo albedo e espectro de reflexão quase plano (e incolor) na faixa do visível, indicando forte absorção ultravioleta.
Classe P - como os asteróides de classe D, eles são caracterizados por um albedo bastante baixo (0,02-0,07) e um espectro avermelhado suave sem linhas de absorção claras.
Classe Q - em um comprimento de onda de 1 µm no espectro desses asteróides, há linhas brilhantes e largas de olivina e piroxênio e, além disso, características que indicam a presença de um metal.
Classe R - caracterizada por um albedo relativamente alto e um espectro de refletância avermelhado com comprimento de 0,7 µm.
Classe T - é caracterizada por um albedo baixo e um espectro avermelhado (com absorção moderada no comprimento de onda de 0,85 μm), que é semelhante ao espectro dos asteróides das classes P e D, mas ocupa uma posição intermediária na inclinação.
Classe V - Os asteróides desta classe são moderadamente brilhantes e bastante próximos da classe S mais comum, que também é composta principalmente por pedra, silicatos e ferro (condritos), mas diferem em S por um maior teor de piroxênio.
A classe J é uma classe de asteróides que se acredita terem se formado a partir do interior de Vesta. Seus espectros são próximos aos dos asteróides de classe V, mas são distinguidos por linhas de absorção particularmente fortes em um comprimento de onda de 1 µm.

Deve-se ter em mente que o número de asteróides conhecidos atribuídos a qualquer tipo não corresponde necessariamente à realidade. Alguns tipos são bastante difíceis de determinar, e o tipo de um determinado asteroide pode ser alterado com uma pesquisa mais cuidadosa.

Problemas de classificação espectral

Inicialmente, a classificação espectral foi baseada em três tipos de materiais que compõem os asteróides:

Classe C - carbono (carbonatos).
Classe S - silício (silicatos).
Classe M - metal.

No entanto, há dúvidas de que tal classificação determine inequivocamente a composição do asteroide. Embora as diferentes classes espectrais de asteróides indiquem sua composição diferente, não há evidências de que asteróides do mesmo tipo espectral sejam feitos dos mesmos materiais. Como resultado, os cientistas não aceitaram o novo sistema, e a introdução classificação espectral parou.

Distribuição de tamanho

O número de asteróides diminui visivelmente com seu tamanho. Embora isso geralmente siga uma lei de potência, há picos a 5 km e 100 km onde há mais asteróides do que seria esperado de uma distribuição logarítmica.

Formação de asteroides

Em julho de 2015, a descoberta do 11º e 12º Neptune Trojans, 2014 QO441 e 2014 QP441, foi relatada pela câmera DECam do telescópio Victor Blanco. Assim, o número de troianos no ponto L4 de Netuno aumentou para 9. Esta pesquisa também encontrou 20 outros objetos que receberam a designação de Minor Planet Center, incluindo 2013 RF98, que possui um dos períodos orbitais mais longos.

Os objetos deste grupo recebem os nomes dos centauros da mitologia antiga.

O primeiro centauro descoberto foi Quíron (1977). Ao se aproximar do periélio, possui uma coma característica dos cometas, portanto, Quíron é classificado como um cometa (95P / Quíron) e um asteróide (2060 Quíron), embora seja significativamente maior que um cometa típico.



Nathan Eismont,
Candidato a Ciências Físicas e Matemáticas, Líder investigador(Instituto de Pesquisa Espacial RAS)
Anton Ledkov,
Pesquisador (Instituto de Pesquisa Espacial RAS)
"Ciência e Vida" Nº 1, 2015, Nº 2, 2015

O sistema solar é geralmente percebido como um espaço vazio no qual oito planetas circulam, alguns com seus satélites. Alguém vai se lembrar de vários planetas pequenos, aos quais Plutão foi atribuído recentemente, sobre o cinturão de asteróides, sobre meteoritos que às vezes caem na Terra e sobre cometas que ocasionalmente decoram o céu. Esta ideia é bastante correta: nenhuma das muitas naves espaciais sofreu uma colisão com um asteróide ou um cometa - o espaço é bastante espaçoso.

E ainda, em grande medida sistema solar contém não centenas de milhares e nem dezenas de milhões, mas quatrilhões (uns com quinze zeros) corpos espaciais vários tamanhos e pesos. Todos eles se movem e interagem de acordo com as leis da física e da mecânica celeste. Alguns deles foram formados no Universo mais antigo e consistem em sua matéria primordial, e este objetos mais interessantes pesquisa astrofísica. Mas também existem corpos muito perigosos - grandes asteróides, cuja colisão com a Terra pode destruir a vida nela. Rastrear e eliminar o perigo de asteroides é uma área de trabalho igualmente importante e emocionante para os astrofísicos.

História da descoberta de asteróides

O primeiro asteroide foi descoberto em 1801 por Giuseppe Piasi, diretor do observatório de Palermo (Sicília). Deu-lhe o nome de Ceres e a princípio acreditou planeta menor. O termo "asteróide", traduzido do grego antigo - "como uma estrela", foi proposto pelo astrônomo William Herschel (ver "Ciência e Vida" nº 7, 2012, artigo "The Tale of the Musician William Herschel, Who Doubled the Cosmos" "). Ceres e objetos semelhantes (Pallas, Juno e Vesta) descobertos nos seis anos seguintes foram vistos como pontos, não como discos no caso dos planetas; ao mesmo tempo, ao contrário das estrelas fixas, moviam-se como planetas. Deve-se notar que as observações que levaram à descoberta desses asteroides foram realizadas propositalmente na tentativa de encontrar o planeta “desaparecido”. O fato é que os planetas já descobertos estavam localizados em órbitas espaçadas do Sol a distâncias correspondentes à lei de Bode. De acordo com isso, deveria haver um planeta entre Marte e Júpiter. Como você sabe, nenhum planeta foi encontrado em tal órbita, mas um cinturão de asteróides, chamado de principal, foi descoberto mais tarde aproximadamente nesta área. Além disso, a lei de Bode, como se viu, não tem nenhuma justificativa física e atualmente é considerada simplesmente como uma espécie de combinação aleatória de números. Além disso, descoberto mais tarde (1848) Netuno estava em uma órbita que não era consistente com ela.

Após a descoberta dos quatro asteróides mencionados, observações adicionais por oito anos não levaram ao sucesso. Eles foram interrompidos devido às Guerras Napoleônicas, durante as quais a cidade de Lilienthal, perto de Bremen, foi incendiada, onde foram realizadas reuniões de astrônomos - caçadores de asteróides. As observações foram retomadas em 1830, mas o sucesso só veio em 1845 com a descoberta do asteroide Astrea. Desde então, os asteróides foram descobertos com uma frequência de pelo menos um por ano. A maioria deles pertence ao cinturão de asteróides principal, entre Marte e Júpiter. Em 1868, já havia cerca de cem asteróides descobertos, em 1981 - 10.000 e em 2000 - mais de 100.000.

Composição química, forma, tamanho e órbitas de asteróides

Se os asteróides são classificados de acordo com sua distância do Sol, o primeiro grupo inclui vulcanóides - uma espécie de cinturão hipotético de pequenos planetas entre o Sol e Mercúrio. Nenhum objeto desse cinturão ainda foi descoberto e, embora numerosas crateras de impacto formadas pela queda de asteróides sejam observadas na superfície de Mercúrio, isso não pode servir como prova da existência desse cinturão. Anteriormente, a presença de asteróides tentava explicar as anomalias no movimento de Mercúrio, mas depois foram explicadas com base em efeitos relativísticos. Portanto, a resposta final à questão da possível presença de vulcanóides ainda não foi recebida. Isto é seguido por asteróides próximos da Terra pertencentes a quatro grupos.

Asteróides do cinturão principal movem-se em órbitas localizadas entre as órbitas de Marte e Júpiter, ou seja, a distâncias de 2,1 a 3,3 unidades astronômicas (UA) do Sol. Os planos de suas órbitas estão próximos da eclíptica, sua inclinação para a eclíptica é principalmente de até 20 graus, chegando até 35 graus para algumas excentricidades - de zero a 0,35. Obviamente, os asteróides maiores e mais brilhantes foram os primeiros a serem descobertos: os diâmetros médios de Ceres, Pallas e Vesta são 952, 544 e 525 quilômetros, respectivamente. Quão tamanho menor asteróides, o maior deles: apenas 140 dos 100.000 asteróides do cinturão principal têm um diâmetro médio de mais de 120 quilômetros. A massa total de todos os seus asteróides é relativamente pequena, representando apenas cerca de 4% da massa da Lua. A maioria grande asteróide- Ceres - tem uma massa de 946 10 15 toneladas. O valor em si parece muito grande, mas é apenas 1,3% da massa da Lua (735 10 17 toneladas). Como primeira aproximação, o tamanho de um asteróide pode ser determinado pelo seu brilho e pela sua distância ao Sol. Mas também devemos levar em conta as características refletivas do asteroide - seu albedo. Se a superfície do asteroide estiver escura, ele brilha mais fraco. É por essas razões que na lista de dez asteróides, localizados na figura na ordem de sua descoberta, o terceiro maior asteróide Hígia está em último lugar.

Desenhos que ilustram o cinturão de asteróides principal tendem a mostrar muitas rochas se movendo bastante próximas umas das outras. De fato, o quadro está muito longe da realidade, pois, de modo geral, uma pequena massa total da correia está distribuída em seu grande volume, de modo que o espaço fica bastante vazio. Todas as espaçonaves lançadas até hoje além da órbita de Júpiter passaram pelo cinturão de asteroides sem nenhum risco apreciável de colidir com um asteroide. No entanto, pelos padrões do tempo astronômico, colisões de asteróides entre si e com planetas não parecem mais tão improváveis, como pode ser julgado pelo número de crateras em suas superfícies.

Cavalos de Troia- asteróides movendo-se ao longo das órbitas dos planetas, o primeiro dos quais foi descoberto em 1906 pelo astrônomo alemão Max Wolf. O asteróide se move ao redor do Sol na órbita de Júpiter, à frente dele em média 60 graus. Além disso, todo um grupo de corpos celestes foi descoberto movendo-se à frente de Júpiter.

Inicialmente, eles receberam nomes em homenagem aos heróis da lenda da Guerra de Tróia, que lutaram ao lado dos gregos sitiando Tróia. Além dos asteróides que conduzem Júpiter, há um grupo de asteróides atrás dele aproximadamente no mesmo ângulo; eles foram nomeados Trojans após os defensores de Tróia. Atualmente, os asteróides de ambos os grupos são chamados de Trojans, e se movem nas proximidades dos pontos de Lagrange L 4 e L 5 , pontos de movimento estável em tarefa de três tel. Corpos celestes que caíram em suas proximidades fazem movimento oscilante sem ir muito longe. Por razões que ainda não foram explicadas, existem cerca de 40% mais asteróides à frente de Júpiter do que atrás. Isso foi confirmado por medições recentes feitas pelo satélite americano NEOWISE usando um telescópio de 40 cm equipado com detectores operando na faixa do infravermelho. Medições na faixa do infravermelho expandem significativamente as possibilidades de estudar asteróides em comparação com aqueles que fornecem luz visível. Sua eficácia pode ser julgada pelo número de asteróides e cometas no sistema solar catalogados usando o NEOWISE. São mais de 158.000 deles, e a missão do aparelho continua. Curiosamente, os Trojans são marcadamente diferentes da maioria dos principais asteroides do cinturão. Eles têm uma superfície fosca, uma cor marrom-avermelhada e pertencem principalmente à chamada classe D. São asteroides com albedo muito baixo, ou seja, com superfície pouco refletiva. Semelhantes a eles podem ser encontrados apenas nas regiões externas do cinturão principal.

Não é apenas Júpiter que tem troianos; outros planetas do sistema solar, incluindo a Terra (mas não Vênus e Mercúrio), também acompanham os troianos, agrupando-se nas proximidades de seus pontos de Lagrange L 4 , L 5 . O asteróide Earth Trojan 2010 TK7 foi descoberto com a ajuda do telescópio NEOWISE recentemente - em 2010. Ele se move à frente da Terra, enquanto a amplitude de suas oscilações perto do ponto L 4 é muito grande: o asteroide atinge um ponto oposto à Terra em movimento ao redor do Sol e extraordinariamente longe do plano da eclíptica.

Uma amplitude tão grande de oscilações leva à sua possível aproximação à Terra até 20 milhões de quilômetros. No entanto, uma colisão com a Terra, pelo menos nos próximos 20.000 anos, está completamente excluída. O movimento do troiano terrestre é muito diferente do movimento dos troianos de Júpiter, que não deixam seus pontos de Lagrange para distâncias angulares tão significativas. Essa natureza do movimento torna difícil para a espaçonave alcançá-lo, pois, devido à inclinação significativa da órbita do troiano em relação ao plano da eclíptica, atingir o asteróide vindo da Terra e pousar nele requer uma velocidade característica muito alta e, consequentemente, alto consumo de combustível.

Cinturão de Kuiper fica fora da órbita de Netuno e se estende até 120 UA. do sol. Fica próximo ao plano da eclíptica, habitado por um grande número de objetos que incluem gelo de água e gases congelados, e serve como fonte dos chamados cometas de curto período. O primeiro objeto desta região foi descoberto em 1992, e até hoje já foram descobertos mais de 1300. Como os corpos celestes do cinturão de Kuiper estão localizados muito distantes do Sol, é difícil determinar seu tamanho. Isso é feito com base nas medições do brilho da luz que refletem, e a precisão do cálculo depende de quão bem conhecemos o valor de seu albedo. As medições na faixa do infravermelho são muito mais confiáveis, pois fornecem os níveis de auto-radiação dos objetos. Tais dados foram obtidos pelo telescópio espacial Spitzer para os mais objetos grandes Cintos de Kuiper.

Um dos objetos mais interessantes do cinturão é Haumea, em homenagem à deusa havaiana da fertilidade e da procriação; faz parte de uma família formada a partir de colisões. Este objeto parece ter colidido com outra metade do tamanho. O impacto causou a dispersão de grandes pedaços de gelo e fez com que Haumea girasse com um período de cerca de quatro horas. Um giro tão rápido deu a forma de uma bola de futebol americano ou melão. Haumea é acompanhado por dois satélites - Hiiaka (Hi'iaka) e Namaka (Namaka).

De acordo com as teorias atualmente aceitas, cerca de 90% dos objetos do cinturão de Kuiper se movem em órbitas circulares distantes além da órbita de Netuno – onde se formaram. Várias dezenas de objetos desse cinturão (chamam-se centauros, pois, dependendo da distância ao Sol, manifestam-se como asteroides ou como cometas), possivelmente formados em regiões mais próximas do Sol, e daí a influência gravitacional de Urano e Netuno transferiu-os para órbitas elípticas altas com afélios de até 200 UA e grandes inclinações. Eles formaram um disco de 10 UA de espessura, mas a borda externa real do cinturão de Kuiper ainda não foi determinada. Mais recentemente, Plutão e Caronte foram considerados como os únicos exemplos os maiores objetos de mundos de gelo na parte externa do sistema solar. Mas em 2005, outro corpo planetário foi descoberto - Eris (em homenagem à deusa grega da discórdia), cujo diâmetro é ligeiramente menor que o diâmetro de Plutão (inicialmente, supunha-se que era 10% maior). Eris se move em uma órbita com um periélio de 38 UA. e afélio 98 a.u. Ela não tem grande satélite- Disnomia. A princípio, Eris foi planejado para ser considerado o décimo (depois de Plutão) planeta do sistema solar, mas, em vez disso, a União Astronômica Internacional excluiu Plutão da lista de planetas, formando uma nova classe chamada planetas anões, que incluía Plutão, Eris e Ceres. Supõe-se que no cinturão de Kuiper existam centenas de milhares de corpos gelados com um diâmetro de 100 quilômetros e pelo menos um trilhão de cometas. No entanto, esses objetos são em sua maioria relativamente pequenos – de 10 a 50 quilômetros de diâmetro – e não muito brilhantes. O período de sua revolução ao redor do Sol é de centenas de anos, o que complica muito sua detecção. Se concordarmos com a suposição de que apenas cerca de 35.000 objetos do cinturão de Kuiper têm um diâmetro de mais de 100 quilômetros, então sua massa total é várias centenas de vezes maior que a massa de corpos desse tamanho do cinturão de asteróides principal. Em agosto de 2006, foi relatado que eclipses da estrela de nêutrons Scorpius X-1 foram encontrados no arquivo de dados de raios-X. pequenos objetos. Isso deu motivos para afirmar que o número de objetos do cinturão de Kuiper com tamanhos de cerca de 100 metros ou mais é de aproximadamente um quatrilhão (10 15). Inicialmente, nos estágios iniciais da evolução do sistema solar, a massa dos objetos do cinturão de Kuiper era muito maior do que agora, de 10 a 50 massas terrestres. Atualmente, a massa total de todos os corpos do cinturão de Kuiper, bem como da nuvem de Oort localizada ainda mais distante do Sol, é muito menor que a massa da Lua. Como mostram as simulações de computador, quase toda a massa do disco primordial além de 70 UA. foi perdido devido a colisões causadas por Netuno, que levaram à moagem de objetos do cinto em pó, que foi varrido para o espaço interestelar pelo vento solar. Todos esses corpos são de grande interesse, pois se supõe que tenham sido preservados em sua forma original desde a formação do sistema solar.

