كويكبات النظام الشمسي. ما هي الكويكبات؟ شكل مدار الكويكب

الأبعاد والأوزان.يتم تحديد أحجام الكواكب عن طريق قياس الزاوية التي يكون قطرها مرئيًا من الأرض. لا تنطبق هذه الطريقة على الكويكبات: فهي صغيرة جدًا لدرجة أنه حتى في التلسكوبات تبدو وكأنها نقاط مثل النجوم (ومن هنا جاء اسم "الكويكبات" ، أي "تشبه النجوم").

يمكن تمييز الكويكبات الأربعة الأولى فقط من خلال قرصها. اتضح أن القطر الزاوي لسيريس هو الأكبر: يصل إلى 1 » (بالنسبة إلى بالاس وجونو وفيستا ، فهي أصغر عدة مرات). تم قياس الأبعاد الزاوية لهذه الكويكبات بدقة شديدة في عام 1890 بواسطة E. Barnard في مراصد Lick and Yerk. بعد أن حدد في وقت المراقبة المسافة إلى سيريس ، وبالاس ، وجونو ، وفيستا وبعد إجراء الحسابات اللازمة ، وجد بارنارد أن أقطارها على التوالي 770 و 490 و 190 و 380 كيلومترًا (كما ترون ، يمكن أن تتناسب جميعها مع المنطقة التي تحتلها ألاسكا!).

كيف تحدد حجم العديد من الكويكبات الأصغر الأخرى؟

حتى وقت قريب جدًا ، تم تقديرها على أساس سطوع الكويكبات ، وتمت مقارنة حجم الكويكب بأحجام سيريس ، وبالاس ، وجونو ، وفيستا (التي كانت أحجامها معروفة بالفعل). ومع ذلك ، فإن سطوع الكويكبات يتغير: أولاً ، مع تغير في مسافة الكويكب من الشمس (بسبب تغير كمية ضوء الشمس الساقط على الكويكب) ؛ ثانيًا ، مع تغير المسافة من الأرض (بسبب تغير كمية الضوء التي تصل الأرض ، المنعكسة من الكويكب) ؛ ثالثًا ، مع التغيير في زاوية الطور ، لأنه مع زيادة هذه الزاوية ، يصبح جزء أصغر من السطح المضيء للكويكب مرئيًا من الأرض. لذلك ، لتحديد الأبعاد الزاويّة ، ليست المقادير النجمية المرئية للكويكبات هي التي تُقارن مع بعضها البعض ، ولكن المقادير التي كانت ستحصل عليها هذه الكويكبات إذا "وُضعت" على مسافات (مفردة) معينة من الشمس والأرض و إذا تم "ترتيبهم" بحيث تكون الزاوية صفرا.

قبل مراجعة ماكدونالد ، تم التعبير عن هذه الأحجام المخفضة (تسمى أيضًا مطلقة) من قبل مراقبين مختلفين في أنظمة قياس الضوء الخاصة بهم والتي لا تضاهى ، والتي أعطت انتشارًا واسعًا في تقديرات حجم الكويكبات. في مسح ماكدونالد ، بالنسبة لجميع الكويكبات المرقمة ، تم تحديد المقادير النجمية المطلقة ، والتي تم التعبير عنها بالفعل في نظام التصوير الدولي الموحد (تم استخدام نفس النظام في مسح Palomar-Leiden).

صحيح ، لا تزال هناك صعوبة أخرى تبدو مستحيلة في هذه الطريقة: يجب تحديد الحجم وفقًا لافتراضات معينة حول انعكاس الكويكبات - البياض الخاص بهم. عادة ما يُفترض أن بياض الكويكب هو نفس متوسط ​​البياض لأكبر أربعة كويكبات. في هذه الأثناء ، من الواضح أنه في ظل نفس ظروف المراقبة ، قد يتحول كويكب صغير مكون من مادة خفيفة عاكسة جيدًا إلى أن يكون أكثر إشراقًا من كويكب كبير ولكن أغمق. ومع ذلك ، عند تقدير حجم العديد من الكويكبات ، فإن متوسط ​​البياض هو المستخدم حتى الآن.

لذا ، إذا عرفنا الحجم المطلق للكويكب m a 6 c ، ثم بافتراض أن البياض لجميع الكويكبات هو نفسه ، يمكننا بسهولة تحديد نصف القطر (بالكيلومترات) للكويكب ص بصيغة بسيطة للغاية: lg ص \ u003d 3.245-0.2 م أ 6 ث.

علاوة على ذلك ، بناءً على نصف القطر المحسوب بالفعل ، يمكننا تقدير كتلة الكويكب مإذا كانت كثافة مادة الكويكب معروفة. يُعتقد عادةً أنها تساوي متوسط ​​كثافة مادة شظايا الكويكب - النيازك التي تسقط من وقت لآخر على الأرض. هذه الكثافة g ، المقاسة في المعامل الأرضية ، هي 3.5 جم / سم 3 (على الرغم من وجود عينات خفيفة جدًا ، بكثافة حوالي 2 جم / سم انظر 3).

في بعض الحالات ، كان من الممكن تحديد حجم الكويكبات بطريقة "غير قياسية" ، على سبيل المثال ، عند تغطية النجوم بها (طبيعة هذه الظاهرة هي نفسها عند تغطية النجوم بالقمر). حدثت إحدى هذه الاحتفالات مساء يوم 23 يناير 1975 وشوهدت في الولايات المتحدة الأمريكية. يجب أن يكون الكويكب إيروس ، كما تنبأ ب. مارسدن ، قد غطى النجم x بجعة. كان من المقرر أن يمر شريط تغطية يبلغ عرضه حوالي 25 كم عبر مدن ألباني وهارتفيرت وكونيتيكت وبالقرب من الحافة الشرقية لجزيرة لونغ آيلاند. تم تنظيم 17 نقطة مراقبة ، حيث تم تحديد موقع طلاب الكليات المحيطة وطلاب الأقسام الفلكية على مسافة 6-8 كم على طول شريط التغطية.

أثناء تغطية إيروس (حوالي 9 م) بسرعة زاوية 0.2-0.3 درجة في الساعة اقتربت من النجم % Cygnus ، الذي كان أكثر سطوعًا من الكويكب (حوالي 4 م). فجأة ، اختفى ضوء النجم (ظهر حاجز معتم في مسار أشعته القادمة نحونا - كويكب) ، وبعد بضع ثوانٍ ظهر النجم مرة أخرى (الشكل 3).

من مدة التغطية ، قرر مارسدن أن القطر الظاهر لإيروس كان حوالي 24 كم.

وإلا كيف (إلى جانب تقدير الحجم المطلق) يمكن للمرء تحديد كتل الكويكبات؟ من الممكن بشكل أساسي ، على الرغم من صعوبة حساب كتلة الكويكبات على أساس الاضطرابات المتبادلة (أثناء الاقتراب) التي تتعرض لها الكويكبات. تم تطوير طريقة تحديد الكتل هذه بواسطة I. Schubart من المعهد الفلكي في هايدلبرغ. قام بتطبيقه لتحديد كتل أكبر الكويكبات وحصل على أن كتلة سيريس هي (5.9 ± 0.3) 10-11 مج (أين مج - كتلة الشمس) ، كتلة بالاس - (1.14 ± 0.22) 10-11 ممع.بطريقة مماثلة ، حصل علماء فلك آخرون على أن كتلة فيستا تبلغ (1.20 ± 0.12) 10-11 ممع.وبالتالي ، فإن كتلة أكبر كويكب - سيريس - تقل بمقدار 5000 مرة عن كتلة الأرض و 600 مرة أقل من كتلة القمر.

بعد أن أصبح حزام الكويكبات "قابلاً للوصول" للمركبات الفضائية ، تمكنا من تحديد كتل الكويكبات الصغيرة جدًا.

جعلت المعدات التلسكوبية المثبتة على الصواريخ الفضائية من الممكن تحديد المقادير النجمية (والأحجام) لشظايا الكويكبات بأقطار تصل إلى عدة سنتيمترات وديسيمترات (والتي يتعذر الوصول إليها من الأرض).

وهكذا ، في الوقت الحاضر ، هناك معلومات عن الكويكبات من "جميع الرتب" - من الأجسام الكبيرة التي تبلغ كتلتها بلايين المليارات من الأطنان إلى الأجسام الصغيرة جدًا التي يمكن أن تناسب راحة يدك. كما تتحرك "سحب" كاملة من الغبار في حزام الكويكبات ، وتتم دراسة خصائصها بواسطة إشارات غير مباشرة. كل هذا يسمح لنا بعمل صورة كاملة إلى حد ما لحزام الكويكبات.

في الخمسينيات من القرن الماضي ، أجرى عالم الفلك السوفيتي I. I. بوتيلين حسابات للعدد الإجمالي للكويكبات المرقمة (أي ذات المدارات المعروفة). كانت النتيجة مذهلة. اتضح أن كل الكويكبات مجتمعة تتناسب مع مكعب يبلغ جانبه حوالي 500 كيلومتر فقط! ما يقرب من نصف الحجم سيشغلها سيريس مع فيستا و بالاس. 25٪ أخرى كان من الممكن أن تكون جونو مع كويكبات تصل إلى 100٪. أدت اكتشافات الكويكبات اللاحقة (جميعها أصغر) إلى زيادة بطيئة جدًا في هذا "الحجم" من مادة الكويكب ، وبعد الكويكب الألف ، توقف نمو "حجمها" الكلي تقريبًا (الشكل 4). من المحتمل أن تكون الكويكبات غير المكتشفة صغيرة جدًا لدرجة أنها ، على الرغم من عددها الهائل ، لن تكون قادرة على زيادة هذا "الحجم" بشكل كبير ، ووفقًا للتقديرات ، فإن الجسيمات الصغيرة وحبيبات الغبار بالكاد تكفي لملء الفراغات بين الكويكبات الموجودة في مكان قريب في 500 كم مكعب.

يمكن افتراض أن الحجم الإجمالي لمادة الكويكبات في الفضاء بين الكواكب يبلغ حوالي 10 23 سم ، لكن الكويكبات موزعة على مساحة ضخمة من الفضاء بين الكواكب ، بحيث يكون هناك عدة كيلومترات مكعبة من الفضاء لكل جسم. لذلك ، فإن احتمال اصطدام مركبة فضائية تحلق عبر حزام الكويكبات (على سبيل المثال ، في طريقها إلى المشتري) مع بعض الكويكبات الصغيرة حتى لا يكاد يذكر.