Nuvem de Oort contém os objetos mais distantes do sistema solar. É uma região esférica que se estende por distâncias de 5.000 a 100.000 UA. do Sol e é considerado como uma fonte de cometas de longo período que atingem até região interna sistema solar. A nuvem em si não foi observada instrumentalmente até 2003. Em março de 2004, uma equipe de astrônomos anunciou a descoberta de um objeto semelhante a um planeta que orbita o Sol a uma distância recorde, o que significa que tem uma temperatura excepcionalmente fria.

Este objeto (2003VB12), nomeado Sedna em homenagem à deusa esquimó que dá vida aos habitantes das profundezas do mar Ártico, aproxima-se do Sol por um tempo muito curto, movendo-se em uma órbita elíptica altamente alongada com um período de 10.500 anos. Mas mesmo durante a aproximação do Sol, Sedna não atinge a fronteira externa do cinturão de Kuiper, localizado a 55 UA. do Sol: a sua órbita situa-se entre 76 (periélio) e 1000 (afélio) UA. Isso permitiu que os descobridores de Sedna o atribuíssem ao primeiro corpo celeste observado da nuvem de Oort, constantemente localizado fora do cinturão de Kuiper.

De acordo com as características espectrais, a classificação mais simples divide os asteróides em três grupos:
C - carbono (75% conhecido),
S - silício (17% conhecido),
U - não incluído nos dois primeiros grupos.

Atualmente, a classificação acima está cada vez mais em expansão e detalhamento, incluindo novos grupos. Em 2002, seu número aumentou para 24. Um exemplo de um novo grupo é a classe M de asteróides principalmente metálicos. No entanto, deve-se levar em consideração que a classificação dos asteróides de acordo com as características espectrais de sua superfície é uma tarefa muito difícil. Asteróides da mesma classe não têm necessariamente composições químicas idênticas.

Missões espaciais para asteróides

Os asteróides são muito pequenos para um estudo detalhado com telescópios terrestres. Eles podem ser fotografados usando radar, mas para isso eles devem voar perto o suficiente da Terra. O suficiente método interessante determinação do tamanho de asteróides - observação de ocultações de estrelas por asteróides de vários pontos ao longo do caminho em uma estrela direta - asteróide - um ponto na superfície da Terra. O método consiste no fato de que, de acordo com a trajetória conhecida do asteroide, são calculados os pontos de interseção da direção estrela-asteroide com a Terra e, ao longo desse caminho, a algumas distâncias dela, determinadas pelo tamanho estimado do asteroide , são instalados telescópios que seguem a estrela. Em algum momento, o asteróide obscurece a estrela, desaparece para o observador e depois reaparece. A partir da duração do tempo de sombreamento e da velocidade conhecida do asteroide, seu diâmetro é determinado e, com um número suficiente de observadores, a silhueta do asteroide também pode ser obtida. Existe agora uma comunidade de astrônomos amadores que estão fazendo medições coordenadas com sucesso.

Voos de naves espaciais para asteróides abrem incomparavelmente mais oportunidades para seu estudo. O asteróide (951 Gaspra) foi fotografado pela primeira vez pela sonda Galileo em 1991 a caminho de Júpiter, depois em 1993 levou o asteróide 243 Ida e seu satélite Dactyl. Mas foi feito, por assim dizer, incidentalmente.

A primeira espaçonave projetada especificamente para a exploração de asteroides foi a NEAR Shoemaker, que fotografou o asteroide 253 Matilda e depois entrou em órbita em torno de 433 Eros com um pouso em sua superfície em 2001. Devo dizer que o pouso não foi originalmente planejado, mas após o estudo bem-sucedido deste asteroide da órbita de seu satélite, eles decidiram tentar fazer um pouso suave. Embora o dispositivo não estivesse equipado com dispositivos de pouso e seu sistema de controle não previa tais operações, os comandos da Terra conseguiram pousar o dispositivo e seus sistemas continuaram funcionando na superfície. Além disso, o sobrevoo de Matilda permitiu não apenas obter uma série de imagens, mas também determinar a massa do asteroide a partir da perturbação da trajetória do aparelho.

Como tarefa incidental (durante a execução da principal), o aparelho Deep Space explorou o asteroide 9969 Braille em 1999 e o aparelho Stardust, o asteroide 5535 Annafranc.

Em junho de 2010, com a ajuda do aparelho japonês Hayabus (traduzido como “falcão”), foi possível devolver à Terra amostras de solo da superfície do asteroide 25 143 Itokawa, que pertence aos asteroides próximos da Terra (Apollos) de classe espectral S (silício). A foto do asteroide mostra um terreno acidentado com muitos pedregulhos e paralelepípedos, dos quais mais de 1000 têm um diâmetro de mais de 5 metros, e alguns têm até 50 metros de tamanho. Voltaremos a esse recurso de Itokawa mais tarde.

A espaçonave Rosetta lançada pela União Européia agência espacial em 2004, no cometa Churyumov - Gerasimenko, em 12 de novembro de 2014, ele pousou com segurança o módulo Philae em seu núcleo. Ao longo do caminho, a espaçonave voou em torno dos asteroides 2867 Steins em 2008 e 21 Lutetia em 2010. O dispositivo recebeu o nome do nome da pedra (Rosetta), encontrada no Egito por soldados napoleônicos perto da antiga cidade de Rosetta, na ilha de Philae, no Nilo, que deu nome ao módulo de pouso. Textos em dois idiomas são esculpidos na pedra: egípcio antigo e grego antigo, que deram a chave para revelar os segredos da civilização dos antigos egípcios - decifrando hieróglifos. Escolhendo nomes históricos, os desenvolvedores do projeto enfatizaram o objetivo da missão - descobrir os segredos da origem e evolução do sistema solar.

A missão é interessante porque no momento do pouso do módulo Philae na superfície do núcleo do cometa, ele estava longe do Sol e, portanto, estava inativo. À medida que se aproxima do Sol, a superfície do núcleo aquece e começa a emissão de gases e poeira. O desenvolvimento de todos esses processos pode ser observado, estando no centro dos acontecimentos.

Muito interessante é a missão em curso Dawn (Dawn), realizada no âmbito do programa da NASA. O dispositivo foi lançado em 2007, atingiu o asteroide Vesta em julho de 2011, depois foi transferido para sua órbita de satélite e lá realizou pesquisas até setembro de 2012. Atualmente, o dispositivo está a caminho do maior asteroide - Ceres. É equipado com um propulsor de íons de foguete elétrico. Sua eficiência, determinada pela velocidade de expiração do fluido de trabalho (xenônio), é quase uma ordem de grandeza superior à eficiência dos motores químicos tradicionais (ver "Ciência e Vida" nº 9, 1999, artigo "Locomotiva elétrica espacial "). Isso tornou possível voar da órbita do satélite de um asteróide para a órbita do satélite de outro. Embora os asteróides Vesta e Ceres se movam em órbitas bastante próximas do cinturão de asteróides principal e sejam os maiores nele, eles diferem muito em características físicas. Se Vesta é um asteróide “seco”, então Ceres, de acordo com observações terrestres, tem água, calotas polares de gelo de água sazonal e até uma camada muito fina da atmosfera.

Os chineses também contribuíram para a exploração de asteroides enviando sua espaçonave Chang'e para o asteroide 4179 Tautatis. Ele tirou uma série de fotografias de sua superfície, enquanto a distância mínima de voo era de apenas 3,2 quilômetros; verdade, melhor tiro foi tirada a uma distância de 47 quilômetros. As imagens mostram que o asteroide tem uma forma alongada irregular - 4,6 quilômetros de comprimento e 2,1 quilômetros de diâmetro. A massa do asteróide é de 50 bilhões de toneladas, sua característica muito curiosa é sua densidade muito irregular. Uma parte do volume do asteróide tem uma densidade de 1,95 g/cm 3 , a outra - 2,25 g/cm 3 . A este respeito, foi sugerido que Tautatis foi formado como resultado da união de dois asteróides.

Quanto às missões de asteroides em um futuro próximo, pode-se começar com a Agência Aeroespacial Japonesa, que planeja continuar seu programa de pesquisa com o lançamento da espaçonave Hyabus-2 em 2015, com o objetivo de devolver amostras de solo do asteroide 1999 JU3 para a Terra em 2020. O asteróide pertence à classe espectral C, está em uma órbita que cruza a órbita da Terra, seu afélio quase atinge a órbita de Marte.

Um ano depois, ou seja, em 2016, inicia-se o projeto NASA OSIRIS-Rex, cujo objetivo é devolver o solo da superfície do asteroide próximo da Terra 1999 RQ36, recentemente nomeado Bennu e atribuído à classe espectral C. planejou que o dispositivo chegaria ao asteroide em 2018 e em 2023 entregaria 59 gramas de sua rocha à Terra.

Tendo listado todos esses projetos, é impossível não mencionar um asteroide pesando cerca de 13.000 toneladas, que caiu perto de Chelyabinsk em 15 de fevereiro de 2013, como se confirmasse a afirmação do famoso especialista americano sobre o problema dos asteroides Donald Yeomans: “Se fizermos não voam para asteróides, então eles voam para nós". Isso enfatizou a importância de mais um aspecto do estudo de asteroides - o perigo de asteroides e a solução de problemas relacionados à possibilidade de colisões de asteroides com a Terra.

Muito maneira inesperada a pesquisa de asteróides foi iniciada pela Missão de Redirecionamento de Asteróides, ou, como é chamado, o projeto Keck. Seu conceito foi desenvolvido pelo Keck Institute for Space Research em Pasadena (Califórnia). William Myron Keck é um conhecido filantropo americano que fundou a US Scientific Research Foundation em 1954. No projeto, assumiu-se como condição inicial que a tarefa de explorar o asteroide seja resolvida com a participação de uma pessoa, ou seja, a missão ao asteroide deve ser tripulada. Mas, neste caso, a duração de todo o voo com retorno à Terra será inevitavelmente de pelo menos vários meses. E o que é mais desagradável para uma expedição tripulada, em caso de emergência, desta vez não pode ser reduzido a limites aceitáveis. Portanto, foi proposto, em vez de voar para o asteroide, fazer o contrário: entregar, usando veículos não tripulados, o asteroide para a Terra. Mas não para a superfície, como aconteceu com o asteróide de Chelyabinsk, mas para uma órbita semelhante à lunar, e enviar uma espaçonave tripulada ao asteróide que se aproximou. Esta nave irá abordá-la, capturá-la, e os astronautas irão estudá-la, recolher amostras de rochas e entregá-las à Terra. E em caso de emergência, os astronautas poderão retornar à Terra dentro de uma semana. Como principal candidato ao papel de asteroide movido dessa maneira, a NASA já escolheu o asteroide próximo à Terra 2011 MD, que pertence aos cupidos. Seu diâmetro é de 7 a 15 metros, densidade de 1 g/cm 3 , ou seja, pode parecer uma pilha solta de entulho pesando cerca de 500 toneladas. Sua órbita é muito próxima da órbita da Terra, inclinada em relação à eclíptica em 2,5 graus, e o período é de 396,5 dias, o que corresponde a um semi-eixo maior de 1.056 UA. É interessante notar que o asteroide foi descoberto em 22 de junho de 2011 e, em 27 de junho, voou muito próximo da Terra - a apenas 12.000 quilômetros de distância.

Uma missão para capturar um asteroide na órbita do satélite da Terra está planejada para o início de 2020. A espaçonave, projetada para capturar o asteroide e transferi-lo para uma nova órbita, será equipada com propulsores elétricos de xenônio. As operações para alterar a órbita do asteróide também incluem uma manobra gravitacional perto da Lua. A essência dessa manobra é controlar o movimento com a ajuda de motores de foguete elétricos, que garantirão a passagem das proximidades da Lua. Ao mesmo tempo, devido à influência de seu campo gravitacional, a velocidade do asteroide muda da hiperbólica inicial (isto é, levando à saída do campo gravitacional da Terra) para a velocidade do satélite da Terra.

Formação e evolução de asteróides

Como já mencionado na seção sobre a história da descoberta de asteróides, os primeiros deles foram descobertos durante a busca de um planeta hipotético, que, de acordo com a lei de Bode (agora reconhecida como errônea), deveria estar em órbita entre Marte e Júpiter. Descobriu-se que existe um cinturão de asteróides perto da órbita do planeta nunca descoberto. Isso serviu de base para a construção de uma hipótese, segundo a qual esse cinturão se formou como resultado de sua destruição.

O planeta foi nomeado Phaeton após o filho do antigo deus do sol grego Helios. Cálculos simulando o processo de destruição de Phaeton não confirmaram essa hipótese em todas as suas variedades, começando com o planeta sendo dilacerado pela gravidade de Júpiter e Marte e terminando com uma colisão com outro corpo celeste.

A formação e evolução dos asteroides só podem ser consideradas como um componente dos processos de surgimento do sistema solar como um todo. Atualmente, a teoria geralmente aceita sugere que o sistema solar surgiu de uma acumulação primordial de gás e poeira. Um disco foi formado a partir do aglomerado, cujas heterogeneidades levaram ao surgimento de planetas e pequenos corpos do sistema solar. Esta hipótese é sustentada pelos modernos observações astronômicas, que permitem detectar o desenvolvimento de sistemas planetários de estrelas jovens em seus estágios iniciais. Modelagem por computador também a confirma construindo imagens surpreendentemente semelhantes às imagens de sistemas planetários em certas fases de seu desenvolvimento.

No estágio inicial da formação dos planetas, surgiram os chamados planetesimais - os "embriões" dos planetas, nos quais a poeira aderiu devido à influência gravitacional. Como exemplo dessa fase inicial de formação planetária, destaca-se o asteroide Lutetia. Este asteroide bastante grande, chegando a 130 quilômetros de diâmetro, é composto por uma parte sólida e uma camada espessa (de até um quilômetro) de poeira aderente, além de pedregulhos espalhados pela superfície. À medida que a massa dos protoplanetas aumentava, aumentava a força de atração e, como resultado, a força de compressão do corpo celeste em formação. Houve um aquecimento da substância e seu derretimento, levando à estratificação do protoplaneta de acordo com a densidade de seus materiais, e a transição do corpo para uma forma esférica. A maioria dos pesquisadores está inclinada à hipótese de que durante as fases iniciais da evolução do sistema solar, muito mais protoplanetas foram formados do que os planetas e pequenos corpos celestes observados hoje. Naquela época, os gigantes gasosos formados - Júpiter e Saturno - migraram para o sistema, mais próximos do Sol. Isso introduziu uma desordem significativa no movimento dos corpos emergentes do sistema solar e causou o desenvolvimento de um processo chamado período de bombardeio pesado. Como resultado de influências ressonantes principalmente de Júpiter, parte dos corpos celestes resultantes foi ejetada para os arredores do sistema e parte foi lançada no Sol. Esse processo durou de 4,1 a 3,8 bilhões de anos atrás. vestígios do período que eles chamam fase final bombardeio pesado, permaneceu na forma de muitas crateras de impacto na Lua e Mercúrio. A mesma coisa aconteceu com a formação de corpos entre Marte e Júpiter: a frequência de colisões entre eles foi alta o suficiente para evitar que se transformassem em objetos maiores e mais forma correta do que vemos hoje. Supõe-se que entre eles existam fragmentos de corpos que passaram por certas fases de evolução e depois se dividiram durante as colisões, bem como objetos que não tiveram tempo de se tornarem partes mais grandes corpos e assim representam exemplos de formações mais antigas. Como mencionado acima, o asteróide Lutetia é apenas uma amostra. Isso foi confirmado pelos estudos do asteroide realizados pela sonda Rosetta, incluindo disparos durante um sobrevôo próximo em julho de 2010.

Assim, Júpiter desempenha um papel significativo na evolução do principal cinturão de asteróides. Devido à sua influência gravitacional, obtivemos a imagem atualmente observada da distribuição de asteroides dentro do cinturão principal. Quanto ao cinturão de Kuiper, a influência de Netuno se soma ao papel de Júpiter, levando à ejeção de objetos celestes nesta região remota do sistema solar. Supõe-se que a influência dos planetas gigantes se estenda a uma nuvem de Oort ainda mais distante, que, no entanto, se formou mais perto do Sol do que agora. Nas fases iniciais da evolução de aproximação dos planetas gigantes, os objetos primordiais (planetesimais) em seu movimento natural realizavam o que chamamos de manobras gravitacionais, repondo o espaço atribuído à nuvem de Oort. Estando a tão grandes distâncias do Sol, eles também são afetados pelas estrelas da nossa Galáxia - via Láctea, o que leva à sua transição caótica para retornar trajetórias para uma região próxima do espaço circumsolar. Observamos esses planetesimais como cometas de longo período. Como exemplo, pode-se apontar o cometa mais brilhante do século 20 - o cometa Hale-Bopp, descoberto em 23 de julho de 1995 e atingiu o periélio em 1997. O período de sua revolução ao redor do Sol é de 2534 anos, e o afélio está a uma distância de 185 UA. do sol.

Perigo de asteroide-cometa

Numerosas crateras na superfície da Lua, Mercúrio e outros corpos do sistema solar são frequentemente mencionadas como uma ilustração do nível de risco de asteroide-cometa para a Terra. Mas tal referência não é totalmente correta, já que a grande maioria dessas crateras foi formada durante o "período de bombardeio pesado". No entanto, na superfície da Terra, usando tecnologias modernas, incluindo a análise de imagens de satélite, é possível detectar vestígios de colisões com asteróides, que pertencem a períodos muito posteriores da evolução do sistema solar. A maior e mais antiga cratera conhecida, Vredefort, está localizada na África do Sul. Seu diâmetro é de cerca de 250 quilômetros, sua idade é estimada em dois bilhões de anos.

A cratera Chicxulub, na costa da Península de Yucatán, no México, foi formada após o impacto de um asteroide há 65 milhões de anos, equivalente à energia de uma explosão de 100 teraton (10 12 toneladas) de TNT. Acredita-se agora que a extinção dos dinossauros foi uma consequência deste evento catastrófico, que causou tsunamis, terremotos, erupções vulcânicas e das Alterações Climáticas devido à camada de poeira formada na atmosfera que cobria o Sol. Uma das mais jovens - Barringer Crater - está localizada no deserto do Arizona, EUA. Seu diâmetro é de 1200 metros, a profundidade é de 175 metros. Surgiu há 50 mil anos como resultado do impacto de um meteorito de ferro com um diâmetro de cerca de 50 metros e uma massa de várias centenas de milhares de toneladas.

No total, existem agora cerca de 170 crateras de impacto formadas pela queda de corpos celestes. O evento perto de Chelyabinsk atraiu mais atenção, quando em 15 de fevereiro de 2013, um asteróide entrou na atmosfera nesta área, cujo tamanho foi estimado em cerca de 17 metros e uma massa de 13.000 toneladas. Explodiu no ar a uma altitude de 20 quilômetros, sua maior parte pesando 600 quilos caiu no Lago Chebarkul.

Sua queda não causou vítimas, a destruição foi perceptível, mas não catastrófica: o vidro foi quebrado em um território bastante vasto, o telhado da fábrica de zinco de Chelyabinsk desabou, cerca de 1.500 pessoas ficaram feridas por fragmentos de vidro. Acredita-se que a catástrofe não aconteceu devido ao elemento sorte: a trajetória da queda do meteorito foi suave, caso contrário as consequências teriam sido muito mais difíceis. A energia da explosão equivale a 0,5 megatons de TNT, o que corresponde a 30 bombas lançadas sobre Hiroshima. asteróide de Chelyabinsk tornou-se o evento mais detalhado dessa magnitude desde a explosão meteorito de Tunguska 17 de junho (30), 1908. De acordo com estimativas modernas, a queda de corpos celestes, como Chelyabinsk, em todo o mundo ocorre cerca de uma vez a cada 100 anos. Quanto ao evento de Tunguska, quando as árvores foram queimadas e derrubadas em uma área de 50 quilômetros de diâmetro como resultado de uma explosão a uma altura de 18 quilômetros com uma energia de 10 a 15 megatons de TNT, esses desastres acontecem cerca de uma vez a cada 300 anos. No entanto, há casos em que corpos menores, colidindo com a Terra com mais frequência do que os mencionados, causaram danos visíveis. Um exemplo é um asteroide de quatro metros que caiu em Sikhote-Alin, a nordeste de Vladivostok, em 12 de fevereiro de 1947. Embora o asteróide fosse pequeno, era composto quase inteiramente de ferro e acabou por ser os maiores meteoritos de ferro já observados na superfície da Terra. A uma altitude de 5 quilômetros, explodiu e o flash foi mais brilhante que o Sol. O território do epicentro da explosão (sua projeção no superfície da Terra) estava desabitada, mas a floresta foi danificada em uma área de 2 quilômetros de diâmetro e formaram-se mais de uma centena de crateras com diâmetro de até 26 metros. Se tal objeto caiu sobre Cidade grande centenas e até milhares de pessoas teriam morrido.

Ao mesmo tempo, é bastante óbvio que a probabilidade de morte de uma pessoa em particular como resultado de uma queda de asteroide é muito baixa. Isso não exclui a possibilidade de que centenas de anos possam passar sem baixas significativas, e então a queda de um grande asteroide levará à morte de milhões de pessoas. Na tabela. 1 mostra as probabilidades de impacto de um asteroide, correlacionadas com a taxa de mortalidade de outros eventos.

Não se sabe quando ocorrerá o próximo impacto de asteroide, comparável ou mais grave em suas consequências ao evento de Chelyabinsk. Pode cair em 20 anos e em vários séculos, mas também pode cair amanhã. Obter aviso prévio de um evento como o evento de Chelyabinsk não é apenas desejável - é necessário desviar efetivamente objetos potencialmente perigosos maiores que, digamos, 50 metros. Quanto às colisões com a Terra de asteróides menores, esses eventos acontecem com mais frequência do que pensamos: cerca de uma vez a cada duas semanas. Isso é ilustrado pelo mapa acima da queda de asteróides medindo um metro ou mais nos últimos vinte anos, preparado pela NASA.

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Métodos para desviar objetos próximos da Terra potencialmente perigosos

A descoberta em 2004 do asteroide Apophis, cuja probabilidade de colisão com a Terra em 2036 era então considerada bastante alta, levou a um aumento significativo do interesse pelo problema da defesa asteroide-cometa. Foram iniciados trabalhos para detectar e catalogar objetos celestes perigosos e foram lançados programas de pesquisa para resolver o problema de evitar suas colisões com a Terra. Como resultado, o número de asteróides e cometas encontrados aumentou dramaticamente, de modo que agora há mais deles descobertos do que se sabia antes do início do trabalho no programa. e várias maneiras desvios de asteróides das trajetórias de impacto com a Terra, incluindo os bastante exóticos. Por exemplo, revestir as superfícies de asteroides perigosos com tinta que mudará suas características refletivas, levando à deflexão necessária da trajetória do asteroide devido à pressão da luz solar. A pesquisa continuou sobre maneiras de mudar as trajetórias de objetos perigosos colidindo naves espaciais com eles. Os últimos métodos parecem ser bastante promissores e não requerem o uso de tecnologias que vão além das capacidades da tecnologia moderna de foguetes e espaço. No entanto, sua eficácia é limitada pela massa da nave espacial. Para o mais poderoso transportador russo Proton-M, não pode exceder 5-6 toneladas.

Vamos estimar a mudança de velocidade, por exemplo, de Apophis, cuja massa é de cerca de 40 milhões de toneladas: uma colisão com ela por uma espaçonave pesando 5 toneladas a uma velocidade relativa de 10 km / s dará 1,25 milímetros por segundo. Se o golpe for realizado muito antes da colisão esperada, é possível criar a deflexão necessária, mas esse “longo tempo” será de muitas décadas. Atualmente, é impossível prever a trajetória do asteroide até agora com precisão aceitável, especialmente considerando que há incerteza em conhecer os parâmetros da dinâmica do impacto e, consequentemente, em estimar a mudança esperada no vetor de velocidade do asteroide. Assim, para desviar um asteroide perigoso de uma colisão com a Terra, é necessário encontrar uma oportunidade para direcionar um projétil mais massivo para ele. Como tal, podemos oferecer outro asteroide com uma massa que excede significativamente a massa da espaçonave, digamos 1500 toneladas. Mas para controlar o movimento de tal asteroide, seria necessário muito combustível para colocar a ideia em prática. Portanto, para a necessária mudança na trajetória do projétil do asteroide, foi proposta a utilização da chamada manobra gravitacional, que por si só não requer nenhum consumo de combustível.

Sob a manobra gravitacional entenda o voo objeto espacial(no nosso caso - um asteróide de projétil) um corpo bastante maciço - a Terra, Vênus, outros planetas do sistema solar, bem como seus satélites. O significado da manobra está em tal escolha dos parâmetros de trajetória relativos ao corpo que está sendo voado (altura, posição inicial e o vetor velocidade), que permitirá, devido à sua influência gravitacional, alterar a órbita de um objeto (no nosso caso, um asteroide) em torno do Sol para que ele fique na trajetória de colisão. Em outras palavras, em vez de transmitir um impulso de velocidade a um objeto controlado com a ajuda de um motor de foguete, recebemos esse impulso devido à atração do planeta, ou, como também é chamado, o efeito sling. Além disso, a magnitude do impulso pode ser significativa - 5 km / s ou mais. Para criá-lo com um motor de foguete padrão, é necessário gastar uma quantidade de combustível que é 3,5 vezes mais massa aparelho. E para o método de manobra gravitacional, é necessário combustível apenas para levar o dispositivo à trajetória de manobra calculada, o que reduz seu consumo em duas ordens de grandeza. Deve-se notar que este método de mudar as órbitas das naves espaciais não é novo: foi proposto no início dos anos trinta do século passado pelo pioneiro da União Soviética tecnologia de foguete F. Zander. Atualmente, esta técnica é amplamente utilizada na prática de voos espaciais. Basta mencionar mais uma vez, por exemplo, a espaçonave europeia Rosetta: durante uma missão de dez anos, ela realizou três manobras gravitacionais perto da Terra e uma perto de Marte. Pode-se lembrar das espaçonaves soviéticas Vega-1 e Vega-2, que primeiro circulou o cometa Halley - no caminho, eles realizaram manobras gravitacionais usando o campo gravitacional de Vênus. Para chegar a Plutão em 2015, a espaçonave New Horizons da NASA usou uma manobra no campo de Júpiter. A lista de missões usando assistência por gravidade está longe de ser exaustiva com esses exemplos.

O uso de uma manobra gravitacional para guiar asteróides relativamente pequenos próximos da Terra a objetos celestes perigosos para desviar da trajetória de uma colisão com a Terra foi proposto pela equipe do Instituto de Pesquisa Espacial da Academia Russa de Ciências em uma conferência internacional sobre o problema do perigo de asteróides, organizado em Malta em 2009. E em Próximo ano houve uma publicação em periódico delineando esse conceito e sua justificativa.

Para confirmar a viabilidade do conceito, o asteroide Apophis foi escolhido como um exemplo de objeto celeste perigoso.

Inicialmente, eles aceitaram a condição de que o perigo de um asteroide fosse estabelecido aproximadamente dez anos antes de sua suposta colisão com a Terra. Assim, foi construído o cenário do desvio do asteroide da trajetória que o atravessa. Em primeiro lugar, da lista de asteróides próximos da Terra cujas órbitas são conhecidas, foi escolhido um, que será transferido para a vizinhança da Terra em uma órbita adequada para realizar uma manobra gravitacional que garanta que o asteróide atinja Apophis o mais tardar 2035. Como critério de seleção, tomamos a magnitude do impulso de velocidade que deve ser comunicado ao asteroide para transferi-lo para tal trajetória. O impulso máximo permitido foi de 20 m/s. Em seguida, foi realizada uma análise numérica de possíveis operações para guiar o asteroide até Apophis de acordo com o seguinte cenário de voo.

Depois de lançar a unidade principal do veículo de lançamento Proton-M na órbita baixa da Terra com a ajuda da unidade de propulsão Breeze-M, a espaçonave é transferida para a trajetória de voo do asteroide projétil com subsequente pouso em sua superfície. O dispositivo é fixado na superfície e se move junto com o asteroide até o ponto em que ele liga o motor, dando um impulso ao asteroide, transferindo-o para a trajetória calculada da manobra gravitacional – voando ao redor da Terra. No processo de movimento, as medidas necessárias são tomadas para determinar os parâmetros de movimento do asteróide alvo e do asteróide projétil. Com base nos resultados da medição, a trajetória do projétil é calculada e corrigida. Com a ajuda do sistema de propulsão do aparelho, o asteróide recebe impulsos de velocidade que corrigem erros nos parâmetros da trajetória de movimento em direção ao alvo. As mesmas operações são realizadas na trajetória do voo da espaçonave até o asteroide projétil. O parâmetro chave no desenvolvimento e otimização do cenário é o impulso de velocidade que deve ser transmitido ao asteroide projétil. Para os candidatos a este papel, as datas da mensagem do impulso, a chegada do asteróide à Terra e a colisão com objeto perigoso. Esses parâmetros são selecionados de tal forma que o momento transmitido ao asteroide projétil seja mínimo. No processo de pesquisa, toda a lista de asteróides foi analisada como candidatos, cujos parâmetros orbitais são conhecidos atualmente - existem cerca de 11.000 deles.

Como resultado dos cálculos, foram encontrados cinco asteróides, cujas características, incluindo tamanhos, são dadas na Tabela. 2. Foi atingido por asteróides, cujas dimensões excedem significativamente os valores correspondentes à massa máxima permitida: 1500-2000 toneladas. A este respeito, duas observações devem ser feitas. Primeiro, uma lista longe de completa de asteróides próximos da Terra (11.000) foi usada para a análise, enquanto, de acordo com estimativas modernas, existem pelo menos 100.000 deles em sua superfície, cuja massa se encaixa dentro dos limites indicados (podemos recordar o asteróide Itokawa). Observe que é precisamente essa abordagem que é avaliada como realista no projeto americano para a entrega de um pequeno asteroide à órbita lunar. Da Tabela. 2 pode-se ver que o menor impulso de velocidade - apenas 2,38 m/s - é necessário se o asteróide 2006 XV4 for usado como projétil. É verdade que ele próprio é muito grande e excede o limite estimado de 1500 toneladas. Mas se você usar seu fragmento ou pedregulho na superfície com tal massa (se houver), o impulso indicado criará um motor de foguete padrão com uma velocidade de exaustão de gás de 3200 m/s, gastando 1,2 toneladas de combustível. Como os cálculos mostraram, é possível pousar um aparelho na superfície deste asteróide com peso total mais de 4,5 toneladas, portanto, a entrega de combustível não criará problemas. E o uso de um motor de foguete elétrico reduzirá o consumo de combustível (mais precisamente, o fluido de trabalho) para 110 quilos.

No entanto, deve-se levar em consideração que os dados fornecidos na tabela sobre os impulsos de velocidade necessários se referem ao caso ideal, quando a mudança necessária no vetor de velocidade é realizada de maneira absolutamente exata. De fato, este não é o caso e, como já observado, é necessário ter um suprimento de fluido de trabalho para correções de órbita. Com as precisões alcançadas até agora, a correção pode exigir um total de até 30 m/s, o que supera os valores nominais​​da magnitude da mudança de velocidade para resolver o problema de interceptação de um objeto perigoso.

No nosso caso, quando o objeto controlado tem uma massa três ordens de grandeza maior, é necessária uma solução diferente. Existe - este é o uso de um motor de foguete elétrico, que permite reduzir o consumo do fluido de trabalho por um fator de dez para o mesmo impulso corretivo. Além disso, para melhorar a precisão da orientação, propõe-se a utilização de um sistema de navegação que inclui um pequeno aparelho equipado com um transceptor, que é colocado antecipadamente na superfície de um asteróide perigoso, e dois subsatélites que acompanham o aparelho principal . Com a ajuda de transceptores, a distância entre os dispositivos e suas velocidades relativas são medidas. Tal sistema permite garantir que o projétil de asteróide atinja o alvo com um desvio de 50 metros, desde que um pequeno motor químico com um empuxo de várias dezenas de quilogramas seja usado na última fase da aproximação ao alvo, produzindo um impulso de velocidade dentro de 2 m/s.

Das questões que surgem ao discutir a viabilidade do conceito de usar pequenos asteroides para desviar objetos perigosos, a questão do risco de um asteroide colidir com a Terra, transferida para a trajetória de uma manobra gravitacional em torno dele, é essencial. Na tabela. 2 mostra as distâncias dos asteróides do centro da Terra no perigeu ao realizar uma manobra gravitacional. Para quatro, eles excedem 15.000 quilômetros, e para o asteroide 1994, o GV é de 7.427,54 quilômetros ( raio médio Terra - 6371 quilômetros). As distâncias parecem seguras, mas ainda não há garantia de que não haja risco se o tamanho do asteroide for tal que ele possa atingir a superfície da Terra sem queimar na atmosfera. Quão extremo tamanho permitido considere um diâmetro de 8 a 10 metros, desde que o asteroide não seja de ferro. Uma maneira radical de resolver o problema é usar Marte ou Vênus para manobrar.

Capturando asteróides para pesquisa

A ideia básica do projeto Asteroid Redirect Mission (ARM) é transferir um asteroide para outra órbita, mais conveniente para pesquisas com participação humana direta. Como tal, foi proposta uma órbita próxima à lunar. Como outra opção para mudar a órbita dos asteroides, o IKI RAS considerou métodos para controlar o movimento de asteroides usando manobras de gravidade perto da Terra, semelhantes aos que foram desenvolvidos para guiar pequenos asteroides a objetos perigosos próximos à Terra.

O objetivo de tais manobras é transferir asteroides para órbitas que sejam ressonantes com o movimento orbital da Terra, em particular, com a razão dos períodos do asteroide e da Terra 1:1. Entre os asteróides próximos da Terra, existem treze que podem ser transferidos para órbitas ressonantes na proporção indicada e em um menor limite permitido raio do perigeu - 6700 quilômetros. Para isso, basta que qualquer um deles relate um impulso de velocidade não superior a 20 m/s. Sua lista é apresentada na Tabela. 3, onde são indicadas as magnitudes dos impulsos de velocidade, transferindo o asteroide para a trajetória da manobra gravitacional próxima à Terra, pelo que o período de sua órbita se torna igual à Terra, ou seja, um ano. As velocidades máximas e mínimas alcançáveis ​​do asteróide em seu movimento heliocêntrico também são dadas lá. É interessante notar que as velocidades máximas podem ser muito altas, permitindo que a manobra jogue o asteroide bem longe do Sol. Por exemplo, o asteróide 2012 VE77 pode ser enviado para uma órbita com um afélio a uma distância da órbita de Saturno e o resto - além da órbita de Marte.