إذا أخذنا قيمة 3.5 جم / سم 3 (انظر أعلاه) على أنها متوسط ​​كثافة مادة الكويكبات ، فسنحصل على أن الكتلة الإجمالية لجميع الكويكبات تبلغ حوالي 3.5 10 23 جم - وهو رقم ضخم وفقًا لأفكارنا الأرضية ، لكنها لا تذكر وفقًا للمقياس الفلكي. (لكي "تعمي" جميع الكويكبات - المعروفة وغير المعروفة - سيكون من الضروري قطع طبقة بسمك 500 متر "فقط" من سطح الأرض!)

في الآونة الأخيرة ، حدد I. Schubart كتلة مادة الكويكب من إجمالي الاضطرابات التي تتعرض لها أكبر الكويكبات عندما تتحرك محاطة بنظيراتها العديدة. حصل على القيمة 3 10 23 جم ، والتي تتوافق بشكل ممتاز مع التقدير الذي تم الحصول عليه سابقًا.

بذلت محاولات أيضًا لتحديد تأثير مجال الجاذبية لحزام الكويكبات على حركة المريخ. ومع ذلك ، تبين أن كوكب المريخ ضخم جدًا بالنسبة للكويكبات ، ولا يمكن اكتشاف هذا التأثير ، مما يؤكد أيضًا عدم أهمية الكتلة الكلية للكويكبات. صحيح ، من المفترض أنه بالقرب من مدار كوكب المشتري ، تتحرك أجسام ضخمة غير معروفة لنا. لكن من غير المحتمل أن يكون هناك عدد كبير جدًا منها ، ومن غير المرجح أن تزيد بشكل كبير من تقدير الكتلة الإجمالية لمادة الكويكب.

إلى ماذا تؤدي الأحجام الصغيرة؟وفقًا لقانون الجاذبية الكونية ، يجذب كل كويكب أجسامًا أخرى. لكن ما مدى ضعف هذا الانجذاب! على كويكب كبير نوعًا ما (يبلغ قطره 200 كيلومترًا) ، تكون قوة الجاذبية على السطح أقل 100 مرة من تلك الموجودة على الأرض ، بحيث يزن الشخص ، بمجرد صعوده ، أقل من 1 كجم ولن يشعر بوزنه . بعد أن قفز على كويكب من ارتفاع مبنى مكون من 10 طوابق ، كان من الممكن أن ينزل إلى السطح لمدة ربع دقيقة تقريبًا ، لتصل سرعته إلى حوالي 1.5 م / ث فقط في لحظة "الهبوط". بشكل عام ، البقاء على الكويكبات لا يختلف كثيرًا عن البقاء في ظروف انعدام الوزن الكامل.

السرعة الكونية الأولى عليهم صغيرة جدًا: في سيريس - حوالي 500 م / ث ، وعلى كويكب بحجم كيلومتر - حوالي 1 م / ث. السرعة الفضائية الثانية أكبر بـ 1.4 مرة ، لذلك ، عند التحرك بسرعة سيارة (حوالي 100 كم / ساعة) ، سيكون من الممكن الطيران إلى الأبد من كويكب يبلغ قطره حتى 5 كيلومترات. هل من المدهش إذن أنه لا يوجد جو على الكويكبات؟ حتى لو تم إطلاق بعض الغازات من أعماق الكويكبات ، فإن قوى الجاذبية لا تستطيع الاحتفاظ بجزيئاتها ، ويجب أن تكون مشتتة إلى الأبد في الفضاء بين الكواكب.

في عام 1973 ، تم تأكيد غياب الغلاف الجوي على الكويكبات من خلال قياسات أطياف الكويكبات في نطاق الأشعة تحت الحمراء. إن الأطياف التي حصل عليها عالم الفيزياء الفلكية الأمريكي O. Gansen للعديد من الكويكبات الكبيرة في منطقة الطول الموجي التي تبلغ حوالي 12 ميكرومتر تشير فقط إلى أن الكويكبات كانت دافئة قليلاً.

ومع ذلك ، في طيف الأشعة تحت الحمراء لسيريس ، كانت هناك ميزة واحدة: طول موجة يبلغ حوالي 12 ميكرون ، داخل نطاق ضيق ، تضاعفت "قفزة" الإشعاع تقريبًا. هذه "النطاقات" الطيفية للإشعاع هي خاصية مميزة للغازات ، وبالتالي يتم رصدها في تلك الكواكب وأقمارها الصناعية المحاطة بالغلاف الجوي. لكن سيريس صغير جدًا ليحافظ على جو!

لشرح هذا التناقض ، طرح هانسن فرضية مغرية: في سيريس هناك تبخر مستمر للمواد المتطايرة ، والتي يجب أن تكون (!) في تكوين مادة سطحها. يجب أن يقال أنه من بين التقديرات المختلفة لكتلة وقطر سيريس ، يمكن للمرء أن يختار زوجًا من قيم هذه الكميات التي ستؤدي إلى تقدير منخفض لمتوسط ​​كثافة مادتها (حوالي 1 جم / سم) 3) ، بما يتفق مع افتراض أن سيريس يتكون إلى حد كبير من الجليد. ومع ذلك ، بدا هذا الافتراض مذهلاً للغاية حتى بالنسبة لهانسن نفسه لدرجة أنه ببساطة شكك في حساباته ، معتبراً أنه من الضروري الحصول على تقديرات جديدة وأكثر دقة لكتلة وحجم سيريس قبل التوصل إلى استنتاج نهائي. بالإضافة إلى ذلك ، تناقض افتراض هانسن مع نتائج الملاحظات القطبية لسيريس ، والتي بموجبها لا يمكن أن يكون لهذا الكويكب ، على الرغم من كونه جسمًا غامقًا للغاية ، هياكل فضفاضة جدًا على السطح ، والتي كان من المفترض أن تكون قد تشكلت أثناء تبخر الجليد. وهكذا ، لا تزال العصابات الطيفية للأشعة تحت الحمراء لسيريس لغزا.

نظرًا لصغر حجمها ، فإن الكويكبات لها شكل زاوي للغاية. لا تستطيع قوة الجاذبية الضئيلة على الكويكبات أن تمنحها شكل الكرة ، وهو ما يميز الكواكب وأقمارها الصناعية الكبيرة. في الحالة الأخيرة ، تسحق قوة الجاذبية الضخمة الكتل الفردية وتصطدم بها. على الأرض ، تنتشر الجبال العالية عند أخمصها. تبين أن قوة الحجر غير كافية لتحمل الكثير من الأطنان لكل 1 سم 2 ، والحجر عند سفح الجبل ، دون تكسير ، دون انقسام ، يتم ضغطه من جميع الجهات ، كما لو كان "يتدفق" ، فقط بطيء جدا.

في الكويكبات التي يصل قطرها إلى 200-300 كيلومتر ، بسبب "وزن" الحجر الصغير ، فإن ظاهرة "السيولة" هذه غائبة تمامًا ، وتحدث ببطء شديد في أكبر الكويكبات ، وحتى في ذلك الوقت فقط أعماقهم. على سطح الكويكبات ، تظل الجبال والمنخفضات الضخمة دون تغيير ، وحجمها أكبر بكثير مما هو عليه على الأرض والكواكب الأخرى (متوسط ​​الانحرافات في أي من الاتجاهين عن مستوى السطح حوالي 10 كيلومترات أو أكثر) ، والذي يتجلى في نتائج ملاحظات الرادار من الكويكبات (الشكل 5).

تم تأكيد الشكل غير المنتظم للكويكبات من خلال حقيقة أن سطوعها يتناقص بسرعة غير معتادة مع زيادة زاوية الطور (انظر الحاشية السفلية في الصفحة 11). هذه التغيرات في سطوع القمر معروفة لنا جيدًا: فهو شديد السطوع عند اكتمال القمر ، ثم يضيء أضعف وأضعف ، حتى يختفي تمامًا عند القمر الجديد. لكن بالنسبة للقمر ، تحدث هذه التغييرات بشكل أبطأ بكثير من تلك الخاصة بالكويكبات ، وبالتالي لا يمكن تفسيرها بالكامل إلا من خلال انخفاض جزء السطح المضاء بالشمس المرئي من الأرض (الظلال من الجبال القمرية والمنخفضات لها تأثير ضئيل على السطوع العام للقمر). الوضع مختلف بالنسبة للكويكبات. لا يمكن تفسير هذه التغييرات السريعة في سطوعها بمجرد تغيير سطح كويكب تضيئه الشمس. والسبب الرئيسي (خاصةً بالنسبة للكويكبات الصغيرة) لهذه الطبيعة للتغير في السطوع يكمن في الشكل غير المنتظم للكويكبات ، بسبب حماية بعض أجزاء سطحها المضيء من أشعة الشمس من قبل الآخرين.

كما لوحظ الشكل غير المنتظم للكويكبات مباشرة من خلال التلسكوب. حدث هذا لأول مرة في عام 1931 ، عندما اقترب الكويكب الصغير إيروس ، الذي كان يتحرك في مدار غريب للغاية ، والذي سنتحدث عنه لاحقًا ، من الأرض على مسافة صغيرة بشكل غير عادي (28 مليون كيلومتر فقط). بعد ذلك ، من خلال التلسكوب ، رأوا أن هذا الكويكب يشبه "الدمبل" أو نجمًا مزدوجًا غير محسوم بمسافة زاوية بين مكونات حوالي 0.18 "؛ حتى أنه لوحظ أن "الدمبل" كان يدور!

في يناير 1975 ، اقترب إيروس من الأرض - على مسافة 26 مليون كيلومتر. تمت ملاحظته على جزء كبير من المدار ، وهذا جعل من الممكن رؤية إيروس حرفيًا من جوانب مختلفة. أدى التحليل الدقيق لنتائج العديد من ملاحظات إيروس ، التي أجريت في مراصد مختلفة حول العالم ، إلى اكتشاف مثير للاهتمام للغاية.