A vantagem dos asteróides ressonantes é que eles retornam à vizinhança da Terra todos os anos. Isso torna possível, pelo menos todos os anos, enviar uma espaçonave para pousar em um asteroide e entregar amostras de solo à Terra, e quase nenhum combustível é necessário para devolver o veículo de descida à Terra. Nesse sentido, um asteroide em órbita ressonante tem vantagens sobre um asteroide em órbita lunar, conforme planejado no projeto Keck, pois requer um consumo de combustível perceptível para retornar. Para missões não tripuladas, isso pode ser decisivo, mas para voos tripulados, quando é necessário garantir que o dispositivo retorne à Terra o mais rápido possível em caso de emergência (dentro de uma semana ou até antes), a vantagem pode estar do lado de o projeto ARM.

Por outro lado, o retorno anual de asteroides ressonantes à Terra permite manobras gravitacionais periódicas, mudando a cada vez sua órbita para otimizar as condições de pesquisa. Neste caso, a órbita deve permanecer ressonante, o que é fácil de implementar realizando múltiplas manobras de gravidade. Usando esta abordagem, é possível transferir o asteróide para uma órbita idêntica à da Terra, mas ligeiramente inclinada ao seu plano (à eclíptica). Então o asteróide se aproximará da Terra duas vezes por ano. A família de órbitas resultante de uma sequência de manobras gravitacionais inclui uma órbita cujo plano se encontra na eclíptica, mas possui uma excentricidade muito grande e, como o asteroide 2012 VE77, atinge a órbita de Marte.

Se desenvolvermos ainda mais a tecnologia de manobras gravitacionais para planetas, incluindo a construção de órbitas ressonantes, surge a ideia de usar a Lua. O fato é que a manobra gravitacional do planeta em forma pura não permite capturar um objeto na órbita do satélite, pois a energia de seu movimento relativo não muda ao voar ao redor do planeta. Se, ao mesmo tempo, voar ao redor do satélite natural do planeta (a Lua), sua energia poderá ser reduzida. O problema é que a redução deve ser suficiente para transferir para a órbita do satélite, ou seja, a velocidade inicial em relação ao planeta deve ser pequena. Se esse requisito não for atendido, o objeto deixará a vizinhança da Terra para sempre. Mas se você escolher a geometria da manobra combinada para que, como resultado, o asteroide permaneça em uma órbita ressonante, em um ano você poderá repetir a manobra. Assim, é possível capturar um asteróide na órbita do satélite da Terra aplicando manobras de gravidade perto da Terra, mantendo a condição de ressonância e sobrevoo coordenado da Lua.

Obviamente, exemplos individuais que confirmam a possibilidade de implementar o conceito de controle do movimento de asteróides usando manobras gravitacionais não garantem uma solução para o problema do risco asteróide-cometa para qualquer objeto celeste, ameaça de colisão com a terra. Pode acontecer que, em um caso particular, não haja um asteroide adequado que possa ser direcionado a ele. Mas, como mostrado últimos resultados Cálculos realizados levando em conta os asteroides catalogados “mais frescos”, com o impulso de velocidade máximo permitido necessário para transferir um asteroide para a vizinhança do planeta igual a 40 m/s, o número de asteroides adequados é 29, 193 e 72 para Vênus, Terra e Marte, respectivamente. Eles estão incluídos na lista de corpos celestes, cujo movimento pode ser controlado por meio de modernos foguetes e tecnologia espacial. A lista está crescendo rapidamente, já que dois a cinco asteroides são descobertos em média por dia. Assim, para o período de 1º de novembro a 21 de novembro de 2014, 58 asteroides próximos à Terra foram descobertos. Até agora, não podíamos influenciar o movimento dos corpos celestes naturais, mas uma nova fase no desenvolvimento da civilização está começando, quando isso se tornar possível.

Glossário do artigo

Lei de Bode(a regra Titius-Bode, estabelecida em 1766 pelo matemático alemão Johann Titius e reformulada em 1772 pelo astrônomo alemão Johann Bode) descreve as distâncias entre as órbitas dos planetas do sistema solar e o Sol, bem como entre os planetas e as órbitas de seus satélites naturais. Uma de suas formulações matemáticas: R i = (D i + 4)/10, onde D i = 0, 3, 6, 12 ... n, 2n e R i é o raio médio da órbita do planeta em unidades astronômicas (a. e.).

este lei empírica vale para a maioria dos planetas com uma precisão de 3%, mas parece não ter significado físico. Há, no entanto, uma suposição de que no estágio de formação do Sistema Solar, como resultado de perturbações gravitacionais, surgiu uma estrutura regular de anéis de regiões nas quais as órbitas dos protoplanetas se mostraram estáveis. Estudos posteriores do sistema solar mostraram que a lei de Bode, em geral, está longe de ser sempre cumprida: as órbitas de Netuno e Plutão, por exemplo, estão muito mais próximas do Sol do que ele prevê (ver tabela).

(L-pontos, ou pontos de libração, de lat. Libra- oscilante) - pontos no sistema de dois corpos massivos, por exemplo, o Sol e um planeta ou um planeta e seus satélite natural. Um corpo de massa significativamente menor - um asteróide ou laboratório espacial- permanecerá em qualquer um dos pontos de Lagrange, fazendo oscilações de pequena amplitude, desde que apenas forças gravitacionais atuem sobre ele.

Os pontos de Lagrange situam-se no plano da órbita de ambos os corpos e são designados por índices de 1 a 5. Os três primeiros - colineares - encontram-se em uma linha reta que liga os centros dos corpos massivos. O ponto L 1 está localizado entre corpos massivos, L 2 - atrás dos menos massivos, L 3 - atrás dos mais massivos. A posição do asteroide nesses pontos é a menos estável. Os pontos L 4 e L 5 - triangulares, ou troianos - estão em órbita em ambos os lados da linha que liga os corpos de grande massa, em ângulos de 60 a partir da linha que os conecta (por exemplo, o Sol e a Terra).

O ponto L 1 do sistema Terra-Lua é um local conveniente para colocar uma estação orbital tripulada que permite aos astronautas chegar à Lua com custos mínimos de combustível, ou um observatório para observar o Sol, que neste ponto nunca é obscurecido pela Terra ou a Lua.

O ponto L 2 do sistema Sol-Terra é conveniente para a construção de observatórios e telescópios espaciais. O objeto neste ponto mantém sua orientação em relação à Terra e ao Sol indefinidamente. Já abriga os laboratórios americanos Planck, Herschel, WMAP, Gaia e outros.

No ponto L 3, do outro lado do Sol, os escritores de ficção científica colocaram repetidamente um determinado planeta - a Contra-Terra, que chegou de longe ou foi criado simultaneamente com a Terra. Observações modernas não o detectaram.

Excentricidade(Fig. 1) - um número que caracteriza a forma de uma curva de segunda ordem (elipse, parábola e hipérbole). Matematicamente, é igual à razão entre a distância de qualquer ponto da curva ao seu foco e a distância deste ponto à linha reta, chamada de diretriz. As elipses - as órbitas dos asteróides e da maioria dos outros corpos celestes - têm duas diretrizes. Suas equações são: x = ±(a/e), onde a é o semi-eixo maior da elipse; e - excentricidade - um valor constante para qualquer curva dada. A excentricidade da elipse é menor que 1 (para uma parábola, e \u003d 1, para uma hipérbole, e\u003e 1); quando e > 0, a forma da elipse se aproxima de um círculo; quando e > 1, a elipse se torna cada vez mais alongada e comprimida, degenerando em um segmento no limite - seu próprio eixo maior 2a. Outra definição mais simples e visual da excentricidade de uma elipse é a razão da diferença entre suas distâncias máxima e mínima ao foco e sua soma, ou seja, o comprimento do eixo maior da elipse. Para órbitas circunsolar, esta é a razão da diferença na distância de um corpo celeste do Sol no afélio e periélio para sua soma (eixo principal da órbita).

vento ensolarado - fluxo constante plasma coroa solar, isto é, partículas carregadas (prótons, elétrons, núcleos de hélio, íons de oxigênio, silício, ferro, enxofre) em direções radiais do Sol. Ocupa um volume esférico com um raio de pelo menos 100 UA. Ou seja, o limite do volume é determinado pela igualdade da pressão dinâmica do vento solar e a pressão do gás interestelar, campo magnético Galáxia e raios cósmicos galácticos.

Eclíptica(do grego. ekleipsis- eclipse) - grande círculo esfera celestial, ao longo do qual ocorre o movimento anual aparente do Sol. Na realidade, como a Terra se move em torno do Sol, a eclíptica é uma seção da esfera celeste pelo plano da órbita da Terra. A linha eclíptica atravessa as 12 constelações do zodíaco. Seu nome grego se deve ao fato de ser conhecido desde a antiguidade: os eclipses solares e lunares ocorrem quando a Lua está próxima do ponto de intersecção de sua órbita com a eclíptica.

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Traduzido do grego, um asteróide soa como "semelhante a uma estrela". Estes são pequenos corpos celestes em comparação com os planetas, movendo-se em órbita ao redor do Sol. Os asteróides são predominantemente compostos por vários metais e rochas.

Palas

Filha do antigo deus grego Tritão. O asteroide foi descoberto em 28 de março de 1802 pelo astrônomo alemão Heinrich Wilhelm Olbers. Aconteceu em Bremen (Alemanha). As dimensões do asteróide são 582x556x500 km, densidade 2,7 g/cm3, período de rotação 7,81 horas,
temperatura da superfície -109 °C.

Juno

Antiga deusa romana, esposa de Júpiter; deusa do casamento, nascimento e maternidade. O asteroide foi descoberto em 1º de setembro de 1804 pelo astrônomo alemão Carl Ludwig Harding. Isso aconteceu no Observatório Lilienthal, (Lilienthal, Alemanha). As dimensões do asteróide são 320x267x200 km, densidade 2,98 g/cm3, período de rotação 7,21 horas, temperatura da superfície -110 °C.

Vesta

Antiga deusa romana, padroeira da lareira da família e do fogo sacrificial. O asteroide foi descoberto em 29 de março de 1807 pelo astrônomo alemão Heinrich Wilhelm Olbers. Aconteceu em Bremen, na Alemanha. As dimensões do asteróide são 578 x 560 x 458 km, densidade 3,5 g/cm3, período de rotação 5,34 horas, temperatura da superfície -95 °C.

astrea

Antiga deusa grega da justiça, filha de Zeus e Themis. O asteroide foi descoberto em 8 de dezembro de 1845 pelo astrônomo alemão Carl Ludwig Henke. Aconteceu em Drezdenko (Polônia). As dimensões do asteróide são 167x123x82 km, densidade 2,7 g/cm3, período de rotação 0,7 dias, temperatura da superfície -106 °C.

Hebe

Antiga deusa grega da juventude, filha de Zeus e Hera. O asteroide foi descoberto em 1º de julho de 1847 pelo astrônomo alemão Carl Ludwig Henke. Aconteceu em Drezdenko (Polônia). As dimensões do asteróide são 205x185x170 km, densidade 3,81 g/cm3, período de rotação 0,303 dias, temperatura da superfície -103 °C.

Irida

Antiga deusa grega do arco-íris, filha de Taumantus e Electra. O asteróide foi descoberto em 13 de agosto de 1847 pelo astrônomo inglês John Russell Hynde. Isso aconteceu no Observatório Bishop (Londres, Inglaterra). As dimensões do asteróide são 240x200x200 km, densidade 3,81 g/cm3, período de rotação 0,2975 dias, temperatura da superfície -102 °C.

Flora

Antiga deusa romana das flores e da primavera. O asteroide foi descoberto em 18 de outubro de 1847 pelo astrônomo inglês John Russell Hynde. Isso aconteceu no Observatório Bishop (Londres, Inglaterra). As dimensões do asteróide são 136x136x113 km, densidade 3,13 g/cm3, período de rotação 0,533 dias, temperatura da superfície -93 °C.

metilo

Antiga deusa grega da sabedoria. O asteroide foi descoberto em 25 de abril de 1848 pelo astrônomo irlandês Andrew Graham. Isso aconteceu no Observatório Markry (County Sligo, Irlanda). As dimensões do asteróide são 222x182x130 km, densidade 4,12 g/cm3, período de rotação 0,2116 dias, temperatura da superfície 100 "C.

Hígia

Antiga deusa grega da saúde. O asteroide foi descoberto em 12 de abril de 1849 pelo astrônomo italiano Annibale de Gasparis. Isso aconteceu no Observatório Capodimonte (Nápoles, Itália). As dimensões do asteróide são 530x407x370 km, densidade 2,08 g/cm3, período de rotação 27,623 horas, temperatura da superfície -109 °C.

Partenope

Siren, que fundou a cidade de Parthenope, atualmente Nápoles. O asteróide foi descoberto em 11 de maio de 1850 pelo astrônomo italiano Annibale de Gasparis. Isso aconteceu no Observatório Capodimonte (Nápoles, Itália). O diâmetro do asteroide é de 153,3 km, a densidade é de 3,28 g/cm3, o período de rotação é de 9,43 horas e a temperatura da superfície é de -99 °C.

Vitória

Antiga deusa grega da saúde. O asteróide foi descoberto em 13 de setembro de 1850 pelo astrônomo inglês John Russell Hynde. Isso aconteceu no Observatório Bishop (Londres, Inglaterra). O diâmetro do asteroide é de 112,8 km, a densidade é de 2 g/cm3, o período de rotação é de 8,66 horas e a temperatura da superfície é de -95°C.

Egéria

Ninfa de água romana antiga. O asteróide foi descoberto em 2 de novembro de 1850 pelo astrônomo italiano Annibale de Gasparis. Isso aconteceu no Observatório Capodimonte (Nápoles, Itália). O diâmetro do asteroide é de 207,64 km, a densidade é de 3,46 g/cm3, o período de rotação é de 7,04 horas e a temperatura da superfície é de -99 °C.

Irena

Antiga deusa grega da paz. O asteróide foi descoberto em 13 de setembro de 1850 pelo astrônomo inglês John Russell Hynde. Isso aconteceu no Observatório Bishop (Londres, Inglaterra). O diâmetro do asteróide é de 152 km, a densidade é de 4,42 g/cm3, o período de rotação é de 15,06 horas e a temperatura da superfície é de -198 °C.

Eunomia

Ora grega antiga, filha de Zeus e Themis. O asteróide foi descoberto em 29 de julho de 1851 pelo astrônomo italiano Annibale de Gasparis. Isso aconteceu no Observatório Capodimonte (Nápoles, Itália). As dimensões do asteróide são 357x255x212 km, densidade 3,09 g/cm3, período de rotação 6,083 horas, temperatura da superfície -107 °C.

Psique

Personificações da alma mitologia grega antiga. O asteróide foi descoberto em 17 de março de 1852 pelo astrônomo italiano Annibale de Gasparis. Isso aconteceu no Observatório Capodimonte (Nápoles, Itália). As dimensões do asteróide são 240x185x145 km, densidade 6,49 g/cm3, período de rotação 4,196 horas, temperatura da superfície -113 °C.

Tétis

Nereida, filha de Nereu e Dorida. O asteróide foi descoberto em 17 de abril de 1852 pelo astrônomo alemão Robert Luther. Isso aconteceu no Observatório de Düsseldorf (Düsseldorf, Alemanha). O diâmetro do asteróide é de 90 km, a densidade é de 3,21 g/cm3, o período de rotação é de 12,27 horas e a temperatura da superfície é de -100 °C.

Melpômene

Musa grega antiga da tragédia. O asteróide foi descoberto em 24 de junho de 1852 pelo astrônomo inglês John Russell Hynde. Isso aconteceu no Observatório Bishop (Londres, Inglaterra). As dimensões do asteróide são 170x155x129 km, densidade 1,69 g/cm3, período de rotação 11,57 horas, temperatura da superfície -96 °C.

Fortuna

Antiga deusa romana da fortuna. O asteróide foi descoberto em 13 de setembro de 1850 pelo astrônomo inglês John Russell Hynde. Isso aconteceu no Observatório Bishop (Londres, Inglaterra). As dimensões do asteróide são 225x205x195 km, densidade 2,70 g/cm3, período de rotação 7,44 horas, temperatura da superfície -93 °C.

massadiya

Nome grego para a cidade francesa de Marselha. O asteróide foi descoberto em 19 de setembro de 1852 pelo astrônomo italiano Annibale de Gasparis. Isso aconteceu no Observatório Capodimonte (Nápoles, Itália). As dimensões do asteróide são 160x145x132 km, densidade 3,54 g/cm3, período de rotação 8,098 horas, temperatura da superfície -99 °C.

Lutécia

Nome latino da cidade francesa de Paris. O asteróide foi descoberto em 13 de setembro de 1850 pelo astrônomo alemão-francês Hermann Goldschmidt. Isso aconteceu nas dimensões do asteroide 132x101x76 km, densidade 3,4 g/cm3, período de rotação 8,16 horas, temperatura da superfície -101 °C.

calíope

Musa grega antiga da poesia épica. O asteróide foi descoberto em 16 de novembro de 1852 pelo astrônomo inglês John Russell Hynde. Isso aconteceu no Observatório Bishop (Londres, Inglaterra). As dimensões do asteróide são 235x144x124 km;

Cintura

Musa grega antiga da comédia e poesia leve. O asteroide foi descoberto em 15 de dezembro de 1852 pelo astrônomo inglês John Russell Hynde. Isso aconteceu no Observatório Bishop (Londres, Inglaterra). O diâmetro do asteróide é de 107,5 km, a densidade é de 2 g/cm3, o período de rotação é de 12,308 horas e a temperatura da superfície é de -109 °C.

Têmis

Antiga deusa grega da justiça. O asteróide foi descoberto em 5 de abril de 1853 pelo astrônomo italiano Annibale de Gasparis. Isso aconteceu no Observatório Capodimonte (Nápoles, Itália). O asteróide tem um diâmetro de 107,5 km, uma densidade de 2,78 g/cm3, um período de rotação de 8 horas e 23 minutos e uma temperatura de superfície de -114°C.

Por algumas noites sem dormir, contei uma história sobre como os asteróides eram chamados e são chamados. IMHO, uma história interessante tanto em termos de desenvolvimento da astronomia, quanto em termos de demonstrar que mesmo em uma ciência tão precisa e nobre, nem tudo corre bem.

Para começar, deixe-me lembrá-lo das coisas básicas. Asteróides (o termo foi introduzido por William Herschel em 1802) ou planetas menores são chamados de pequenos corpos do sistema solar (não grande o suficiente para ser considerado um planeta, mas com mais de trinta metros, objetos menores são chamados de meteoróides), girando em torno do Sol e não sendo cometas (os cometas são caracterizados pela atividade de formação de gás ao se aproximar do Sol; neste caso, os asteroides individuais são, de fato, cometas "degenerados", "extintos").

Ceres foi o primeiro asteróide a ser descoberto (foi descoberto em 1º de janeiro de 1801). A princípio, era considerado um planeta de pleno direito (ocupando uma posição entre Marte e Júpiter), depois ficou claro que era apenas um dos representantes de um grande grupo de corpos celestes e já em 2006 foi reclassificado como um planeta dos anões. Os asteróides subsequentes foram descobertos em 1802 (Pallas), 1804 (Juno) e 1807 (Vesta). Então houve uma pausa até 1845 (quando Astrea foi descoberta), e a partir de 1847 os asteróides começaram a ser descobertos várias vezes por ano. No início do século 20, mais de quatrocentos e quinhentos asteróides já eram conhecidos; é claro que no futuro a frequência de suas descobertas aumentou constantemente, no final do século 20 esse crescimento tornou-se explosivo. Em 9 de julho de 2017, 734.274 asteróides são conhecidos, dos quais 496.815 têm números constantes (ou seja, sua órbita é considerada confiável), enquanto apenas 21.009 asteróides têm seus próprios nomes (infa do Minor Planet Center).

Imagem tirada daqui: https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Minor_planet_count.svg

É claro que a designação e nomeação de asteróides é um problema bastante sério (já que o número de asteróides é muito grande). Vou tentar falar sobre as soluções para este problema. A maior parte do texto é baseada no livro Schmadel, Lutz D. Dicionário de nomes de planetas menores. - Quinta edição revisada e ampliada. - B., Heidelberg, N.Y.: Springer, 2003. - P. 298. - ISBN 3-540-00238-3 (não uma tradução, mas uma releitura livre), além de informações da Wikipedia. Para quem se interessar, continue lendo.

Designações formais de asteróides

Antes da meados do século dezenove Durante séculos, não houve nenhum problema de nomenclatura em relação aos asteróides. Ceres, Pallas, Juno e Vesta (os primeiros asteróides descobertos) foram mencionados simplesmente por seus nomes. O problema surgiu apenas por volta de 1850 devido a um aumento significativo no número de asteróides descobertos. A princípio parecia possível simplesmente dar a cada asteróide nome dado e crie um símbolo astronômico separado para cada um deles (ou seja, aja da mesma maneira que anteriormente com planetas grandes). No entanto, a prática de conceder símbolos rapidamente provou ser insustentável. O uso desses símbolos acabou sendo difícil do ponto de vista da tecnologia de publicação e completamente impraticável do ponto de vista da carga de memória (lembrar todos esses símbolos, dado o crescimento adicional de seu número, parecia impossível). Provavelmente, último astrônomo, que atribuiu um símbolo separado ao asteróide (ou seja, o asteróide (32) Fidesz), foi Carl Theodor Robert Luther (Lutero, 1855).

Em vez de usar símbolos, um sistema de números ordinais foi introduzido. Pela primeira vez, tal ideia (com a colocação do número de série do asteróide em um círculo) foi expressa por Johann Franz Enke (Enke, 1851) nas páginas de "Berliner astronomisches Jahrbuch" (doravante - BAJ). A primeira aplicação prática deste sistema pertence ao astrônomo americano James Ferguson (Ferguson, 1852), que designou Psique como ⑯ Psique(o asteróide Psyche foi descoberto em 1852; atualmente, o número de série do asteróide é colocado entre parênteses - (16) Psique). O número de série foi atribuído pelo editor da revista "Astronomische Nachrichten" (doravante - UM) correspondente à data da primeira publicação da descoberta de um novo asteroide, que logo levou a desagradáveis ​​contradições: por exemplo, no início de outubro de 1857, Ferguson descobriu o asteroide Virgínia, ao qual foi atribuído o número de série 50, enquanto o asteroide descoberto por Goldschmidt em setembro do mesmo ano (Meleta), foi atribuído o número de série 56. A comunidade astronômica chegou à conclusão de que a atribuição de um nome próprio aos astróides pode ser adiada por algum tempo, enquanto a tradição de atribuir números de série estritamente de acordo com a cronologia das descobertas devem ser rigorosamente observadas.

As questões de nomear e atribuir números de série eram ainda mais complicadas pelo fato de ser difícil julgar quem exatamente era considerado o descobridor e quem exatamente tinha o direito de dar um nome a um novo asteroide. Rudolf Wolf (Wolf, 1859) possui a seguinte observação: “A descoberta de Urano não pode ser atribuída a Flamsteed, a descoberta de Netuno não pode ser atribuída a Lalande, da mesma forma que a descoberta do asteroide-56 não pode ser atribuída a Goldschmidt: o descobridor do planeta não é aquele que primeiro o viu ou observou, e aquele que primeiro reconheceu nele um novo objeto celeste". Casos em que o primeiro observador não percebeu a natureza do objeto observado, e o papel principal na descoberta pertenceu à pessoa que primeiro calculou a órbita de um novo corpo, já eram frequentes. As perguntas relacionadas a esses detalhes permanecem relevantes até hoje.

Uma imagem colorida natural de Ceres tirada pela sonda Dawn em 4 de maio de 2015.

O rápido aumento no número de novas descobertas de asteróides forçou os editores das revistas BAJ e AN a atribuir números de série o mais rápido possível, de acordo com as datas das descobertas. Embora a ideia de uma correspondência estrita entre os números de série e a cronologia das descobertas não fosse censurável, o rápido aumento no número de asteróides recém-descobertos logo deu origem a novas dificuldades. Um número significativo de novos asteróides foi observado apenas esporadicamente, sem cálculo confiável e confirmação de suas órbitas - o que deveria ter sido feito com eles? Conceder-lhes algum número de série ou não? Adalbert Kruger (Kruger, 1892) propôs o seguinte sistema: “A partir de agora, o editor do AN atribuirá a cada novo planeta [significando asteroides] uma designação provisória da seguinte forma: 18xx A, B, C... Telegram . O número de série final só será concedido posteriormente pelo editor da BAJ. Isso eliminará a atribuição de números de série a esses planetas [ou seja, e., asteróides] cujos elementos orbitais não podem ser calculados devido à falta de dados.” Ou seja, o primeiro asteróide, supostamente descoberto em 1893, recebeu a designação temporária 1893 A, o segundo descoberto no mesmo ano - 1893 B, e assim por diante. No entanto, um ano depois, em 1893, ficou claro que apenas letras maiúsculas não seriam suficientes e, portanto, decidiu-se expandir esse sistema dobrando as letras: por exemplo, o asteroide 1893 Z seria seguido pelo asteroide 1893 AA, seguido por 1893 AB, e assim por diante. O sistema foi adotado, mas deve-se notar que durante a Primeira Guerra Mundial, sistemas "não oficiais" separados também foram usados; em particular, os astrônomos do Observatório Simeiz (este é o que temos na Crimeia), que por algum tempo trabalharam sem uma conexão confiável com o resto do mundo astronômico, foram forçados a introduzir seu próprio sistema de numeração temporária de novos asteróides .

Em 1924 (levando em conta o número cada vez maior de asteróides recém-descobertos), um novo sistema de designações temporárias foi proposto: primeiro vem o ano da descoberta, e depois do espaço, a letra latina denotando o crescente da descoberta (A - para a primeira quinzena de janeiro, B - para a segunda quinzena de janeiro, C - para a primeira quinzena de fevereiro e assim por diante, excluindo a letra I, pois pode ser confundida com uma unidade); ela é unida por outra letra latina, denotando a ordem de abertura no crescente correspondente (novamente, excluindo a letra I). Assim, por exemplo, a designação 1926 AD significa que o asteroide foi descoberto em quarto lugar consecutivo na primeira quinzena de janeiro de 1926, e a designação 1927 DG significa que o asteroide foi descoberto em sétimo consecutivo na segunda metade de fevereiro de 1927. Quase imediatamente (Kopff, 1924) este sistema foi estendido para Estado atual (« naquilo caso incrível (sic!!!) - como o próprio August Kopff escreveu - se mais de 25 asteróides forem descobertos em um crescente”): agora, se mais de 25 planetas menores são descobertos em um crescente (26 letras do alfabeto latino menos um, eu não é usado), então um índice digital é adicionado à designação, que mostra quantas vezes a sequência alfabética na segunda posição foi usado (assim o número de descobertas nesta metade do mês é determinado multiplicando o índice por 25 mais o número de série da segunda letra na designação do asteróide). Ou seja, o vigésimo quinto asteróide descoberto na primeira quinzena de janeiro de 1950 receberá a designação 1950 AZ, enquanto o próximo (26º) receberá a designação 1950 AA 1 , o 27º - 1950 AB 1 , o 51º - 1950 AA 2 e etc Teste sua ingenuidade e responda à pergunta: em qual crescente e em que ordem nesse crescente o corpo celeste 2003 VB 12 foi descoberto? Vou dar a resposta correta no final do post :).

Desde 1952, de acordo com a proposta do astrônomo americano Paul Herget, os números de série permanentes (finais) são concedidos apenas se uma série de condições forem atendidas (Herget, 1952). Os parâmetros orbitais desses objetos tiveram que ser calculados:
a) com base em observações de pelo menos duas oposições (este requisito pode ser excluído se a distância do periélio do corpo observado for inferior a 1,67 UA);
b) levando em consideração as perturbações;
c) satisfazendo todas as observações feitas até agora.

Com o passar do tempo, os requisitos para atribuir um número de série permanente tornaram-se ainda mais rigorosos: com exceção de objetos com órbitas bastante incomuns ou aqueles que poderiam se aproximar da Terra, já era necessária a observação cuidadosa do objeto em pelo menos três oposições para atribuir um número permanente. Em 1991, o astrônomo americano Brian Marsden (então chefe do Centro de Planetas Menores - hoje a organização central que sistematiza dados sobre novos corpos descobertos do Sistema Solar) apresentou um requisito para até quatro ou mais observações em oposição a atribuir uma constante número de série (excluindo objetos que se aproximam da Terra ou observados constantemente com confiança).

Desenvolvimento de tradições de nomenclatura de asteróides

Os nomes dos primeiros asteróides (Ceres, Pallas, Juno e Vesta) seguiram a tradição clássica, segundo a qual os corpos celestes receberam nomes de deuses antigos (gregos e romanos) ou personagens mitológicos. A princípio parecia que essa tradição seria inabalável, mas o nome do décimo segundo asteróide Victoria (descoberto em 1850; formalmente o nome correspondia à deusa romana da vitória, mas a comunidade astronômica tinha sérias suspeitas de que o descobridor, o britânico John Russell Hynd , deu esse nome em homenagem à rainha Vitória) deu origem a discussões sobre se é aceitável nomear asteróides com nomes de governantes atuais. Um dos mais ativos defensores de nomes exclusivamente "clássicos" foi o astrônomo alemão Karl Theodor Robert Luther (Luther, 1861), que postulou o seguinte: "Já que consideramos necessário dar nossos próprios nomes a estrelas, cometas, satélites de Saturno e Urano, e até mesmo montanhas na Lua, parece razoável preferir nomes da mitologia clássica. Não nomes clássicos não são razoáveis ​​do ponto de vista do uso a longo prazo, é melhor usar apenas a numeração.

Tal abordagem dogmática imediatamente recebeu críticas severas. Karl August Steinheil (1861) argumentou com Lutero: “Qual é a vantagem de usar apenas nomes clássicos? Os novos planetas deveriam apenas nos lembrar que uma vez frequentamos uma escola clássica? A astronomia deve tanto à filologia como lembrar todos esses nomes?

Uma imagem de Vesta (o mais brilhante dos asteróides) tirada pela sonda Dawn em 2012.

Apesar do fato de que a abordagem categórica de Lutero encontrou muitas objeções, a tendência de atribuir nomes da mitologia greco-romana a asteróides recém-descobertos prevaleceu por muito tempo. Claro, houve muitas exceções: o exemplo mais marcante é o asteróide (45) Eugênio, descoberto em 1857 e batizado em homenagem à imperatriz francesa Eugenie de Montijo, esposa de Napoleão III (a primeira vez que um asteroide recebeu o nome de uma pessoa viva). Asteróide (51) Nemausa(inaugurado em 1858) foi nomeado após o nome latino da cidade francesa de Nimes. Asteróide (77) Frigga(inaugurado em 1862) foi nomeado após Frigga, esposa de Odin e deusa suprema em germano-escandinavo mitologia. Asteróide (89) Júlia(inaugurado em 1866) recebeu o nome da santa cristã Julia da Córsega, que morreu no século V. Asteróide (88) Tisbe foi nomeado após a heroína do legendário babilônico (Píramo e Tisbe - a contraparte babilônica de Romeu e Julieta). E assim sucessivamente. No entanto, notamos que mesmo os nomes que não relação direta para a mitologia greco-romana, no entanto, segundo a tradição, eles foram traduzidos para a forma feminina.

A luta por nomes exclusivamente "clássicos", no entanto, continuou. O mesmo Lutero em 1878 declarou: “Os nomes atuais dos asteróides tornaram-se mais do que uma mistura de naipes diferentes. Parece muito apropriado retornar às velhas preferências, aos nomes mitológicos clássicos. Todas as dicas devem ser evitadas - por causa da honra de nossa ciência. Ele foi ecoado por Heinrich Bruns (Bruhns, 1878): “A melhor solução parece ser evitar quaisquer nomes que evoquem associações com pessoas vivas e eventos atuais. Apenas os nomes clássicos serão universalmente reconhecidos.”

Quando o número de asteróides descobertos ultrapassou quatrocentos, manter a tradição "mitológica" tornou-se ainda mais difícil do que antes. A regra não oficial, mas amplamente aceita, para nomear novos asteróides foi reduzida a uma exigência de usar nomes exclusivamente femininos. Julius Bauschinger (Bauschinger, 1899; aliás, foi consultor da tese de doutorado de Alfred Wegener, que mais tarde apresentou a teoria da deriva continental) quando era diretor do Astronomisches Rechen-Institut, chegou a quase ameaçar: “Há motivos para pedir aos descobridores que não se desviem da tradição de usar nomes femininos, já que essa regra foi violada - por um bom motivo - apenas uma vez em relação a um asteróide (433) Eros. Nomes masculinos de asteroides não serão aceitos pela BAJ." Heinrich Kreutz (Kreutz, 1899), então editor da AN, também concordou plenamente com Bauschinger quando afirmou que nomes masculinos não seriam considerados pelos editores da AN. Deve-se notar que o asteróide (433) Eros, descoberto em 1898 por Carl Witt, realmente se tornou o primeiro asteroide com um nome masculino clássico, mas foi então “perdoado” porque sua órbita se revelou extremamente incomum para as ideias da época: se “asteroides clássicos” circulassem apenas entre as órbitas de Marte e Júpiter, então Eros se tornou o primeiro corpo descoberto do grupo de "asteróides próximos da Terra", o periélio de sua órbita fica dentro da órbita de Marte.

Asteroid Eros (uma série de fotografias tiradas pela nave espacial NEAR em 2000, mostrando sua rotação).

A tradição de nomear asteróides apenas por nomes femininos (mesmo que nome da mulher criado apenas artificialmente pela adição de terminações -uma ou -I a) durou bastante tempo - até o final da Segunda Guerra Mundial (embora tenha sido repetidamente violado). Por exemplo, de acordo com essa tradição, o asteroide 449 (descoberto em 1899 e batizado em homenagem a Hamburgo) foi nomeado Hamburgo, o asteróide 662 (descoberto em 1908 e nomeado em homenagem à cidade de Newton, Massachusetts) foi nomeado newtonia, e o asteróide 932, descoberto em 1920 e batizado em homenagem a Herbert Hoover, foi nomeado Hooveria, etc., há muitos exemplos. O afastamento final desta tradição foi declarado na Circular do Minor Planet Center número 837 (1952): "A tradição de dar finais femininos a nomes masculinos já tem muitas exceções. A partir de agora, os nomes propostos não serão rejeitados ou modificados se tiverem uma forma masculina."

atual preferências sobre a nomenclatura de asteróides (é difícil chamá-los diretamente de regras rígidas) foram formuladas em 1985. Agora o seguinte procedimento funciona:
1. Primeiro, o corpo recém-descoberto recebe uma designação alfanumérica temporária (veja acima).
2. Quando a órbita de um novo corpo é determinada com suficiente confiança (como regra, isso requer a observação de um objeto em quatro ou mais oposições), o Minor Planet Center atribui-lhe um número permanente.
3. Após a atribuição de um número de série permanente, o descobridor é convidado a dar o seu próprio nome ao organismo. O descobridor deve acompanhar seu nome com uma breve explicação das razões pelas quais considera esse nome digno de escolha.
4. Os nomes propostos são considerados e aprovados pelo grupo de trabalho da União Astronômica Internacional sobre a nomenclatura de pequenos corpos.