غيرت إيروس خلال الملاحظات تألقها بشكل كبير - بمقدار 1.5 م(أي أربع مرات تقريبًا) بمدة ساعتين وقليل (الشكل 6). كان من المفترض أن هذه التغييرات في السطوع ناتجة عن تغيير في المقطع العرضي للإيروس "على شكل دمبل" الذي يدور حول محوره ، المرئي من الأرض ، وأن المقاطع العرضية القصوى والدنيا تختلف تمامًا بمعامل 4 . في هذه الحالة ، يجب ملاحظة الحد الأدنى من سطوع الكويكب في الوقت الذي يواجهنا فيه إيروس بنهايته الحادة. ومع ذلك ، فقد أصبح كل شيء أكثر تعقيدًا. أولاً ، على عكس التوقعات ، فإن الحدود القصوى والدنيا المتتالية للسطوع لها أشكال مختلفة وسعات مختلفة. أظهر تحليل نتائج الملاحظات ، التي تم إجراؤها باستخدام النمذجة المختبرية لشكل إيروس ، أن لعب الضوء والظل على السطح غير المستوي للكويكب يجب أن يكون له تأثير كبير على سطوع إيروس. نتيجة لذلك ، لوحظ الحد الأدنى من سطوع إيروس فقط عندما كان الكويكب يواجهنا بأقصى مقطع عرضي له تقريبًا! علاوة على ذلك ، تبين أن فترة ثورة إيروس تساوي فترتين من تذبذب السطوع - 5 ساعات و 16 دقيقة. كما اتضح ، هذا الكويكب عبارة عن جسم ممدود بنسبة طول إلى سماكة تقارب 1: 2.5. هو. يدور حول محور قصير عكس اتجاه عقارب الساعة ، وبطريقة يكمن فيها المحور تقريبًا في مستوى مداره (يسافر إيروس حول النظام الشمسي ، كما لو كان مستلقيًا على "جانبه").

لوحظت تقلبات السطوع الناتجة عن نفس السبب (الدوران حول محاور أجسام غير منتظمة الشكل) في العديد من الكويكبات. والأكثر إثارة للاهتمام ، أنها تدور جميعًا في نفس الاتجاه - عكس اتجاه عقارب الساعة. تم تأسيس هذا فقط في السنوات الأخيرة بمساعدة تقنيات المراقبة الإلكترونية البصرية الحساسة.

تتحرك الأرض والكويكبات في الفضاء في مدارات مختلفة حول الشمس وبسرعات مختلفة. وعلى الرغم من أنها تدور في اتجاه واحد ، يبدو لنا من الأرض أن الكويكبات تتحرك في السماء بين النجوم إما للأمام (من اليمين إلى اليسار عندما تتجاوز الأرض) ، ثم للخلف (من اليسار إلى اليمين عندما تتجاوزها الأرض) ). يؤثر هذا النمط المختلف لحركة الكويكبات أيضًا على التغيير في سطوعها: عندما تتحرك الكويكبات عبر السماء من اليسار إلى اليمين (تتفوق عليها الأرض) ، تكون فترة التغيير في السطوع أقصر قليلاً.

من المثير للاهتمام أن فترة التغييرات في سطوع الكويكبات قصيرة جدًا ومتشابهة تقريبًا - مع فاصل قيم من 2-3 إلى 10-15 ساعة. ما الذي جعلها تدور بهذه السرعة؟ في وقت ما ، تم طرح فرضية مفادها أنه لا يمكن للكويكبات الكبيرة غير المنتظمة الشكل أن تكتسب الدوران تحت تأثير تدفقات "الرياح الشمسية" (الجسيمات التي تقذفها الشمس) ، "تهب" لمليارات السنين. مهما كانت هذه "الرياح" ضعيفة ، يجب مع ذلك أن تنقل إلى الكويكبات بعض النبضات من الزخم ، والتي ، بسبب الشكل غير المنتظم للكويكب ، تتوزع بشكل غير متساوٍ على الكويكب من جوانب مختلفة من مركز جاذبيته. نتيجة لذلك ، تظهر قوة غير صفرية ، ناتجة عن قوى الضغط التي تمارسها "الرياح الشمسية" على كل 1 سم 2 من سطح الكويكب ، ويبدأ الكويكب في الدوران (ببطء شديد في البداية ، ثم بشكل أسرع ثم أسرع).

تظهر الحسابات أن بعض الكويكبات (ذات الشكل غير المنتظم للغاية) يمكن أن تغزلها "الرياح الشمسية" لدرجة أنه يمكن حتى أن تتمزق بفعل قوى الدوران الطاردة المركزية. ومع ذلك ، فإن هذا التفسير غير مناسب للكويكبات الأكبر حجمًا ، ويجب على المرء أن يفترض أنها اكتسبت الدوران خلال فترة تكوينها.

ولكن ربما لا ترجع تقلبات السطوع إلى الشكل غير المنتظم ، ولكن إلى "اكتشاف" الكويكبات (إذا كانت أجزاء مختلفة من سطح الكويكبات تتكون من مواد مختلفة)؟ بالطبع ، من الممكن "اكتشاف" الكويكبات ، وربما توجد مناطق فاتحة وأغمق (من مواد مختلفة) على أسطحها. ومع ذلك ، فإن مجرد افتراض "اكتشاف" لا يكفي ، وكما تم توضيحه ، لا يمكن تفسير طبيعة دوران الكويكبات بمساعدة "اكتشاف" وحده.

حتى في واحدة من أكبر الكويكبات - فيستا ، لا ترتبط تغيرات السطوع بـ "التبقع" ، ولكن بشكلها غير المنتظم. في عام 1971 ، أظهرت ملاحظات فيستا باستخدام محولات إلكترونية بصرية أن الحدود القصوى والدنيا اللاحقة لسطوع هذا الكويكب تختلف اختلافًا طفيفًا في الحجم ، ويحدث دوران فيستا بفترة - ضعف المدة التي كان يعتقدها سابقًا - 10 ساعات و 41 دقيقة. قام عالم الفيزياء الفلكية الأمريكي R. Taylor ، بعد أن درس خصائص منحنيات الضوء لهذا الكويكب ، باقتراح النموذج التالي: Vesta عبارة عن كرة ثلاثية المحاور ، يبلغ قطر أحد أقطارها 15٪ أطول من الأخريين. في قطبها الجنوبي ، على طول الجانب الطويل ، تمتد منطقة منبسطة لا تزيد عن 45 درجة ولا يمكن رؤيتها من نصف الكرة الشمالي لفيستا. يعتقد تايلور أن هذه المنطقة يمكن أن تكون فوهة بركان ضخمة (قطرها 400 كيلومتر تقريبًا!).

مم تتكون الكويكبات؟لقد لوحظ منذ فترة طويلة أن ضوء الكويكبات له صبغة صفراء تشبه ضوء القمر وعطارد.

نظرًا لأن الكويكبات تتألق بواسطة ضوء الشمس المنعكس ، فإن لونها يرجع جزئيًا إلى الخصائص العاكسة لسطح الكويكب نفسه. لذلك نشأت فكرة تحديد المواد التي تتكون منها ، ومقارنة لون الكويكبات مع لون الأجسام الأرضية والنيازك. تم إجراء واحدة من أولى الدراسات من هذا القبيل في بلدنا في ثلاثينيات القرن الماضي من قبل الباحث السوفيتي عن النيازك إي.إل.كرينوف. وجد أن العديد من النيازك لها لون مشابه للون بعض الكويكبات. تم إحراز تقدم كبير في دراسة خصائص الكويكبات في نهاية الستينيات ، عندما قامت مجموعة من العلماء الأمريكيين بدراسات الاستقطاب. بمقارنة استقطاب الضوء المنعكس من مختلف المواد الأرضية وتربة القمر والنيازك ، وجدوا أن هناك علاقة معينة بين انعكاسية (البياض) للمواد وطبيعة استقطاب الضوء المنعكس من هذه المواد.

كان الاستقطاب الجزئي أيضًا هو الضوء القادم إلينا من الكويكبات. أتاح تحليله للعلماء استخلاص استنتاجات مهمة حول طبيعة سطح الكويكب (الشكل 7).

تم تنظيم سلسلة كبيرة من ملاحظات الاستقطاب للكويكبات في الولايات المتحدة بواسطة T.Geels. اتضح أنه وفقًا لطبيعة السطح ، تقع الكويكبات في عدة مجموعات (الشكل 8). تبين أن المجموعة الأكثر عددًا ذات الخصائص المتشابهة جدًا هي الكويكبات ، ويشبه استقطاب الضوء منها استقطاب الضوء المنعكس من المواد الحجرية الأرضية ذات اللون الفاتح ، والتي تتكون أساسًا من سيليكات مختلفة. سقط جونو في هذه المجموعة من الكويكبات.

اتضح أن المجموعة الأخرى مكونة من كويكبات ذات سطح داكن ضعيف الانعكاس. تشبه مادتها النظارات البازلتية الداكنة أو breccias (الصخور clastic) لعينات التربة القمرية ، بالإضافة إلى مجموعة متنوعة داكنة من النيازك ومادة سطح قمر المريخ فوبوس. من بين هذه الكويكبات السوداء كان سيريس.

هناك القليل من الكويكبات ذات الخصائص السطحية المتوسطة. هناك أيضًا عدد قليل من الكويكبات ذات الخصائص المتطرفة (على سبيل المثال ، الكويكبات الأغمق والأخف وزناً).

أتاحت طريقة قياس الاستقطاب تحديد الأبعاد الدقيقة للكويكبات ، لأنها أخذت في الحسبان انعكاسها الحقيقي (وليس المتوسط) (البياض). بادئ ذي بدء ، تم تحديد أحجام الكويكبات الأربعة الأولى. اتضح أن قطر سيريس يتجاوز قليلاً 1000 كم ، وقطر بالاس حوالي 600 كم ، وجونو 240 كم ، وفيستا 525 كم. عندما أعيد حساب أحجام الكويكبات الأخرى التي تمت دراستها بطريقة الاستقطاب أيضًا ، اتضح أنه ليس فقط هذه ، ولكن على الأقل ستة كويكبات أخرى ، والتي تبين أنها أكبر حتى من Juno ، يمكنها المطالبة بالحق في أن تُسمى الأكبر. كل منهم لديه انعكاسية منخفضة ، وعلى الرغم من حجمها الكبير ، إلا أنها تعطي القليل من الضوء. لذلك ، عندما تم تقدير أقطار الكويكبات من سطوعها الظاهري ، تبين أن أحجام هذه الكويكبات الست أقل من الواقع كثيرًا. في الواقع ، يبلغ قطر Hygiea (الكويكب العاشر) 400 ، و Interamnia (704) 340 ، و Davids (511) 290 ، و Psyche (16) 250 كيلومترًا ، و Bambergi (324) و Fortuny (19) - 240 كيلومترًا ( مثل جونو).