Os nomes propostos estão sujeitos aos seguintes requisitos formais (nem sempre observados, mas ainda assim altamente desejáveis):
1. O nome não deve ter mais de 16 letras.
2. É altamente desejável que consista em uma palavra.
3. A palavra deve ser pronunciável e fazer sentido em pelo menos algum idioma (ou seja, apenas um conjunto aleatório de letras como Azzxwfhu provavelmente será rejeitado).
4. O nome não deve ser ofensivo ou causar associações desagradáveis.
5. O novo nome não deve ser muito semelhante aos nomes existentes de outros objetos no sistema solar.
6. Apelidos de animais de estimação não são aprovados (embora houvesse precedentes quando os asteróides eram nomeados em homenagem aos animais de estimação dos descobridores).
7. Nomes de tipos comerciais ( marcas registradas etc.) não são permitidos.
8. Nomes baseados em nomes de políticos ou relacionados a quaisquer ações militares só podem ser considerados se tiverem decorrido 100 anos desde a morte do personagem ou evento.
9. Ao contrário dos cometas, os asteróides não recebem automaticamente o nome de seus descobridores (no entanto, não era incomum que descobridores nomeassem diferentes asteróides um após o outro). No entanto, há uma exceção aqui: o astroide (96747) Crespodasilva foi nomeado após seu descobridor, Lucy d'Escoffier Crespo da Silva, que cometeu suicídio logo após sua descoberta aos 22 anos.

Para nomear grupos individuais asteróides (caracterizados por certas propriedades) ainda aderem a tradições mais rígidas. Por exemplo, os chamados asteróides de Tróia (que estão em ressonância 1:1 com Júpiter) têm o nome de heróis guerra de Tróia; Objetos transnetunianos com órbitas estáveis ​​e de longa duração recebem nomes mitológicos, de uma forma ou de outra relacionados à criação do mundo, etc.

O nome se torna oficial após sua promulgação na circular do Minor Planet Center. A União Astronômica Internacional não concede títulos por dinheiro.

Em 9 de julho de 2017, dos 734.274 asteroides conhecidos, 496.815 asteroides receberam números definitivos, enquanto apenas 21.009 deles têm nomes próprios (ou seja, apenas quatro por cento do número total de asteroides com números permanentes). A maioria dos nomes dos asteróides consiste em sete letras (informações para 2003). A regra de que o comprimento do nome não deve exceder 16 caracteres foi violada uma vez no caso de um asteróide (4015) Wilson-Harrington.

Fatos interessantes

O primeiro asteróide com um nome não relacionado à mitologia antiga foi (20) Massalia(inaugurado em 1852 e nomeado após o nome grego da cidade de Marselha).

O primeiro asteróide com o nome de uma pessoa viva foi (45) Eugênio(inaugurado em 1857 e nomeado após a esposa de Napoleão III Eugenia de Montijo).

O primeiro homem a ter um asteroide com seu nome foi Alexander von Humboldt: um asteroide recebeu seu nome (54) Alexandre, descoberto em 1858 (pode-se ver que o nome do asteróide foi, no entanto, dado forma feminina; além disso, pode-se supor que o nome foi dado em homenagem a Alexandra, filha do rei mitológico Príamo, mas a intenção do descobridor era nomear o asteróide em homenagem a Humboldt).

Embora os nomes de animais de estimação sejam agora considerados "proibidos", existem precedentes desse tipo. Sim, asteróides. (482) Petrina e (483) Sépina em homenagem aos cães (Peter e Sepp) do descobridor M. F. Wolf (ambos os asteróides foram descobertos em 1902). Um asteróide descoberto em 1971 foi nomeado (2309) Sr. Spock em homenagem ao gato do descobridor (o gato, por sua vez, recebeu seu apelido em homenagem ao personagem da série de televisão Star Trek).

Entre os nomes de asteróides, você também pode encontrar nomes incomuns como (4321) Zero(nomeado após o apelido do comediante americano Samuel Joel "Zero" Mostel) (6042) Gato de Cheshire (nomeado após um personagem de Alice no País das Maravilhas) (9007) James Bond(aqui o número de série do asteróide jogado nas mãos), (13579) Ímpar(no original - Allod, o número ordinal do astroide consiste em números ímpares, em ordem ascendente), (24680) Probabilidades(no original - Alleven).

Foto do asteroide Gaspra (em homenagem à vila da Crimeia), que se tornou o primeiro asteroide explorado por uma espaçonave (Galileo, 1991).

Os nomes dos asteróides são frequentemente adaptados em línguas nacionais. Assim, o primeiro asteróide descoberto (agora considerado um planeta anão) que chamamos de Ceres, enquanto muitos línguas ocidentais eles o chamam de Ceres, e os gregos - e em geral Demeter (Δήμητρα). Os gregos chamam Juno Hera, Vesta - Hestia, etc., de acordo com as analogias entre a mitologia grega e romana. NO chinês os nomes clássicos dos asteróides terminam com o hieróglifo 星 (estrela, corpo celeste), seguido pelo hieróglifo 神 (divindade) ou 女 (mulher), e já antes dele - o hieróglifo que descreve o mais propriedade característica esta divindade. Assim, por exemplo, Ceres é chamado em chinês 穀神星 (ou seja, "o planeta da divindade dos cereais"), Pallas - 智神星 (ou seja, o "planeta da divindade da sabedoria"), etc.

Houve três casos paradoxais em que os asteróides conseguiram obter seu próprio nome antes mesmo de receber um número de série permanente (ou seja, antes que sua órbita fosse calculada com segurança). Estes são (1862) Apolo(inaugurado em 1932, mas recebeu um número permanente apenas em 1973), (2101) Adônis(inaugurado em 1936, mas recebeu um número permanente apenas em 1977) e (69230) Hermes(inaugurado em 1937, mas recebeu um número permanente apenas em 2003). No intervalo entre a data da descoberta e a data da atribuição de um número permanente, esses asteroides foram considerados “perdidos”. Asteróides "perdidos", mas depois "re-encontrados", existem cerca de duas dúzias. Existem cerca de 1-2 dezenas de milhares de asteróides que foram observados por apenas alguns dias e finalmente perdidos (bem, isto é, ainda não encontrados).

Apesar do fato de que a nomenclatura dos corpos celestes é, por assim dizer, uma coisa muito séria, ela contém muitos exemplos de absurdos, esquisitices e coincidências aparentemente inaceitáveis. Por exemplo, muitos asteróides e satélites principais planetas têm os mesmos nomes: Europa (uma lua de Júpiter) e um asteróide (52) Europa, Pandora (lua de Saturno) e um asteróide (55) Pandora etc. Às vezes os nomes são os mesmos, mas têm uma origem diferente: por exemplo, um asteróide (218) Branca recebeu o nome da cantora de ópera austríaca Bianca (nome real Bertha Schwartz), e a lua de Urano, Bianca, recebeu o nome de um personagem de The Taming of the Shrew, de Shakespeare. Muitas vezes os nomes são semelhantes e em alguns idiomas até "se cruzam": por exemplo, o satélite de Júpiter Calisto em idiomas que usam o alfabeto latino é designado como Calisto, enquanto o asteróide (204) Calisto- já gosto de Kalisto.

Finalmente, muitas vezes os asteróides têm nomes diferentes, mas esses nomes se referem ao mesmo referente (muitas vezes estamos falando de situações em que análogos entre personagens mitológicos gregos e romanos foram usados ​​para o nome). Então, além da Lua (satélite da Terra), existe um asteroide (580) Selena(Selena é o nome grego para a Lua), o nome do asteróide (4341) Poseidoné o equivalente grego do nome latino para o planeta Netuno. asteróides (433) Eros, (763) Cupido e (1221) Cupido referem-se ao mesmo referente. Compare também (2063) Baco e (3671) Dionísio. Ou aqui estão mais "travessias" divertidas: (1125) China e (3789) Zhongguo (Zhongguo- o nome da China em chinês), (14335) Aleksosipov e (152217) Akosipov(ambos nomeados em homenagem ao astrônomo soviético e ucraniano Alexander Osipov).

A resposta para o enigma
Para começar, deixe-me lembrá-lo da pergunta: em qual crescente e em que ordem o corpo celeste com a designação temporária 2003 VB 12 foi descoberto?

Resposta: Este asteroide foi o 302º asteroide descoberto durante a primeira quinzena de novembro de 2003. O ano de abertura é claro. A primeira letra V indica a primeira quinzena de novembro (V é a 22ª letra do alfabeto latino, mas a letra I não é usada neste sistema, 22 menos 1 dá 21, ou seja, esta é a primeira metade do décimo primeiro mês ). O índice digital 12 mostra que a sequência de vinte e cinco "segundos" letras (lembro - eu não é usado) foi repetida 12 vezes (ou seja, multiplicamos 12 por 25 e obtemos 300). Em seguida, examinamos a segunda letra da designação - B, a segunda letra do alfabeto latino. Adicionamos 2 a 300 e obtemos 302. Estamos falando da designação temporária atribuída ao corpo, que agora é mais conhecido como o objeto transnetuniano Sedna.

A forma e a superfície do asteróide Ida.
O norte está em alta.
Animado pelo tufão Oner.
(Copyrighted © 1997 por A. Tayfun Oner).

1. Representações gerais

Os asteróides são corpos rochosos sólidos que, como os planetas, se movem em órbitas elípticas ao redor do sol. Mas os tamanhos desses corpos são muito menores do que os dos planetas comuns, razão pela qual também são chamados de planetas menores. Os diâmetros dos asteróides variam de várias dezenas de metros (relativamente) a 1000 km (o tamanho do maior asteróide Ceres). O termo "asteróide" (ou "estelar") foi introduzido pelo famoso astrônomo do século 18 William Herschel para caracterizar a aparência desses objetos quando observados através de um telescópio. Mesmo com os maiores telescópios terrestres, é impossível distinguir os discos visíveis dos maiores asteróides. Eles são observados como fontes pontuais de luz, embora, como outros planetas, eles próprios não emitam nada na faixa visível, mas apenas refletem a luz solar incidente. Os diâmetros de alguns asteróides foram medidos usando o método de "ocultação de estrelas", naqueles momentos afortunados em que estavam na mesma linha de visão com estrelas suficientemente brilhantes. Na maioria dos casos, seus tamanhos são estimados usando medições e cálculos astrofísicos especiais. A maioria dos asteróides atualmente conhecidos se move entre as órbitas de Marte e Júpiter a distâncias do Sol de 2,2-3,2 unidades astronômicas (doravante referidas como UA). No total, cerca de 20.000 asteróides foram descobertos até hoje, dos quais cerca de 10.000 foram registrados, ou seja, receberam números ou até nomes próprios, e as órbitas foram calculadas com grande precisão. Nomes próprios para asteróides são geralmente atribuídos por seus descobridores, mas de acordo com as regras internacionais estabelecidas. No início, quando os planetas menores eram um pouco mais conhecidos, seus nomes foram tirados, como para outros planetas, da mitologia grega antiga. A região anular do espaço ocupada por esses corpos é chamada de cinturão de asteróides principal. Com uma média linear velocidade orbital cerca de 20 km/s, os asteroides do cinturão principal gastam de 3 a 9 anos terrestres por revolução ao redor do Sol, dependendo da distância dele. As inclinações dos planos de suas órbitas em relação ao plano da eclíptica às vezes atingem 70°, mas geralmente estão na faixa de 5-10°. Com base nisso, todos os asteróides conhecidos do cinturão principal são divididos aproximadamente igualmente em subsistemas planos (com inclinações orbitais de até 8°) e esféricos.

Durante observações telescópicas de asteróides, descobriu-se que o brilho maioria absoluta eles mudam em pouco tempo (de várias horas a vários dias). Os astrônomos há muito assumem que essas mudanças no brilho dos asteróides estão associadas à sua rotação e são determinadas principalmente por sua forma irregular. As primeiras fotografias de asteróides obtidas com a ajuda de naves espaciais confirmaram isso e também mostraram que as superfícies desses corpos são perfuradas por crateras ou funis de vários tamanhos. As Figuras 1-3 mostram as primeiras imagens de satélite de asteróides obtidas por várias naves espaciais. Obviamente, tais formas e superfícies de pequenos planetas foram formadas durante suas numerosas colisões com outros corpos celestes sólidos. No caso geral, quando a forma de um asteroide observado da Terra é desconhecida (já que é visível como um objeto pontual), eles tentam aproximá-lo usando um elipsóide triaxial.

A Tabela 1 fornece informações básicas sobre os asteróides maiores ou simplesmente interessantes.

Tabela 1. Informações sobre alguns asteróides.

N	Asteróide Nome Rus./Lat.	Diâmetro (km)	Peso (10 15kg)	Período rotação (hora)	Orbital. período (anos)	Espectro. Classe	Grande p/eixo orbe. (a.u.)	Excentricidade órbitas
1	Ceres/ Ceres	960 x 932	87000	9,1	4,6	A PARTIR DE	2,766	0,078
2	Palas/ Palas	570 x 525 x 482	318000	7,8	4,6	você	2,776	0,231
3	Juno/ Juno	240	20000	7,2	4,4	S	2,669	0,258
4	Vesta/ Vesta	530	300000	5,3	3,6	você	2,361	0,090
8	Flora/ Flora	141		13,6	3,3	S		0,141
243	Ida	58 x 23	100	4,6	4,8	S	2,861	0,045
253	Matilda/ Mathilde	66 x 48 x 46	103	417,7	4,3	C	2,646	0,266
433	Eros/Eros	33 x 13 x 13	7	5,3	1,7	S	1,458	0,223
951	Gaspra/ Gaspra	19 x 12 x 11	10	7,0	3,3	S	2,209	0,174
1566	Icaro/ Icaro	1,4	0,001	2,3	1,1	você	1,078	0,827
1620	Geógrafo/ geografos	2,0	0,004	5,2	1,4	S	1,246	0,335
1862	Apolo/ Apolo	1,6	0,002	3,1	1,8	S	1,471	0,560
2060	Quíron/ Quíron	180	4000	5,9	50,7	B	13,633	0,380
4179	Toutatis/ Toutatis	4,6 x 2,4 x 1,9	0,05	130	1,1	S	2,512	0,634
4769	Castália/ Castália	1,8 x 0,8	0,0005		0,4		1,063	0,483

Explicações para a tabela.

1 Ceres é o maior asteroide já descoberto. Foi descoberto pelo astrônomo italiano Giuseppe Piazzi em 1º de janeiro de 1801 e recebeu o nome da deusa romana da fertilidade.

2 Pallas é o segundo maior asteróide, também o segundo a ser descoberto. Isso foi feito pelo astrônomo alemão Heinrich Olbers em 28 de março de 1802.

3 Juno - descoberto por C. Harding em 1804

4 Vesta é o terceiro maior asteróide, também descoberto por G. Olbers em 1807. Este corpo apresenta sinais observacionais da presença de uma crosta basáltica cobrindo o manto olivínico, que pode ser resultado do derretimento e diferenciação de sua substância. A imagem do disco visível deste asteróide foi obtida pela primeira vez em 1995 usando o Telescópio Espacial Americano. Hubble em órbita terrestre.

8 Flora é o maior asteróide de uma grande família de asteróides chamada pelo mesmo nome, com várias centenas de membros, que foi caracterizada pela primeira vez pelo astrônomo japonês K. Hirayama. Os asteróides desta família têm órbitas muito próximas, o que provavelmente confirma sua origem conjunta de um corpo parental comum, destruído em uma colisão com algum outro corpo.

243 Ida é um asteróide do cinturão principal fotografado pela sonda Galileo em 28 de agosto de 1993. Essas imagens permitiram detectar um pequeno satélite de Ida, mais tarde chamado Dactyl. (Ver figuras 2 e 3).

253 Matilda é um asteróide fotografado pela sonda NIAR em Junho de 1997 (ver Fig. 4).

433 Eros é um asteroide próximo da Terra fotografado pela espaçonave NIAR em fevereiro de 1999.

951 Gaspra é um asteroide do cinturão principal que foi fotografado pela primeira vez pela espaçonave Galileo em 29 de outubro de 1991 (veja a Fig. 1).

1566 Ícaro - um asteróide que se aproxima da Terra e cruza sua órbita, tendo uma excentricidade orbital muito grande (0,8268).

O 1620 Geographer é um asteroide próximo à Terra que é um objeto duplo ou tem uma forma muito irregular. Isso decorre da dependência de seu brilho na fase de rotação ao redor próprio eixo, bem como de suas imagens de radar.

1862 Apollo - o maior asteróide da mesma família de corpos se aproximando da Terra e cruzando sua órbita. A excentricidade da órbita da Apollo é bastante grande - 0,56.

2060 Chiron é um asteróide-cometa que exibe periodicamente atividade cometária (aumentos regulares no brilho perto do periélio da órbita, ou seja, em distância mínima do Sol, o que pode ser explicado pela evaporação dos compostos voláteis que compõem o asteróide), movendo-se ao longo de uma trajetória excêntrica (excentricidade 0,3801) entre as órbitas de Saturno e Urano.