فورتونا هو أحلك جسم في النظام الشمسي. من حيث كمية الضوء المنعكس ، يمكن حتى للفحم الأسود المسحوق منافسة فورتونا.

كانت أجسام أنجلينا (الكويكب 64) ألمع الأجسام سواء بين الكويكبات ومن بين جميع أجسام النظام الشمسي بشكل عام ، تعكس نصف الضوء تقريبًا ، وليزا (44) ، وهي أدنى قليلاً من أنجلينا. أغمق قليلاً من فيستا ، حيث تكون انعكاساتها أسوأ بمقدار 1.5-2 مرة من انعكاس أنجلينا. نظرًا للانعكاسية العالية لـ Vesta ، كونها على نفس المسافة من سيريس ، يبدو أنها أكثر سطوعًا بنسبة 20٪ منها (في ظل نفس ظروف الإضاءة والمراقبة) ، كما أن سطوع بالاس يبلغ ضعف سطوعه.

تم تأكيد نتائج قياس الاستقطاب لتحديد البياض الحقيقي ، وبالتالي الأحجام الصحيحة للكويكبات ، بطريقة أخرى ظهرت أيضًا في السنوات الأخيرة. هذه طريقة قياس إشعاعي تم تطويرها وتطبيقها لأول مرة على الكويكبات بواسطة العلماء الأمريكيين D. Allen و D.Matson في عام 1970. وهي تعتمد على قياس الإشعاع الحراري (الأشعة تحت الحمراء) لكويكب (عادة في نطاق الطول الموجي 10-20 ميكرون). الكويكبات الداكنة الكبيرة والصغيرة الساطعة ، بسبب الانعكاسية المختلفة ، يمكن أن يكون لها نفس الحجم في المنطقة المرئية من الضوء. أما سطوعها في نطاق الأشعة تحت الحمراء ، فهو أكبر بالنسبة للأجسام الكبيرة (بسبب الحجم الكبير للسطح المشع وبسبب ارتفاع درجة حرارة الأجسام المظلمة ، التي تمتص الإشعاع الشمسي بشكل أفضل). نسبة قيم سطوع الكويكب في النطاق المرئي والأشعة تحت الحمراء تميز فقط انعكاسه (بالإضافة إلى حجمه).

أظهرت الملاحظات القطبية أيضًا أن استقطاب الضوء من الكويكبات أكبر بكثير مما يمكن أن ينشأ من انعكاس واحد للضوء من سطحها. بمساعدة التجارب التي أجريت في المعامل على الأرض ، تم الكشف عن أن نفس درجة استقطاب الضوء مثل تلك الخاصة بالكويكبات يتم الحصول عليها عندما تنعكس من سطح مغطى بالغبار وشظايا أحجار مختلفة الأحجام.

فقط خلال فترة الدراسة ، أصبح من الواضح أن مثل هذا السطح "المغبر" في فراغ الفضاء سوف يتصرف بشكل مختلف تمامًا. تم التوصل إلى هذا الاستنتاج على أساس تحليل خصائص التربة القمرية. لأسباب لا تزال غير واضحة تمامًا ، يتصرف الغبار الموجود على القمر بشكل مختلف عن الغبار الموجود على الأرض: تتشكل منه هياكل فضفاضة بشكل غير عادي ، حيث "يندفع" شعاع من الضوء داخله كما هو الحال في المتاهة ، ويعاني من انعكاسات متعددة ، وتصبح درجة استقطابها كبيرة جدًا ، أكبر بكثير من درجة استقطاب الضوء المنعكس من الغبار الأرضي أو من الكويكبات.

أظهرت دراسات أخرى أن سطح الكويكبات ، وفقًا للاستقطاب ، يجب أن يتكون من أحجار كبيرة نسبيًا مغطاة بطبقة رقيقة جدًا من الغبار. كما سنرى لاحقًا ، يتوافق هذا مع مفهوم طبيعة سطح الكويكبات ، الذي تم الحصول عليه على أساس طرق بحث مختلفة تمامًا.

منذ عام 1970 ، بدأت الولايات المتحدة في إجراء ملاحظات طيفية للكويكبات ، والتي غطت كلاً من الجزء المرئي من الطيف ونطاق الأشعة تحت الحمراء المجاور. تم الحصول على أطياف الإشعاع لعشرات الكويكبات وتحليلها (الشكل 9). تمت مقارنة النتائج ، كما هو الحال مع الطرق الأخرى المذكورة أعلاه ، مع نتائج الدراسات المختبرية للصخور الأرضية والقمر والنيازك ، وكذلك معادن نقية مختلفة. قام عالم الفيزياء الفلكية الأمريكي سي. تشابمان بعمل رائع بشكل خاص في تفسير البيانات التي تم الحصول عليها.

في الوقت الحاضر ، من ميزات مختلفة للأطياف ، على وجه الخصوص ، من نطاقات الامتصاص المميزة لبعض المعادن وخلائطها ، وكذلك من درجة امتصاص الضوء داخل هذه النطاقات الطيفية ، كان من الممكن تحديد طبيعة العديد من الكويكبات من المعادن التي تشكل مادة سطحها ، وعلى سبيل المثال ، النسبة المئوية لمحتوى الحديد. اتضح أن معظم الكويكبات تتكون من سيليكات الحديد والمغنيسيوم ، مثل معظم النيازك (على الرغم من أن عددًا قليلاً فقط من الكويكبات لها نفس تكوين هذه السيليكات).

ولدهشة الباحثين ، وجد أن بعض الكويكبات تعكس الضوء وتستقطبه بنفس طريقة المعادن. مثل ، على سبيل المثال ، الكويكبات Psyche (الكويكب السادس عشر) ، Lutetia (المركز الحادي والعشرون) وجوليا (المرتبة 89). كما يتضح وجود الكويكبات "المعدنية" من خلال سقوط النيازك الحديدية على الأرض. وهي تتكون من "محلول" من النيكل في الحديد مع شوائب صغيرة من بعض المواد الأخرى. كان هذا ، على سبيل المثال ، نيزك سيخوت ألين المعروف الذي سقط في 12 فبراير 1947 في أوسوري تايغا في بريمورسكي كراي. طارت كتلة معدنية تزن حوالي 100 طن في الغلاف الجوي للأرض بسرعة حوالي 15 كم / ثانية ، وتناثرت في الغلاف الجوي بسبب مقاومتها الهائلة ، وتناثرت عدة كيلومترات مربعة من سطح الأرض بشظايا حديدية.

وهذا يدل على أنه في الماضي تم تسخين الكويكبات إلى درجات حرارة عالية ، مما أدى إلى تكوين نوى معدنية ، أصبح بعضها الآن مكشوفًا ومفتتًا جزئيًا. صحيح ، تجدر الإشارة إلى أن مصدر الحرارة اللازم لإعادة الصهر غير واضح تمامًا. تظهر الحسابات أن الحرارة تتسرب بسرعة كبيرة إلى الفضاء الخارجي من الأجسام الصغيرة. لذلك ، يجب أن يكون هذا المصدر قويًا جدًا. ربما لعب اضمحلال العناصر المشعة دورًا هنا. ومع ذلك ، فإن عناصر مثل اليورانيوم والثوريوم والنظير المشع للبوتاسيوم ، والتي ضمنت على ما يبدو تسخين مادة الكواكب الكبيرة وإعادة صهرها (عطارد والزهرة والأرض والمريخ) ، وكذلك القمر ، تتحلل ببطء شديد ولا يمكنها الارتفاع درجة حرارة الكويكبات الصغيرة. لذلك ، في هذه الحالة ، هناك حاجة إلى نظير مشع بعمر نصف قصير بدرجة كافية ، علاوة على ذلك ، يجب أن يكون هناك كمية كبيرة بما فيه الكفاية (لضمان إطلاق حرارة كبير لكل وحدة زمنية). مثل هذا النظير ، وفقًا للعلماء ، قد يكون نظيرًا مشعًا للألمنيوم 26 A1. وفقًا للحسابات ، اتضح أن هذا النظير كان صغيرًا نسبيًا أثناء تكوين الكويكبات.

مصدر آخر لتسخين الكويكبات يمكن أن يكون الشمس (بالطبع ، ليس بمساعدة الأشعة الشمسية ، ولكن ، على سبيل المثال ، تحت تأثير الحقول الكهرومغناطيسية المتغيرة التي تم إنشاؤها في الفضاء بين الكواكب بواسطة "الرياح الشمسية"). من الواضح أن الشمس الحديثة لا تعطي مثل هذه التسخين. لكن في الماضي ، في المرحلة الأولى من وجودها ، يُعتقد أن الشمس كانت أكثر سخونة مما هي عليه الآن ، وقد يكون تسخين الكويكبات قويًا جدًا.

إذا رسمنا مدى اعتماد عدد الكويكبات على حجمها ، فقد اتضح أن عدد الكويكبات يتناقص بسرعة مع زيادة حجمها (وهو أمر مفهوم بشكل عام) ، ولكن في نطاق أحجامها من 50-100 كيلومتر. ، هذا الاعتماد المكتشف يغير طابعه (انظر أدناه).). لسبب ما ، يكون عدد الكويكبات بهذا الحجم أكبر مما ينبغي أن يكون إذا استخدمنا خاصية الاعتماد المميزة للكويكبات الأصغر. في محاولة لتفسير ذلك ، اقترح ك. تشابمان أن الكويكبات الكبيرة خضعت لعملية إعادة تذويب كاملة أو جزئية في الماضي ، وبعد ذلك تشكلت نوى من الحديد والنيكل داخلها ، وتشكلت السيليكات "الظاهرة على السطح" غلافًا. إذا اصطدمت الكويكبات وسحقت ، فيجب أن تنهار هذه القذيفة بسهولة. عندما تعرض قلب معدني قوي ، سحق ، وبالتالي ، تباطأ تقليل الحجم ، مما أدى إلى اكتشاف التأثير.

درجة حرارة الكويكبات. بغض النظر عن مدى سخونة الكويكبات في الماضي البعيد ، فقد بردت لفترة طويلة. الآن هي كتل باردة هامدة تطير في الفضاء بين الكواكب ، وأشعة الشمس غير قادرة على تسخينها.

ليس من الصعب حساب متوسط ​​درجة حرارة الكويكب تقريبًا. دعونا نقارن التدفقات الحرارية المتساقطة على الكويكب وعلى الأرض. بأخذ الشمس كمصدر نقطي ، نجد أن تدفقات الحرارة تتناسب عكسياً مع مربعات مسافات الأرض والكويكب من الشمس. تشع الأرض الساخنة والكويكب طاقة حرارية في الفضاء. لذلك ، يتم ضبط درجة حرارة كل جسم بحيث تكون كمية الحرارة المفقودة للإشعاع مساوية لكمية الحرارة التي يتلقاها الجسم من الشمس. علاوة على ذلك ، باستخدام قانون Stefan-Boltzmann ، يمكن الحصول على العلاقة التالية: تي 4 ا / ت 4 3 = أ 2 3 / أ 2 أ ، أين تيهي درجة الحرارة المطلقة ، معبرًا عنها بالدرجات كلفن ، و أ - متوسط ​​المسافة (المحور الرئيسي للمدار) للجسم المدروس بالوحدات الفلكية.

متوسط ​​درجة حرارة الأرض معروف. تبلغ درجة الحرارة 288 كلفن (15 درجة مئوية). استبدالها في النسبة الناتجة واستخراج الجذر الرابع لكلا طرفي المعادلة ، بعد التحولات الصغيرة نحصل على: تيأ (ك) \ u003d 288 جذر أ.

في سيريس ، على سبيل المثال ، درجة الحرارة (محسوبة ، مع ذلك ، وفقًا لصيغة أكثر دقة) هي 165 كلفن (أي - 108 درجة مئوية). تقريبًا عند درجة الحرارة هذه وعند الضغط الجوي العادي ، تتجمد الأمونيا والكحول والأثير على الأرض.

تمت إضافة سيريس مؤخرًا إلى قائمة كائنات النظام الشمسي التي يمكن دراستها باستخدام التلسكوبات الراديوية. باستخدام مقياس التداخل الراديوي الكبير في مرصد الفلك الراديوي Green Bank (الولايات المتحدة الأمريكية) ، حدد F. Briggs الإشعاع الحراري من سيريس بطول موجة يبلغ 3.7 سم ، وتبين أن سيريس مصدر راديو ضعيف جدًا بتدفق قدره 0.0024 جيلي. بافتراض أن قطر سيريس يبلغ 1025 كم ، حدد بريجز درجة الحرارة المطلقة لسيريس من خلال سطوع الراديو ، والذي تبين أنه 160 ± 55 كلفن ، وهو ما يتوافق مع التقدير أعلاه. هذا يؤكد أن البث الراديوي من سيريس هو من أصل حراري.

فستا ، على عكس سيريس ، تتكون من مادة خفيفة عاكسة للضوء ، ودرجة حرارة سطحها منخفضة وتبلغ 133 كلفن فقط ، لأن هذا الكويكب يستخدم جزءًا أصغر من الطاقة الشمسية التي تصل إلى سطحه لتسخين. على الكويكبات التي تتحرك بعيدًا عن الشمس ، يكون الجو أكثر برودة. فقط عدد قليل من الكويكبات تتحرك في مدارات غير عادية ، والتي يمكن أن تقترب من الشمس ، وتخترق حتى داخل مدار عطارد ، وتسخن السطح حتى عدة مئات من درجات كلفن ، وعندما تكون متوهجة ، تبدأ في التوهج بشكل خافت. ومع ذلك ، فإن هذا لا يدوم طويلاً ، لأن الكويكبات ، بعد مداراتها ، تبتعد مرة أخرى عن الشمس ، وتبرد بسرعة.

تشكيل فوهة البركان.لمليارات السنين ، تدور الكويكبات حول الشمس وتصطدم ببعضها البعض ، ثم مع الشظايا الناتجة. سرعات الاصطدام في حزام الكويكبات عالية - حوالي 5 كم / ث في المتوسط ​​، وبالتالي فإن الظواهر التي تحدث أثناء هذه الاصطدامات تكون عظيمة. بهذه السرعة ، يحمل كل جرام من المادة الكويكبية طاقة حركية تصل إلى 10 11 erg (حوالي 12 كيلو جول ، أو 3 كيلو كالوري). حتى عندما "يصطدم" كويكب صغير بسطح نظيره الكبير ، يتم إطلاق كل هذه الطاقة على الفور ، و "يحدث انفجار عملاق. تتعرض طبقات الكويكبات التي تتلامس في لحظة الاصطدام لمثل هذا الضغط القوي الذي يتحول جزئيًا إلى غاز ، ويذوب جزئيًا. من مكان الاصطدام ، تتباعد موجات الصدمة من الانضغاط والخلخلة في كل الاتجاهات ، فتضغط على المادة وتنهارها وتهزها. ينبوع ضخم من الشظايا والغبار يرتفع فوق الكويكب. لا تزال هناك فوهة بركان على سطحها ، وتحت فوهة البركان توجد منطقة واسعة من الصخور المكسرة.

تسمح لنا دراسة الحفر النيزكية على الأرض ، وتجارب المتفجرات والصدمات (على وجه الخصوص ، "قصف" أهداف مصنوعة من مواد مختلفة باستخدام كرات فائقة السرعة) ، التي أجريت في الاتحاد السوفياتي وفي الخارج ، باستخلاص عدد من الاستنتاجات حول العمليات أثناء حدوث الحفر على الكويكبات. عندما يصطدم كويكب ، على وجه الخصوص ، بسطح مكون من كتل متجانسة كبيرة من مادة صخرية (على سبيل المثال ، سطح مكسور حديث يتكون نتيجة سحق أثناء اصطدام قوي) ، يجب أن تكون سرعة شظايا الطيران مئات الأمتار لكل ثانيا. إذا حدث السقوط على سطح كويكب مكون من مادة مجزأة بسبب لقاءات سابقة عديدة مع كويكبات أخرى ، فيجب أن تنتشر الشظايا بسرعات أقل بكثير (عشرات الأمتار في الثانية).

التقديرات المذكورة أعلاه ليست سوى سرعات متوسطة. من بين الشظايا هناك دائمًا شظايا أسرع ، تطير بسرعات تتجاوز سرعة الكويكب الساقط ، وأبطأ منها.

على الرغم من أن كتل "الكويكبات صغيرة ، إلا أنها لا تزال قادرة على حمل جزء من الشظايا التي تتطاير بسرعة أقل من السرعة الكونية الثانية ، والتي تبلغ حوالي 600 م / ث على سيريس ، وأكثر من 100 م / ث في جونو. حتى الأطفال الذين يبلغ قطرهم 10 كم يمكنهم حمل شظايا بسرعة تصل إلى 6 م / ث.

توصل عالم الفيزياء الفلكية الأمريكي D.Gault ، الذي حلل البيانات التجريبية حول توزيع سرعات شظايا الطيران ، إلى استنتاج مفاده أنه بالنسبة لكويكب يبلغ قطره 200 كيلومتر ، فإن حوالي 85 ٪ من الشظايا التي تم التقاطها فوقه غير قادرة على التغلب على جاذبية الكويكب والسقوط مرة أخرى على سطحه. تمتلك الكويكبات التي يبلغ قطرها 100 كيلومتر حوالي نصف شظاياها. صحيح أن الشظايا المقذوفة من الحفرة يمكن أن تطير بعيدًا عن الحفرة لمسافات طويلة (تطير إلى الجانب الخلفي للكويكب) أو يمكن أن تبدأ في التحرك في مدارات قريبة من الكويكب. وبالتالي ، فإن ظهور فوهة بركان على كويكب يجب أن يكون مصحوبًا بتكوين سحابة قصيرة المدى من الحجارة والغبار فوق الكويكب بأكمله - "غلافه الجوي" الصخري. بعد مرور بعض الوقت ، تستقر الشظايا والغبار في طبقة رقيقة على سطح الكويكب.

وتجدر الإشارة إلى أن مادة الكويكب التي اصطدمت بسيريس ستكون موجودة في هذه "الطبقة" على شكل شوائب غير محسوسة تمامًا ، نظرًا لأن حجم المادة المقذوفة من الفوهة أكبر بمئات وآلاف المرات من حجم الكويكب "الساقط".

حتى الآن ، ليس لدينا صورة واحدة لكويكب تم التقاطه على مسافة صغيرة من سطحه باستخدام أي مركبة فضائية. ولكن هل يمكن أن يختلف مظهر الكويكبات اختلافًا كبيرًا عن أقمار المريخ - فوبوس وديموس؟ أظهرت سلسلة من الصور المأخوذة من مركبة فضائية أُرسلت إلى المريخ أنه حتى هذه الأجسام الصغيرة (التي يبلغ حجمها حوالي 15 و 6 كيلومترات) ، التي تدور بالقرب من المريخ ، بعيدًا عن الأجزاء الأكثر كثافة سكانية في حزام الكويكبات ، تعرضت للقصف بشظايا الكويكبات ، وكلها محفورة بالكامل ، كبيرة وصغيرة ، بأقطار تتراوح من عدة كيلومترات إلى عدة عشرات من الأمتار. على الأرجح ، هناك أيضًا مثل هذه الأشياء الصغيرة التي لا يمكن رؤيتها في الصور المستلمة. الكويكبات التي تطير على الأقل لفترة قصيرة في الأجزاء الكثيفة من حزام الكويكبات قد تختلف عن Phobos و Deimos فقط من حيث أنها سوف تتناثر بمزيد من الحفر.