4179 Toutatis é um asteroide binário cujos componentes parecem estar em contato e medem aproximadamente 2,5 km e 1,5 km. As imagens deste asteróide foram obtidas usando radares localizados em Arecibo e Goldstone. De todos os asteróides próximos da Terra atualmente conhecidos no século 21, Toutatis deve estar na distância mais próxima (cerca de 1,5 milhão de km, 29 de setembro de 2004).

4769 Castalia é um asteróide duplo com componentes aproximadamente idênticos (0,75 km de diâmetro) em contato. Sua imagem de rádio foi obtida usando radar em Arecibo.

Imagem do asteróide 951 Gaspra

Arroz. 1. Imagem do asteróide 951 Gaspra, obtida com a ajuda da sonda Galileo, em pseudo-cores, ou seja, como uma combinação de imagens através de filtros violeta, verde e vermelho. As cores resultantes são especialmente aprimoradas para enfatizar diferenças sutis nos detalhes da superfície. As áreas de afloramentos rochosos têm uma tonalidade azulada, enquanto as áreas cobertas com regolito (material triturado) têm uma tonalidade avermelhada. A resolução espacial em cada ponto da imagem é de 163 m. Gaspra tem forma irregular e dimensões aproximadas ao longo de 3 eixos de 19 x 12 x 11 km. O sol ilumina o asteróide da direita.
Imagem da NASA GAL-09.

Imagem do asteróide 243 Ides

Arroz. 2 Imagem pseudocolorida do asteróide 243 Ida e sua pequena lua Dactyl, obtida pela sonda Galileo. As imagens originais utilizadas para obter a imagem mostrada na figura foram obtidas a uma distância de aproximadamente 10.500 km. As diferenças de cor podem indicar variações na composição da matéria superficial. As áreas azuis brilhantes provavelmente estão cobertas com uma substância composta por minerais contendo ferro. O comprimento de Ida é de 58 km, e seu eixo de rotação é orientado verticalmente com uma ligeira inclinação para a direita.
Imagem NASA GAL-11.

Arroz. 3. Imagem de Dactyl, um pequeno satélite de 243 Ida. Ainda não se sabe se é um pedaço de Ida, arrancado dela em algum tipo de colisão, ou um objeto estranho capturado por ela. campo gravitacional e movendo-se em uma órbita circular. Esta imagem foi tirada em 28 de agosto de 1993 através de um filtro de densidade neutra a uma distância de cerca de 4.000 km, 4 minutos antes da aproximação mais próxima do asteroide. Dactyl mede aproximadamente 1,2 x 1,4 x 1,6 km. Imagem da NASA GAL-04

Asteróide 253 Matilda

Arroz. 4. Asteróide 253 Matilda. imagem da NASA, nave espacial NEAR

2. Como surgiu o cinturão principal de asteróides?

As órbitas dos corpos concentrados no cinturão principal são estáveis ​​e têm formato próximo ao circular ou levemente excêntrico. Aqui eles se movem em uma zona "segura", onde a influência gravitacional dos grandes planetas sobre eles e, em primeiro lugar, Júpiter, é mínima. Os fatos científicos disponíveis hoje mostram que foi Júpiter que desempenhou o papel principal no fato de que outro planeta não pôde surgir no lugar do principal cinturão de asteróides durante o nascimento do sistema solar. Mas mesmo no início do nosso século, muitos cientistas ainda estavam convencidos de que havia outro grande planeta entre Júpiter e Marte, que por algum motivo entrou em colapso. Olbers foi o primeiro a expressar tal hipótese, imediatamente após a descoberta de Pallas. Ele também veio com o nome deste planeta hipotético - Phaeton. Vamos fazer uma pequena digressão e descrever um episódio da história do sistema solar - a história que se baseia em fatos científicos modernos. Isso é necessário, em particular, para entender a origem dos principais asteroides do cinturão. Grande contribuição na formação da teoria moderna da origem do sistema solar, os cientistas soviéticos O.Yu. Schmidt e V. S. Safronov.

Um dos maiores corpos, formado na órbita de Júpiter (a uma distância de 5 UA do Sol) há cerca de 4,5 bilhões de anos, começou a aumentar de tamanho mais rapidamente do que outros. Estando na fronteira de condensação de compostos voláteis (H 2 , H 2 O, NH 3 , CO 2 , CH 4 , etc.), que fluíram da zona do disco protoplanetário mais próximo do Sol e mais aquecido, este corpo tornou-se o centro de acumulação de matéria, constituída principalmente por condensados ​​de gases congelados. Ao atingir uma massa suficientemente grande, passou a capturar com seu campo gravitacional a matéria anteriormente condensada localizada mais próxima do Sol, na zona dos corpos-mãe dos asteróides, e assim inibir o crescimento destes últimos. Por outro lado, corpos menores que não foram capturados pelo proto-Júpiter por qualquer motivo, mas estavam na esfera de sua influência gravitacional, foram efetivamente dispersos em lados diferentes. Da mesma forma, provavelmente ocorreu a ejeção de corpos da zona de formação de Saturno, embora não com tanta intensidade. Esses corpos também penetraram no cinturão de corpos-mãe de asteróides ou planetesimais que surgiram anteriormente entre as órbitas de Marte e Júpiter, "varrendo-os" para fora dessa zona ou submetendo-os a esmagamento. Além disso, antes disso, o crescimento gradual dos corpos-mãe dos asteróides era possível devido às suas baixas velocidades relativas (até cerca de 0,5 km/s), quando as colisões de quaisquer objetos terminavam em sua unificação, e não em esmagamento. O aumento no fluxo de corpos lançados no cinturão de asteróides por Júpiter (e Saturno) durante seu crescimento levou ao fato de que as velocidades relativas dos corpos pais dos asteróides aumentaram significativamente (até 3-5 km / s) e se tornaram mais caótico. Em última análise, o processo de acumulação de corpos-mãe de asteróides foi substituído pelo processo de fragmentação durante colisões mútuas, e o potencial para a formação de um planeta suficientemente grande a uma determinada distância do Sol desapareceu para sempre.

3. Órbitas de asteróides

voltando para Estado atual cinturão de asteróides, deve-se enfatizar que Júpiter ainda continua a desempenhar um papel primordial na evolução das órbitas dos asteróides. A influência gravitacional de longo prazo (mais de 4 bilhões de anos) deste planeta gigante nos asteróides do cinturão principal levou ao fato de que existem várias órbitas "proibidas" ou mesmo zonas nas quais praticamente não existem pequenos planetas , e se eles chegarem lá, eles não podem ficar lá por muito tempo. Eles são chamados de lacunas ou escotilhas de Kirkwood - em homenagem a Daniel Kirkwood, o cientista que os descobriu pela primeira vez. Essas órbitas são ressonantes, uma vez que os asteróides que se movem ao longo delas experimentam um forte efeito gravitacional de Júpiter. Os períodos de revolução correspondentes a essas órbitas estão em relacionamento simples com o período de circulação de Júpiter (por exemplo, 1:2; 3:7; 2:5; 1:3, etc.). Se qualquer asteróide ou seu fragmento, como resultado de uma colisão com outro corpo, cai em uma órbita ressonante ou próxima a ela, então o semi-eixo maior e a excentricidade de sua órbita mudam rapidamente sob a influência do campo gravitacional jupiteriano. Tudo termina com o asteróide deixando sua órbita ressonante e pode até deixar o cinturão de asteróides principal, ou sendo condenado a novas colisões com corpos vizinhos. Desta forma, o espaço de Kirkwood correspondente é "limpo" de quaisquer objetos. No entanto, deve-se enfatizar que não há lacunas ou lacunas vazias no cinturão principal de asteroides, se imaginarmos a distribuição instantânea de todos os corpos incluídos nele. Todos os asteróides, a qualquer momento, preenchem o cinturão de asteróides de maneira bastante uniforme, pois, movendo-se ao longo de órbitas elípticas, passam a maior parte do tempo na zona "estrangeira". Outro exemplo "oposto" da influência gravitacional de Júpiter: no limite externo do cinturão de asteróides principal existem dois "anéis" adicionais estreitos, ao contrário, compostos de órbitas de asteróides, cujos períodos de revolução são proporcionais de 2:3 e 1:1 em relação ao período de revolução Júpiter. Obviamente, os asteróides com um período de revolução correspondente a uma proporção de 1:1 estão diretamente na órbita de Júpiter. Mas eles se movem a uma distância igual ao raio da órbita de Júpiter, à frente ou atrás. Aqueles asteróides que estão à frente de Júpiter em seu movimento são chamados de "gregos", e aqueles que o seguem são chamados de "troianos" (como são nomeados após os heróis da Guerra de Tróia). O movimento desses pequenos planetas é bastante estável, pois eles estão localizados nos chamados "pontos de Lagrange", onde as forças gravitacionais que atuam sobre eles são equalizadas. O nome comum para este grupo de asteróides é "Trojans". Ao contrário dos troianos, que podem se acumular gradualmente nas proximidades dos pontos de Lagrange durante a longa evolução colisional de diferentes asteróides, existem famílias de asteróides com órbitas muito próximas de seus corpos constituintes, que provavelmente foram formados como resultado de decaimentos relativamente recentes de seus corpos constituintes. corpos pais. Essa, por exemplo, é a família do asteroide Flora, que já conta com cerca de 60 membros, e vários outros. Recentemente, os cientistas têm tentado determinar o número total de tais famílias de asteróides para estimar o número inicial de seus corpos-mãe.

4 asteróides próximos da Terra

Perto da borda interna do cinturão principal de asteróides, existem outros grupos de corpos cujas órbitas vão muito além do cinturão principal e podem até se cruzar com as órbitas de Marte, Terra, Vênus e até Mercúrio. Em primeiro lugar, estes são os grupos de asteróides Amur, Apollo e Aten (de acordo com os nomes dos maiores representantes incluídos nesses grupos). As órbitas de tais asteróides não são mais tão estáveis ​​quanto as dos corpos do cinturão principal, mas evoluem rapidamente sob a influência dos campos gravitacionais não apenas de Júpiter, mas também dos planetas. grupo terrestre. Por esse motivo, esses asteroides podem se mover de um grupo para outro, e a divisão de asteroides nos grupos acima é condicional, com base em dados de órbitas modernas de asteroides. Em particular, os amurianos se movem em órbitas elípticas, cuja distância do periélio (a distância mínima ao Sol) não excede 1,3 UA. As Apollos movem-se em órbitas com uma distância de periélio inferior a 1 UA. (lembre-se que esta é a distância média da Terra ao Sol) e penetre na órbita da Terra. Se para os amurianos e apolíneos o semieixo maior da órbita excede 1 UA, então para os atonianos é menor ou da ordem desse valor, e esses asteróides, portanto, se movem principalmente dentro da órbita da Terra. É óbvio que Apollos e Atons, cruzando a órbita da Terra, podem criar uma ameaça de colisão com ela. Existe até uma definição geral desse grupo de pequenos planetas como "asteróides próximos da Terra" - são corpos cujos tamanhos orbitais não excedem 1,3 UA. Até o momento, cerca de 800 desses objetos foram descobertos, mas seu número total pode ser muito maior - até 1.500-2.000 com dimensões de mais de 1 km e até 135.000 com dimensões de mais de 100 m. A ameaça existente à Terra de asteróides e outros corpos espaciais que estão localizados ou podem acabar nos arredores da Terra, é amplamente discutido nos círculos científicos e públicos. Para saber mais sobre isso, bem como as medidas propostas para proteger nosso planeta, veja um livro publicado recentemente, editado por A.A. Boyarchuk.

5. Sobre outros cinturões de asteróides

Existem também corpos semelhantes a asteróides além da órbita de Júpiter. Além disso, de acordo com os dados mais recentes, descobriu-se que existem muitos desses corpos na periferia do sistema solar. Isso foi sugerido pela primeira vez pelo astrônomo americano Gerard Kuiper em 1951. Ele formulou a hipótese de que além da órbita de Netuno, a distâncias de cerca de 30-50 UA. pode haver todo um cinturão de corpos que serve como fonte de cometas de curto período. De fato, desde o início dos anos 90 (com a introdução dos maiores telescópios com diâmetro de até 10 m nas ilhas havaianas), mais de uma centena de objetos semelhantes a asteróides com diâmetros de cerca de 100 a 800 km foram descobertos além a órbita de Netuno. A totalidade desses corpos foi chamada de "cinturão de Kuiper", embora ainda não sejam suficientes para um cinto "de pleno direito". No entanto, de acordo com algumas estimativas, o número de corpos nele pode ser não menor (se não maior) do que no cinturão principal de asteróides. De acordo com os parâmetros das órbitas novamente corpos abertos dividido em duas classes. Cerca de um terço de todos os objetos transnetunianos foram atribuídos à primeira, chamada "classe Plutino". Eles se movem em uma ressonância de 3:2 com Netuno ao longo de órbitas bastante elípticas (eixos maiores cerca de 39 UA; excentricidades 0,11-0,35; inclinações orbitais para a eclíptica 0-20 graus), semelhante à órbita de Plutão, de onde o nome de esta aula. Atualmente, existem até discussões entre cientistas sobre se Plutão é considerado um planeta de pleno direito ou apenas um dos objetos da classe acima mencionada. No entanto, muito provavelmente, o status de Plutão não mudará, já que seu diâmetro médio (2390 km) é muito maior que os diâmetros de objetos transnetunianos conhecidos e, além disso, como a maioria dos outros planetas do sistema solar, tem uma grande satélite (Caronte) e uma atmosfera. A segunda classe inclui os chamados "objetos típicos do cinturão de Kuiper", já que a maioria deles (os 2/3 restantes) são conhecidos e se movem em órbitas próximas à circular com semi-eixos maiores na faixa de 40-48 UA. e várias inclinações (0-40°). Até agora, o grande afastamento e o tamanho relativamente pequeno impedem a descoberta de novos corpos semelhantes com mais rapidamente, embora os maiores telescópios e a tecnologia mais moderna sejam usados ​​para isso. Com base na comparação desses corpos com asteróides conhecidos de acordo com as características ópticas, acredita-se agora que os primeiros são os mais primitivos em nosso sistema planetário. Isso significa que desde o momento de sua condensação da nebulosa protoplanetária, sua substância sofreu alterações muito pequenas em comparação, por exemplo, com a substância dos planetas terrestres. De fato, a maioria absoluta desses corpos em sua composição podem ser núcleos de cometas, que também serão discutidos na seção "Cometas".

Vários corpos de asteróides foram descobertos (com o tempo esse número provavelmente aumentará) entre o cinturão de Kuiper e o cinturão de asteróides principal - esta é a "classe de centauros" - por analogia com os centauros mitológicos da Grécia antiga (meio humano, meio -cavalo). Um de seus representantes é o asteroide Chiron, que seria mais corretamente chamado de asteroide cometa, pois exibe periodicamente atividade cometária na forma de uma atmosfera gasosa emergente (coma) e cauda. Eles são formados a partir de compostos voláteis que compõem a substância desse corpo, quando passa pelas seções do periélio da órbita. Quíron é um dos bons exemplos a ausência de uma fronteira nítida entre asteróides e cometas em termos de composição da matéria e, possivelmente, em termos de origem. Tem um tamanho de cerca de 200 km e sua órbita se sobrepõe às órbitas de Saturno e Urano. Outro nome para objetos desta classe é o cinturão Kazimirchak-Polonskaya, depois de E.I. Polonskaya, que provou a existência de corpos de asteróides entre os planetas gigantes.

6. Um pouco sobre os métodos de pesquisa de asteroides

Nossa compreensão da natureza dos asteróides é agora baseada em três fontes principais de informação: observações telescópicas terrestres (ópticas e de radar), imagens obtidas de naves espaciais que se aproximam de asteróides e análises laboratoriais de rochas e minerais terrestres conhecidos, bem como meteoritos que caíram na Terra, que (o que será discutido na seção "Meteoritos") são considerados principalmente fragmentos de asteróides, núcleos cometários e superfícies de planetas terrestres. Mas ainda obtemos a maior quantidade de informações sobre planetas menores com a ajuda de medições telescópicas terrestres. Portanto, os asteróides são divididos nos chamados "tipos espectrais" ou classes, de acordo, em primeiro lugar, com suas características ópticas observadas. Em primeiro lugar, este é o albedo (a proporção de luz refletida pelo corpo a partir da quantidade de luz solar que incide sobre ele por unidade de tempo, se considerarmos as direções dos raios incidentes e refletidos como sendo as mesmas) e a forma geral do o espectro de reflexão do corpo nas faixas do visível e do infravermelho próximo (que é obtido simplesmente dividindo em cada comprimento de onda o brilho espectral da superfície do corpo observado pelo brilho espectral no mesmo comprimento de onda do próprio Sol). Essas características ópticas são usadas para avaliar a composição química e mineralógica da matéria que compõe os asteróides. Às vezes, dados adicionais (se houver) são levados em consideração, por exemplo, na refletividade do radar do asteroide, na velocidade de sua rotação em torno de seu próprio eixo etc.