عند سحق الكويكبات في الاصطدامات ، تتشكل "سحب" كاملة من الغبار جنبًا إلى جنب مع شظايا كبيرة وصغيرة. لذلك ، غالبًا ما كان يُفترض أن حزام الكويكبات مشبع به حرفيًا. ومع ذلك ، كما اتضح ، لم يعد هناك غبار في حزام الكويكبات أكثر من المناطق الداخلية للنظام الشمسي ، بل أقل من ذلك. وبالتالي ، يجب إزالة الغبار باستمرار عن حزام الكويكبات. يحدث مثل هذا.

تحت تأثير ضغط الضوء لأشعة الشمس ، يجب أن يترك أصغر غبار كويكب (حبيبات الغبار التي يبلغ حجمها بضعة ميكرومتر) النظام الشمسي على طول مدارات قطعية ، بينما تتباطأ الجسيمات الأكبر ببطء وتتحرك إلى مدارات أصغر بالنسبة للشمس . يستقر العديد منهم على سطح المريخ والأرض والزهرة وعطارد على طول الطريق ، بينما "يموت" الباقون على الشمس. تبلغ نسبة عنصر الكويكب في الغبار بين الكواكب حوالي 2٪ (2 10 13 طنًا).

> الكويكبات

كل شيء عن الكويكباتللأطفال: وصف وشرح بالصور ، حقائق مثيرة للاهتمام حول كويكب ونيازك ، حزام كويكب ، سقوطه على الأرض ، أنواعه واسمه.

للصغارمن المهم أن نتذكر أن الكويكب هو جسم صخري صغير ، خالي من الهواء ، ويدور حول نجم ، وليس كبيرًا بما يكفي ليكون كوكبًا. الآباءأو المعلمين في المدرسةمايو اشرح للاطفالأن الكتلة الكلية للكويكبات أقل من كتلة الأرض. لكن لا تعتقد أن حجمها لا يمثل تهديدًا. في الماضي ، اصطدم العديد منهم بكوكبنا ، وقد يحدث هذا مرة أخرى. هذا هو السبب في أن الباحثين يدرسون هذه الأشياء باستمرار ، ويحسبون التركيب والمسار. وإذا اندفع إلينا حجر فضائي خطير ، فمن الأفضل الاستعداد.

تكوين الكويكبات - شرح للأطفال

لتبدأ شرح للأطفالمن الممكن أن تكون الكويكبات هي المادة المتبقية بعد تكوين نظامنا قبل 4.6 مليار سنة. عندما تم تشكيله ، لم يسمح ببساطة للكواكب الأخرى بالظهور في الفجوة بينه وبين. وبسبب هذا ، اصطدمت أجسام صغيرة هناك وتحولت إلى كويكبات.

من المهم أن الأطفالفهم هذه العملية ، لأن العلماء كل يوم يغوصون بعمق في الماضي. تم تداول نظريتين مؤخرًا: نموذج نيس وجراند تاك. وهم يعتقدون أنه قبل الاستقرار في مداراتهم المعتادة ، سافر عمالقة الغاز عبر النظام. كان من الممكن أن تكون هذه الحركة قد سحبت الكويكبات من الحزام الرئيسي وتغيير مظهرها الأصلي.

الخصائص الفيزيائية للكويكبات - شرح للأطفال

الكويكبات تختلف في الحجم. قد يكون بعضها بحجم سيريس (عرض 940 كم). إذا أخذنا الأصغر ، فسيكون 2015 TC25 (مترين) ، وحلقت بالقرب منا في أكتوبر 2015. لكن الأطفالقد لا تقلق ، لأنه في المستقبل القريب هناك فرصة ضئيلة للكويكبات للتوجه نحونا.

تشكلت جميع الكويكبات تقريبًا بشكل غير منتظم. على الرغم من أن أكبرها يمكن أن تقترب من الكرة. تظهر المنخفضات والحفر. على سبيل المثال ، يوجد في فيستا حفرة ضخمة (460 كم). يتناثر الغبار على سطح معظمها.

تدور الكويكبات أيضًا حول النجم في شكل بيضاوي ، لذا فإنها تقوم بشقلبات فوضوية وتدور في طريقها. للصغارسيكون من المثير للاهتمام سماع أن البعض لديه قمر صناعي صغير أو قمرين. هناك كويكبات ثنائية أو مزدوجة ، بالإضافة إلى كويكبات ثلاثية. هم تقريبا نفس الحجم. يمكن أن تتطور الكويكبات إذا استحوذت عليها جاذبية الكوكب. ثم يزدادون كتلتهم ويذهبون إلى المدار ويتحولون إلى أقمار صناعية. ومن بين المرشحين: و (أقمار المريخ) ، وكذلك معظم الأقمار بالقرب من المشتري ، و.

إنها تختلف ليس فقط في الحجم ، ولكن أيضًا في الشكل. إنها قطع صلبة أو شظايا صغيرة مرتبطة ببعضها البعض عن طريق الجاذبية. يوجد بين أورانوس ونبتون كويكب له نظام حلقات خاص به. وواحد آخر له ستة ذيول!

يصل متوسط ​​درجة الحرارة إلى -73 درجة مئوية. لمليارات السنين ، كانت موجودة تقريبًا دون تغيير ، لذلك من المهم استكشافها من أجل إلقاء نظرة على العالم البدائي.

تصنيف الكويكبات - شرح للأطفال

تقع الكائنات في ثلاث مناطق من نظامنا. يتجمع معظمها في منطقة حلقيّة عملاقة بين مداري كوكب المريخ والمشتري. هذا هو الحزام الرئيسي ، به أكثر من 200 كويكب بقطر 100 كم ، وكذلك من 1.1-1.9 مليون بقطر 1 كم.

الآباءأو في المدرسةينبغي اشرح للاطفالليس فقط كويكبات النظام الشمسي تعيش في الحزام. في السابق ، كان سيريس يعتبر كويكبًا حتى تم نقله إلى فئة الكواكب القزمة. علاوة على ذلك ، منذ وقت ليس ببعيد ، حدد العلماء فئة جديدة - "كويكبات الحزام الرئيسي". هذه أجسام حجرية صغيرة ذات ذيول. يظهر الذيل عند تحطمها أو تفككها أو يكون أمامك مذنب مخفي.

يوجد الكثير من الحجارة خارج الحزام الرئيسي. يتجمعون بالقرب من الكواكب الرئيسية في أماكن معينة (نقطة لاغرانج) حيث تكون الجاذبية الشمسية والكواكب متوازنة. معظم الممثلين هم أحصنة طروادة لكوكب المشتري (من حيث الأرقام ، فهم يكادون يصلون إلى رقم حزام الكويكبات). لديهم أيضًا نبتون والمريخ والأرض.

الكويكبات القريبة من الأرض تدور بالقرب منا أكثر من. تقترب كيوبيد في المدار ، لكنها لا تتقاطع مع الأرض. يتقاطع أبولوس مع مدارنا ، ولكن في معظم الأوقات يقعان على مسافة بعيدة. الأتونات أيضًا تعبر المدار ، لكنها بداخله. Atyrs هي الأقرب. وفقًا لوكالة الفضاء الأوروبية ، نحن محاطون بـ 10000 من الأجسام القريبة من الأرض المعروفة.

بالإضافة إلى التقسيم إلى مدارات ، فإنها تأتي أيضًا في ثلاث فئات في التكوين. النوع C (كربوني) رمادي ويحتل 75٪ من الكويكبات المعروفة. على الأرجح ، تتكون من صخور السيليكات الطينية والصخرية وتعيش في المناطق الخارجية للحزام الرئيسي. نوع S (السيليكا) - أخضر وأحمر ، يمثلان 17٪ من الكائنات. مكونة من مواد السيليكات وحديد النيكل وتهيمن على الحزام الداخلي. نوع M (معدن) - أحمر ويشكلون باقي الممثلين. يتكون من النيكل والحديد. بالتأكيد، الأطفاليجب أن تدرك أن هناك العديد من الأصناف القائمة على التكوين (V-type - Vesta ، التي تحتوي على قشرة بركانية بازلتية).

هجوم الكويكب - شرح للأطفال

مرت 4.5 مليار سنة منذ تشكل كوكبنا ، وكان سقوط الكويكبات على الأرض أمرًا متكررًا. لإحداث أضرار جسيمة للأرض ، يجب أن يكون عرض الكويكب ميل. وبسبب هذا ، سترتفع مثل هذه الكمية من الغبار في الغلاف الجوي مما سيشكل ظروف "الشتاء النووي". في المتوسط ​​، تحدث تأثيرات قوية مرة واحدة كل 1000 عام.

تسقط الأشياء الأصغر على فترات تتراوح بين 1000 و 10000 سنة ويمكن أن تدمر مدينة بأكملها أو تتسبب في حدوث تسونامي. إذا لم يصل الكويكب إلى 25 مترًا ، فمن المرجح أن يحترق في الغلاف الجوي.

يسافر العشرات من المهاجمين الخطرين المحتملين في الفضاء الخارجي ، ويتم رصدهم باستمرار. بعضها قريب جدًا ، بينما يفكر البعض الآخر في القيام بذلك في المستقبل. للحصول على وقت للرد ، يجب أن يكون هناك هامش 30-40 سنة. على الرغم من أن المزيد والمزيد من الناس يتحدثون الآن عن تكنولوجيا التعامل مع مثل هذه الأشياء. ولكن هناك خطر فقدان التهديد ومن ثم ببساطة لن يكون هناك وقت للرد.

الأهمية اشرح للصغارأن التهديد المحتمل محفوف بالمنافع. بعد كل شيء ، كان تأثير الكويكب هو الذي تسبب في ظهورنا. عندما تشكل ، كان الكوكب جافًا وقاحلًا. تركت المذنبات والكويكبات المتساقطة الماء وجزيئات كربونية أخرى عليها ، مما سمح بتكوين الحياة. أثناء تكوين النظام الشمسي ، استقرت الأجسام وسمحت لأشكال الحياة الحديثة بالحصول على موطئ قدم.

إذا سقط كويكب أو جزء منه على كوكب ما ، فإنه يسمى نيزك.

تكوين الكويكبات - شرح للأطفال

• نيازك الحديد: حديد (91٪) ، نيكل (8.5٪) ), كوبالت (0.6٪).
• النيازك الحجرية: أكسجين (6٪) ، حديد (26٪) ، سيليكون (18٪) ، مغنيسيوم (14٪) ، ألومنيوم (1.5٪) ، نيكل (1.4٪) ، كالسيوم (1.3٪).