O desejo de dividir os asteróides em classes é explicado pelo desejo dos cientistas de simplificar ou esquematizar a descrição de um grande número de pequenos planetas, embora, como mostram estudos mais aprofundados, isso nem sempre seja possível. Recentemente, já se tornou necessário introduzir subclasses e divisões menores dos tipos espectrais de asteróides para caracterizar algumas características comuns de seus grupos individuais. Antes de dar uma descrição geral de asteróides de diferentes tipos espectrais, vamos explicar como a composição da matéria asteróide pode ser estimada usando medições remotas. Como já observado, acredita-se que os asteróides de um tipo tenham aproximadamente os mesmos valores de albedo e espectros de reflexão semelhantes em forma, que podem ser substituídos por valores ou características médias (para um determinado tipo). Esses valores médios para um determinado tipo de asteróides são comparados com valores semelhantes para rochas e minerais terrestres, bem como aqueles meteoritos, cujas amostras estão disponíveis em coleções terrestres. A composição química e mineral das amostras, que são chamadas de "amostras análogas", juntamente com suas propriedades espectrais e outras físicas, via de regra, já são bem estudadas em laboratórios terrestres. Com base em tal comparação e seleção de amostras análogas, alguma composição química e mineral média da matéria para asteróides desse tipo é determinada na primeira aproximação. Descobriu-se que, ao contrário das rochas terrestres, a substância dos asteróides como um todo é muito mais simples ou até primitiva. Isso sugere que os processos físicos e químicos nos quais a matéria asteróide esteve envolvida ao longo de toda a história da existência do sistema solar não eram tão diversos e complexos quanto nos planetas terrestres. Se cerca de 4.000 espécies minerais são agora consideradas confiavelmente estabelecidas na Terra, então nos asteróides pode haver apenas algumas centenas delas. Isso pode ser julgado pelo número de espécies minerais (cerca de 300) encontradas em meteoritos que caíram na superfície da Terra, que podem ser fragmentos de asteróides. Uma grande variedade de minerais na Terra surgiu não apenas porque a formação do nosso planeta (assim como de outros planetas terrestres) ocorreu em uma nuvem protoplanetária muito mais próxima do Sol e, portanto, em temperaturas mais altas. Além de a substância silicatada, os metais e seus compostos, estando em estado líquido ou plástico a tais temperaturas, serem separados ou diferenciados por gravidade específica no campo gravitacional da Terra, as condições de temperatura prevalecentes revelaram-se favoráveis ​​à surgimento de um meio oxidante gasoso ou líquido constante, cujos principais componentes eram oxigênio e água. Sua longa e constante interação com minerais primários e rochas da crosta terrestre levou à riqueza de minerais que observamos. Voltando aos asteróides, deve-se notar que, de acordo com dados remotos, eles consistem principalmente em compostos de silicato mais simples. Em primeiro lugar, são silicatos anidros, como piroxênios (sua fórmula generalizada é ABZ 2 O 6, onde as posições "A" e "B" são ocupadas por cátions de metais diferentes e "Z" - por Al ou Si), olivinas (A 2+ 2 SiO 4, onde A 2+ \u003d Fe, Mg, Mn, Ni) e às vezes plagioclásio (com a fórmula geral (Na,Ca)Al(Al,Si)Si 2 O 8). Eles são chamados de minerais formadores de rochas porque formam a base da maioria das rochas. Compostos de silicato de outro tipo, amplamente presentes em asteróides, são hidrossilicatos ou silicatos em camadas. Estes incluem serpentinas (com a fórmula geral A 3 Si 2 O 5? (OH), onde A \u003d Mg, Fe 2+, Ni), cloritas (A 4-6 Z 4 O 10 (OH, O) 8, onde A e Z são principalmente cátions de diferentes metais) e vários outros minerais que contêm hidroxila (OH) em sua composição. Pode-se supor que nos asteróides não existam apenas óxidos simples, compostos (por exemplo, sulfurosos) e ligas de ferro e outros metais (em particular FeNi), compostos de carbono (orgânicos), mas até metais e carbono em estado livre. Isso é evidenciado pelos resultados de um estudo da matéria de meteoritos que cai constantemente na Terra (veja a seção "Meteoritos").

7. Tipos espectrais de asteróides

Até o momento, as seguintes classes espectrais principais ou tipos de planetas menores foram identificados, denotados por letras latinas: A, B, C, F, G, D, P, E, M, Q, R, S, V e T .Façamos uma breve descrição deles.

Os asteróides do tipo A têm um albedo bastante alto e a cor mais vermelha, que é determinada por um aumento significativo em sua refletividade em comprimentos de onda longos. Eles podem consistir em olivinas de alta temperatura (com ponto de fusão na faixa de 1100-1900 ° C) ou uma mistura de olivina com metais que correspondem às características espectrais desses asteróides. Pelo contrário, pequenos planetas dos tipos B, C, F e G têm um albedo baixo (corpos do tipo B são um pouco mais leves) e quase planos (ou incolores) na faixa visível, mas o espectro de reflexão diminui acentuadamente em comprimentos de onda curtos . Portanto, acredita-se que esses asteróides sejam compostos principalmente de silicatos hidratados de baixa temperatura (que podem se decompor ou derreter em temperaturas de 500-1500 ° C) com uma mistura de carbono ou compostos orgânicos que possuem características espectrais semelhantes. Asteróides com baixo albedo e cor avermelhada foram atribuídos aos tipos D e P (os corpos D são mais vermelhos). Tais propriedades possuem silicatos ricos em carbono ou matéria orgânica. Eles consistem, por exemplo, de partículas de poeira interplanetária, que provavelmente encheram o disco protoplanetário próximo ao solar mesmo antes da formação dos planetas. Com base nessa semelhança, pode-se supor que os asteróides D e P são os corpos mais antigos e pouco alterados do cinturão de asteróides. Pequenos planetas do tipo E têm os maiores valores de albedo (sua matéria superficial pode refletir até 50% da luz que incide sobre eles) e uma cor levemente avermelhada. O mineral enstatita (esta é uma variedade de piroxênio de alta temperatura) ou outros silicatos contendo ferro no estado livre (não oxidado), que, portanto, podem fazer parte de asteróides do tipo E, têm as mesmas características espectrais. Asteróides que são semelhantes em seus espectros de reflexão aos corpos do tipo P e E, mas localizados entre eles em termos de albedo, são classificados como do tipo M. Aconteceu que propriedades ópticas desses objetos são muito semelhantes às propriedades dos metais no estado livre ou compostos metálicos misturados com enstatita ou outros piroxênios. Existem agora cerca de 30 desses asteróides e, com a ajuda de observações terrestres, foi recentemente constatado um fato tão interessante como a presença de silicatos hidratados em uma parte significativa desses corpos. Embora a causa de uma combinação tão incomum de materiais de alta e baixa temperatura ainda não tenha sido definitivamente estabelecida, pode-se supor que os hidrossilicatos poderiam ser introduzidos em asteróides do tipo M durante suas colisões com corpos mais primitivos. Das classes espectrais restantes, os asteróides do tipo Q-, R-, S- e V são bastante semelhantes em termos de albedo e da forma geral dos espectros de reflexão na faixa visível: eles têm um albedo relativamente alto (um pouco menor para corpos tipo S) e uma cor avermelhada. As diferenças entre eles se resumem ao fato de que a ampla banda de absorção de cerca de 1 mícron presente em seus espectros de reflexão na faixa do infravermelho próximo tem uma profundidade diferente. Essa banda de absorção é característica de uma mistura de piroxênios e olivinas, e a posição de seu centro e profundidade dependem da proporção e conteúdo total desses minerais na matéria superficial dos asteroides. Por outro lado, a profundidade de qualquer banda de absorção no espectro de reflexão de uma substância de silicato diminui se ela contém quaisquer partículas opacas (por exemplo, carbono, metais ou seus compostos) que filtram difusamente refletidas (isto é, transmitidas através da substância e carregando informações sobre sua composição) luz. Para esses asteróides, a profundidade da banda de absorção em 1 µm aumenta dos tipos S para Q-, R- e V. De acordo com o anterior, os corpos dos tipos listados (exceto V) podem ser constituídos por uma mistura de olivinas, piroxênios e metais. A substância dos asteróides do tipo V pode incluir, juntamente com piroxênios, feldspatos e ter composição semelhante aos basaltos terrestres. E, por fim, o último, tipo T, inclui asteróides que possuem um albedo baixo e um espectro de refletância avermelhado, que é semelhante aos espectros dos corpos do tipo P e D, mas ocupa uma posição intermediária entre seus espectros na inclinação. Portanto, a composição mineralógica dos asteróides do tipo T, P e D é considerada aproximadamente a mesma e corresponde a silicatos ricos em carbono ou compostos orgânicos.

Ao estudar a distribuição de asteróides de diferentes tipos no espaço, foi encontrada uma relação clara entre sua suposta composição química e mineral e a distância ao Sol. Descobriu-se que quanto mais simples a composição mineral de uma substância (os compostos mais voláteis que ela contém) esses corpos têm, mais distantes, como regra, eles estão. Em geral, mais de 75% de todos os asteroides são do tipo C e estão localizados principalmente na parte periférica do cinturão de asteroides. Aproximadamente 17% são do tipo S e dominam o interior do cinturão de asteróides. O máximo de dos asteróides restantes é do tipo M e também se move principalmente na parte central do anel de asteróides. Os máximos de distribuição desses três tipos de asteróides estão dentro do cinturão principal. O máximo da distribuição total de asteróides do tipo E e R se estende um pouco além do limite interno do cinturão em direção ao Sol. É interessante que a distribuição total de asteróides do tipo P e D tende ao máximo em direção à periferia do cinturão principal e vai não apenas além do anel de asteróides, mas também além da órbita de Júpiter. É possível que a distribuição de asteróides P e D do cinturão principal se sobreponha aos cinturões de asteróides Kazimirchak-Polonskaya localizados entre as órbitas dos planetas gigantes.

Em conclusão da revisão dos planetas menores, esboçamos brevemente o significado da hipótese geral sobre a origem dos asteróides de várias classes, que está sendo cada vez mais confirmada.

8. Sobre a origem dos planetas menores

No alvorecer da formação do Sistema Solar, cerca de 4,5 bilhões de anos atrás, aglomerados de matéria surgiram do disco de gás-poeira ao redor do Sol devido a fenômenos turbulentos e outros não estacionários, que, durante colisões inelásticas mútuas e interações gravitacionais combinados para formar planetesimais. Com o aumento da distância do Sol, a temperatura média da substância gás-poeira diminuiu e, consequentemente, sua composição química geral mudou. A zona anular do disco protoplanetário, a partir da qual o cinturão principal de asteróides se formou posteriormente, ficou perto do limite de condensação de compostos voláteis, em particular, vapor de água. Em primeiro lugar, esta circunstância levou ao crescimento acelerado do embrião de Júpiter, que estava localizado próximo ao limite indicado e se tornou o centro de acumulação de hidrogênio, nitrogênio, carbono e seus compostos, deixando a parte central mais aquecida do sistema solar. Em segundo lugar, a substância gás-poeira da qual os asteróides foram formados revelou-se muito heterogênea em composição, dependendo da distância do Sol: o conteúdo relativo dos compostos de silicato mais simples diminuiu acentuadamente, enquanto o conteúdo de compostos voláteis aumentou com distância do Sol na região de 2, 0 a 3,5 a.u. Como já mencionado, poderosas perturbações do embrião de Júpiter em rápido crescimento até o cinturão de asteróides impediram a formação de um corpo protoplanetário suficientemente grande nele. O processo de acumulação de matéria ali foi interrompido quando apenas algumas dezenas de planetosimais de tamanho pré-planetário (cerca de 500-1000 km) tiveram tempo de se formar, que então começaram a se desintegrar durante as colisões devido a um rápido aumento em suas velocidades relativas. de 0,1 a 5 km/s). No entanto, durante esse período, alguns corpos-mãe de asteroides, ou pelo menos aqueles que continham uma alta proporção de compostos de silicato e estavam mais próximos do Sol, já estavam aquecidos ou mesmo experimentados diferenciação gravitacional. Dois possíveis mecanismos estão sendo considerados para aquecer o interior desses protoasteróides: como resultado do decaimento de isótopos radioativos, ou como resultado da ação de correntes de indução induzidas na substância desses corpos por poderosos fluxos de partículas carregadas do Sol jovem e ativo. Os corpos-mãe de asteróides que sobreviveram por algum motivo até hoje, segundo os cientistas, são os maiores asteróides 1 Ceres e 4 Vesta, cujas principais informações são fornecidas na Tabela. 1. No processo de diferenciação gravitacional de proto-asteróides, que sofreram aquecimento suficiente para derreter sua substância de silicato, núcleos de metal e outras conchas de silicato mais leves foram separados e, em alguns casos, até uma crosta basáltica (por exemplo, em 4 Vesta), como nos planetas terrestres. Mas ainda assim, como o material na zona do asteroide continha uma quantidade significativa de compostos voláteis, seu ponto de fusão médio era relativamente baixo. Como mostrado pela modelagem matemática e cálculos numéricos, a temperatura de fusão de tal substância de silicato pode estar na faixa de 500-1000 ° C. Assim, após a diferenciação e resfriamento, os corpos-mãe dos asteróides sofreram inúmeras colisões não apenas entre eles e seus fragmentos, mas também com corpos , invadindo o cinturão de asteróides das zonas de Júpiter, Saturno e a periferia mais distante do sistema solar. Como resultado de uma longa evolução de impacto, os protoasteroides foram fragmentados em um grande número de corpos menores que agora são observados como asteroides. A velocidades relativas de cerca de vários quilômetros por segundo, colisões de corpos constituídos por várias conchas de silicato com diferentes resistências mecânicas (quanto mais metais estão contidos em um sólido, mais durável ele é), levaram a "descascar" deles e esmagar em pequenas fragmentos em primeiro lugar, as conchas externas de silicato menos duráveis. Além disso, acredita-se que os asteróides desses tipos espectrais que correspondem a silicatos de alta temperatura originam-se de diferentes conchas de silicato de seus corpos de origem que sofreram fusão e diferenciação. Em particular, asteróides do tipo M e S podem ser inteiramente os núcleos de corpos-mãe (por exemplo, S-asteróide 15 Eunomia e M-asteróide 16 Psyche com diâmetros de cerca de 270 km) ou seus fragmentos devido à alto teor eles contêm metais. Asteróides do tipo A e R podem ser fragmentos de conchas de silicato intermediárias, enquanto asteróides do tipo E e V podem ser fragmentos de conchas externas de tais corpos-mãe. Com base na análise das distribuições espaciais dos asteróides do tipo E-, V-, R-, A-, M- e S, pode-se concluir também que eles sofreram o retrabalho térmico e de impacto mais intenso. Isso provavelmente pode ser confirmado pela coincidência com o limite interno do cinturão principal ou pela proximidade com ele dos máximos de distribuição desses tipos de asteroides. Quanto aos asteróides de outros tipos espectrais, eles são considerados ou parcialmente alterados (metamórficos) devido a colisões ou aquecimento local, que não levaram à sua fusão geral (T, B, G e F), ou primitivos e pouco alterados (D, P, C e Q). Como já observado, o número de asteróides desses tipos aumenta em direção à periferia do cinturão principal. Não há dúvida de que todos eles também sofreram colisões e esmagamentos, mas esse processo provavelmente não foi tão intenso a ponto de afetar visivelmente suas características observadas e, consequentemente, a composição químico-mineral. (Esta questão também será discutida na seção "Meteoritos"). No entanto, como mostrado pela simulação numérica de colisões de corpos de silicato do tamanho de asteroides, muitos dos asteroides atualmente existentes após colisões mútuas podem se reacumular (ou seja, combinar-se dos fragmentos restantes) e, portanto, não são corpos monolíticos, mas “montes” em movimento. de paralelepípedos”. Existem inúmeras confirmações observacionais (de mudanças específicas de brilho) da presença de pequenos satélites em vários asteróides gravitacionalmente ligados a eles, que provavelmente também surgiram durante eventos de impacto como fragmentos de corpos em colisão. Este fato, embora tenha causado um acalorado debate entre os cientistas no passado, foi confirmado de forma convincente pelo exemplo do asteroide 243 Ida. Com a ajuda da espaçonave Galileo, foi possível obter imagens desse asteroide junto com seu satélite (que mais tarde recebeu o nome de Dactyl), que são mostradas nas Figuras 2 e 3.

9. Sobre o que ainda não sabemos

Muito permanece obscuro e até misterioso nos estudos de asteróides. Primeiro, esses são problemas gerais relacionados à origem e evolução sólido no cinturão principal e em outros cinturões de asteróides e associados ao surgimento de todo o sistema solar. A sua decisão é importante não só para ideias corretas sobre nosso sistema, mas também para entender as causas e os padrões do surgimento de sistemas planetários na vizinhança de outras estrelas. Graças às capacidades da moderna tecnologia de observação, foi possível estabelecer que várias estrelas vizinhas têm planetas grandes como Júpiter. O próximo na fila é a descoberta de planetas terrestres menores nestas e em outras estrelas. Há também questões que só podem ser respondidas por um estudo detalhado de planetas menores individuais. Em essência, cada um desses órgãos é único, pois possui sua própria história, às vezes específica. Por exemplo, asteróides que são membros de algumas famílias dinâmicas (por exemplo, Themis, Flora, Gilda, Eos e outras), que, como foi dito, origem comum, podem diferir marcadamente nas características ópticas, o que indica algumas de suas características. Por outro lado, é óbvio que, para um estudo detalhado de todos os asteróides suficientemente grandes apenas no cinturão principal, será necessário muito tempo e esforço. E, no entanto, provavelmente, apenas coletando e acumulando informações detalhadas e precisas sobre cada um dos asteróides, e depois usando sua generalização, é possível refinar gradualmente o entendimento da natureza desses corpos e das principais leis de sua evolução.

BIBLIOGRAFIA:

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2. Fleisher M. Dicionário de espécies minerais. M: "Mir", 1990, 204 p.