اكتشاف واسم الكويكبات - شرح للأطفال

في عام 1801 ، كان القس الإيطالي جوزيبي بيازي يرسم خريطة النجوم. بالصدفة ، بين المريخ والمشتري ، لاحظ أول كويكب كبير سيريس. على الرغم من أنه اليوم كوكب قزم بالفعل ، لأن كتلته تمثل ¼ من كتلة جميع الكويكبات المعروفة في الحزام الرئيسي أو بالقرب منه.

في النصف الأول من القرن التاسع عشر ، تم العثور على الكثير من هذه الأشياء ، لكن تم تصنيفها جميعًا على أنها كواكب. لم يكن حتى عام 1802 عندما اقترح ويليام هيرشل كلمة "كويكب" ، على الرغم من أن آخرين استمروا في الإشارة إليهم على أنهم "كواكب صغيرة". بحلول عام 1851 ، تم العثور على 15 كويكبًا جديدًا ، لذلك كان لابد من تغيير مبدأ التسمية بإضافة الأرقام. على سبيل المثال ، أصبح سيريس (1) سيريس.

الاتحاد الفلكي الدولي ليس صارمًا بشأن تسمية الكويكبات ، لذا يمكنك الآن العثور على كائنات تحمل اسم سبوك ستار تريك أو موسيقي الروك فرانك هابا. تمت تسمية 7 كويكبات على اسم طاقم مركبة الفضاء كولومبيا التي ماتت في عام 2003.

أيضًا ، تمت إضافة الأرقام إليهم - 99942 Apophis.

استكشاف الكويكبات - شرح للأطفال

التقطت المركبة الفضائية جاليليو لقطات عن قرب للكويكبات لأول مرة في عام 1991. في عام 1994 ، تمكن أيضًا من العثور على قمر صناعي يدور حول كويكب. كانت ناسا تدرس جسم إيروس القريب من الأرض لفترة طويلة. بعد الكثير من المداولات ، قرروا إرسال جهاز إليه. قام NEAR بهبوط ناجح ، ليصبح الأول في هذا الصدد.

كانت هايابوسا أول مركبة فضائية تهبط وتقلع من كويكب. انطلق في عام 2006 وعاد في يونيو 2010 ، حاملاً عينات معه. أطلقت وكالة ناسا مهمة Dawn في عام 2007 لدراسة فيستا في عام 2011. وبعد عام ، غادروا الكويكب إلى سيريس ووصلوا إليه في عام 2015. في سبتمبر 2016 ، أرسلت ناسا أوزيريس ريكس لاستكشاف الكويكب بينو.

في يناير 2017 ، اختارت ناسا مشروعين ، Lucy و Psyche ، لبرنامج Discovery. ومن المقرر إطلاقها في أكتوبر 2021. سوف تسافر لوسي إلى حزام الكويكبات وتدرس 6 أحصنة طروادة. سوف يطير Psyche إلى 16 Psyche ، كويكب معدني عملاق. إنه مهم لأنه قد يتحول إلى قلب كوكب قديم خالٍ من القشرة بسبب اصطدام قوي.

في عام 2012 ، أصدرت شركة Planetary Resources، Inc. عن رغبته في إرسال جهاز لاستخراج الماء والمواد من الكويكبات. بعد ذلك ، بدأت ناسا تتحدث عن مثل هذه التطلعات. هذه نقطة مهمة ، لأن حزام الكويكبات يحتوي على كمية هائلة من الموارد الثمينة ، والتي تعادل 100 مليار دولار لكل كوكب أرضي.

يجب أن يفهم الأطفال وتلاميذ المدارس من جميع الأعمار أن سقوط الكويكبات أو المذنب لا يشكل تهديدًا للأرض في الوقت الحالي. تراقب وكالة ناسا باستمرار الأجسام الفضائية التي يحتمل أن تكون خطرة ، وتعرف المدارات والمسافات والأحجام الدقيقة للكويكبات الكبيرة لعدة عقود وحتى قرون قادمة. تأكد من قراءة جميع الحقائق الشيقة حول الكويكبات بعناية ، بالإضافة إلى عرض الصور والصور للتعرف على هذه الكائنات بشكل أفضل.

من حيث الكتلة ، فإن الكويكبات أخف بكثير من كواكب النظام الشمسي ، ولكن في نفس الوقت قد يكون لديها أقمار صناعية. لا تمتلك الكويكبات غلافًا جويًا خاصًا بها ، لأنها لا تستطيع الاحتفاظ بها مع مجال جاذبيتها الضعيف. شكل الكويكب خاطئ.

تأتي كلمة "كويكب" نفسها من مجموعة من الكلمات اليونانية التي تعني "مثل نجم" و "نجمة" و "مظهر". وقد تم تقديم مفهوم "الكويكب" من قبل عالم الفلك الإنجليزي ويليام هيرشل على أساس أنه عندما يتم رصدها من خلال التلسكوب ، بدت هذه الأجرام السماوية كنقاط من النجوم ، على عكس الكواكب التي تشبه الأقراص.

حتى وقت قريب ، كانت الكويكبات تُعتبر "كواكب صغيرة" ، حيث يقل قطرها عن 1500 كم. ومع ذلك ، في الاجتماع السادس والعشرين للاتحاد الفلكي الدولي في عام 2006 ، تم تقديم تعريف محدث لمفهوم "الكوكب" ، ومنذ ذلك الحين تم تصنيف معظم الكويكبات كأجرام سماوية ولم تعد تعتبر كواكب.

يُعتقد أن أول كويكب سيسيرا تم اكتشافه بالصدفة بواسطة عالم فلك إيطالي. جوزيبي بيازي 1 يناير 1801 ، على الرغم من حساب مدار هذا الكويكب حتى قبل ذلك من قبل مجموعة من علماء الفلك بقيادة عالم فلك ألماني فرانز زافير.

طريقة الملاحظة البصرية التي كانت تستخدم في البحث عن الكويكبات في البداية ، استبدلت بطريقة التصوير الفلكي. في عام 1891 عالم الفلك الألماني ماكسيميليان وولفاستخدم لأول مرة طريقة جديدة ، كان جوهرها هو تصوير الأجرام السماوية بفترة تعرض طويلة. في الصور ، تركت الكويكبات خطوطًا ضوئية قصيرة. أدت هذه الطريقة إلى تسريع اكتشاف الكويكبات الجديدة بشكل كبير.

حتى الآن ، تم بالفعل اكتشاف عدة آلاف من الأجرام السماوية من هذا النوع وترقيمها.

يُسمح بإعطاء أي أسماء للكويكبات المكتشفة حديثًا ، بما في ذلك تكريمًا لمكتشفيها ، ولكن فقط بعد حساب مدارهم بشكل موثوق بما فيه الكفاية. حتى ذلك الحين ، يتم تخصيص رقم تسلسلي للكويكب.

ما هو الفرق بين الكويكب والنيازك؟

النيزك (أو النيزك) هو جسم كوني صلب يتحرك في الفضاء بين الكواكب. المعلمة الرئيسية التي يمكن من خلالها تمييزها عن الكويكبات هي حجمها. الكويكبات ، كما ذكرنا سابقًا ، هي أجسام يبلغ قطرها أكثر من 30 مترًا ، في حين أن النيازك أجسام ذات حجم أصغر بكثير. بالإضافة إلى ذلك ، لا يمكن مقارنتها كأجسام فضائية بمعنى أن القوانين التي بموجبها يتحرك كويكب ونيزك في الفضاء الخارجي مختلفة.

هل الكويكب 2012DA14 خطير؟

لا يعتقد العلماء.

كويكب رقم 2012DA14 ، اكتشفه علماء الفلك الإسبان العام الماضي ، سيقترب من الأرض على ارتفاع 17000 كيلومتر. للمقارنة ، يبلغ الارتفاع الذي توجد عليه الأقمار الصناعية للأرض ، والتي تنقل إشارات التلفزيون ، أكثر من 35 ألف كيلومتر.

حجم الكويكب صغير: قطره - حوالي 45 مترًا ، ووزنه - 130 ألف طن. إذا اصطدمت بالأرض ، لكان الانفجار قد أطلق طاقة مماثلة لانفجار 2.4 ميغا طن من مادة تي إن تي.

ومع ذلك ، يطمئن العلماء: هذا "الاجتماع" لا يحمل أي خطر من الاصطدام مع الأرض. ولكن سيكون من الممكن حتى مراقبة "مرور" جرم سماوي بالقرب من الأرض. سيكون مرئيًا لسكان أستراليا وآسيا بمساعدة المنظار ، وإذا كان الجو نظيفًا بدرجة كافية ، فعندئذٍ بالعين المجردة. في موسكو ، يمكن ملاحظة تحليق الكويكب باستخدام منظار قوي أو تلسكوب صغير بعيدًا عن أضواء المدينة. من حيث المبدأ ، كما يقول الباحثون ، سيكون من الممكن رؤية الظاهرة السماوية في جميع أنحاء روسيا ، باستثناء المناطق الواقعة في أقصى الشرق ، حيث سيكون الفجر بالفعل بحلول الوقت الذي يقترب فيه الكويكب من الأرض.

سيقترب الكويكب من الأرض عند الساعة 23.25 بتوقيت موسكو.

أولئك الذين يرغبون في ذلك سيتمكنون من مشاهدة تحليق كويكب من خلال بث عبر الإنترنت على الموقع ناسا.

هل هناك خطر حدوث كارثة عالمية من جراء الاصطدام بكويكب؟

يقع معظمهم في حزام يمتد بين مداري كوكب المشتري و. يتشكل الحزام على شكل طارة ، وتنخفض كثافته إلى ما بعد مسافة 3.2 AU.

حتى 24 أغسطس 2006 ، كان سيريس يعتبر أكبر كويكب (975 × 909 كم) ، لكنهم قرروا تغيير حالته ، ومنحه لقب كوكب قزم. والكتلة الإجمالية لجميع أجسام الحزام الرئيسي صغيرة - 3.0 - 3.6.1021 كجم ، أي 25 مرة أقل من الكتلة.

صورة للكوكب القزم سيريس

تتيح مقاييس الضوء الحساسة دراسة التغيرات في سطوع الأجسام الكونية. يتضح منحنى ضوئي ، يمكنك من خلاله معرفة فترة دوران الكويكب وموقع محور دورانه. دورية من عدة ساعات إلى عدة مئات من الساعات. أيضًا ، يمكن أن يساعد منحنى الضوء في تحديد أشكال الكويكبات. فقط الأجسام الأكبر تقترب من شكل الكرة ، أما الأشياء الباقية فلها شكل غير منتظم.

من خلال طبيعة التغيير في السطوع ، يمكن افتراض أن بعض الكويكبات لها أقمار صناعية ، في حين أن البعض الآخر عبارة عن أنظمة ثنائية أو أجسام تتدحرج فوق أسطح بعضها البعض.

تتغير مدارات الكويكبات تحت التأثير القوي للكواكب ، وخاصة كوكب المشتري الذي يؤثر على مداراتها. لقد أدى ذلك إلى حقيقة أن هناك مناطق كاملة تغيب فيها الكواكب الصغيرة ، وإذا تمكنوا من الوصول إلى هناك ، فحينئذٍ لفترة قصيرة جدًا. هذه المناطق ، التي تسمى الفتحات أو فجوات كيركوود ، تتناوب مع مناطق مليئة بأجسام فضائية تشكل عائلات. ينقسم الجزء الرئيسي من الكويكبات إلى عائلات تتكون على الأرجح منسحق أجساد أكبر.تمت تسمية هذه المجموعات على اسم أكبر عضو فيها.

على مسافة بعد 3.2 au. قطيعان من الكويكبات يدوران في مدار كوكب المشتري - أحصنة طروادة والإغريق. قطيع واحد (يوناني) يتفوق على عملاق الغاز ، والآخر (أحصنة طروادة) يتخلف عن الركب. تتحرك هذه المجموعات بثبات تام ، لأنها تقع في "نقاط لاغرانج" ، حيث تتساوى قوى الجاذبية المؤثرة عليها. زاوية اختلافهم هي نفسها - 60 درجة. تمكنت أحصنة طروادة من التراكم بعد فترة طويلة من تطور اصطدامات الكويكبات المختلفة. ولكن هناك عائلات أخرى ذات مدارات متقاربة للغاية ، تكونت نتيجة الانقسامات الأخيرة لأجسادهم الأم. مثل هذا الكائن هو عائلة فلورا ، التي تضم حوالي 60 عضوًا.

التفاعل مع الأرض

ليس بعيدًا عن الحافة الداخلية للحزام الرئيسي توجد مجموعات من الأجسام التي قد تتقاطع مداراتها مع مدارات الأرض والكواكب الأرضية. تشمل الأشياء الرئيسية مجموعات Apollo و Amur و Aten. مداراتهم غير مستقرة ، وهذا يتوقف على تأثير كوكب المشتري والكواكب الأخرى. يعتبر تقسيم هذه الكويكبات إلى مجموعات عشوائيًا إلى حد ما ، لأنها يمكن أن تنتقل من مجموعة إلى أخرى. تعبر هذه الأجسام مدار الأرض ، مما يشكل تهديدًا محتملاً. يعبر حوالي 2000 جسم أكبر من كيلومتر واحد مدار الأرض بشكل دوري.

إنها إما شظايا من كويكبات أكبر ، أو نوى مذنبة تبخر منها كل الجليد. في غضون 10 - 100 مليون سنة ، ستسقط هذه الأجسام بالتأكيد على الكوكب الذي يجذبها أو على الشمس.

الكويكبات في ماضي الأرض

كان أشهر حدث من هذا النوع هو سقوط كويكب قبل 65 مليون سنة ، عندما مات نصف كل شيء يعيش على هذا الكوكب. يُعتقد أن حجم الجثة التي سقطت كان حوالي 10 كيلومترات ، وأصبح خليج المكسيك مركز الزلزال. في Taimyr ، تم العثور على آثار حفرة مائة كيلومتر (في منحنى نهر Popigai). على سطح الكوكب ، هناك حوالي 230 نجمًا نجميًا - تشكيلات حلقة كبيرة التأثير.

مُجَمَّع

يمكن تصنيف الكويكبات وفقًا لتركيبها الكيميائي وتشكلها. من الصعب للغاية تحديد حجم مثل هذا الجسم الصغير مثل الكويكب في النظام الشمسي الواسع ، والذي ، علاوة على ذلك ، لا ينبعث منه الضوء. يساعد هذا في تنفيذ طريقة القياس الضوئي - قياس سطوع جرم سماوي. تُستخدم خصائص وطبيعة الضوء المنعكس للحكم على خصائص الكويكبات. لذلك ، باستخدام هذه الطريقة ، تم تقسيم جميع الكويكبات إلى ثلاث مجموعات:

1. كربوني- النوع C. معظمهم - 75٪. إنها لا تعكس الضوء جيدًا ، ولكنها تقع في الجزء الخارجي من الحزام.
2. ساندي- النوع S. تعكس هذه الأجسام الضوء بقوة أكبر وتقع في المنطقة الداخلية.
3. فلز- النوع M. انعكاسيتها تشبه أجسام المجموعة S ، وتقع في المنطقة الوسطى من الحزام.

تكوين الكويكبات مشابه، لأن الأخيرة هي في الواقع شظاياها. تركيبتها المعدنية ليست متنوعة. تم تحديد حوالي 150 معدنًا فقط ، بينما يوجد أكثر من 1000 معدن على الأرض.

أحزمة الكويكبات الأخرى

توجد أيضًا أجسام فضائية مماثلة خارج المدار. يوجد الكثير منهم في الأجزاء الطرفية من النظام الشمسي. ما وراء مدار نبتون هو حزام كويبر ، الذي يحتوي على مئات الأجسام التي يتراوح حجمها من 100 إلى 800 كيلومتر.

بين حزام كويبر وحزام الكويكبات الرئيسي توجد مجموعة أخرى من الأجسام المماثلة تنتمي إلى "فئة القنطور". كان ممثلهم الرئيسي هو الكويكب تشيرون ، الذي يتظاهر أحيانًا بأنه مذنب ، ويغطيه في غيبوبة وينشر ذيله. يبلغ حجم هذا النوع ذو الوجهين 200 كيلومتر وهو دليل على وجود العديد من أوجه التشابه بين المذنبات والكويكبات.

فرضيات المنشأ

ما هو الكويكب - جزء من كوكب آخر أو مادة أولية؟ لا يزال هذا لغزا ، يحاولون حله لفترة طويلة. هناك نوعان من الفرضيات الرئيسية:

انفجار كوكب.النسخة الأكثر رومانسية هي الكوكب الأسطوري فايتون المنفجر. يُزعم أنها كانت مأهولة بكائنات ذكية وصلت إلى مستوى معيشي مرتفع. لكن اندلعت حرب نووية ، ودمرت الكوكب في النهاية. لكن دراسة بنية وتكوين النيازك كشفت أن جوهر كوكب واحد فقط لا يكفي لمثل هذا التنوع. ويظهر عمر النيازك - من مليون إلى مئات الملايين من السنين - أن تشظي الكويكبات كان طويلاً. وكوكب فايتون هو مجرد قصة خرافية جميلة.

اصطدام أجسام الكواكب الأولية.هذه الفرضية سائدة. إنه يشرح بشكل موثوق أصل الكويكبات. تشكلت الكواكب من سحابة من الغاز والغبار. ولكن في المناطق الواقعة بين كوكب المشتري والمريخ ، انتهت العملية بتكوين أجسام كوكبية أولية ، من الاصطدام الذي ولدت منه الكويكبات. هناك نسخة مفادها أن أكبر الكواكب الصغيرة هي بالضبط أجنة الكوكب التي لم تتشكل.وتشمل هذه الأشياء سيريس ، فيستا ، بالاس.

أكبر الكويكبات

سيريس.وهو أكبر جسم في حزام الكويكبات ويبلغ قطره 950 كم. تقارب كتلته ثلث الكتلة الإجمالية لجميع أجسام الحزام. يتكون سيريس من قلب صخري محاط بغطاء جليدي. من المفترض أن هناك ماء سائل تحت الجليد. كوكب قزم يدور حول الشمس في 4.6 سنوات بسرعة 18 كم / ثانية. مدة دورانه 9.15 ساعة ، ومتوسط ​​كثافته 2 جم / سم 3.

بالاس.ثاني أكبر جسم في حزام الكويكبات ، ولكن مع انتقال سيريس إلى حالة كوكب قزم ، أصبح أكبر كويكب. معلماته 582x556x500 كم. تستغرق رحلة طيران النجمة 4 سنوات بسرعة 17 كم / ثانية. اليوم في بالاس 8 ساعات ودرجة حرارة السطح 164 درجة كلفن.

فيستا.أصبح هذا الكويكب هو الأكثر سطوعًا والوحيد الذي يمكن رؤيته دون استخدام البصريات. تبلغ أبعاد الجسم 578 × 560 × 458 كم ، والشكل غير المتماثل فقط لا يسمح بتصنيف فيستا على أنها كوكب قزم. يوجد بداخله نواة من الحديد والنيكل ، وحولها عبارة عن عباءة حجرية.

هناك العديد من الحفر الكبيرة في فيستا ، أكبرها يبلغ قطره 460 كم ويقع في منطقة القطب الجنوبي. يصل عمق هذا التكوين إلى 13 كم وترتفع حوافه فوق السهل المحيط بمقدار 4-12 كم.

يفجينيا.هذا كويكب كبير يبلغ قطره 215 كم. المثير للاهتمام أن لديها قمرين صناعيين. كانوا الأمير الصغير (13 كم) و S / 2004 (6 كم). تقع على بعد 1200 و 700 كم من Evgenia ، على التوالي.

دراسة

وضعت المركبة الفضائية بايونير بداية دراسة مفصلة للكويكبات. لكن أول من التقط صوراً للأجسام جاسبرا وإيدا كان جهاز جاليليو في عام 1991. كما تم إجراء فحص مفصل من قبل جهاز NEAR Shoemaker و Hayabusa. كان هدفهم إيروس وماتيلدا وإيتوكاوا. تم تسليم جزيئات التربة حتى من الأخير. في عام 2007 ، غادرت محطة Dawn إلى Vesta و Ceres ، ووصلت إلى Vesta في 16 يوليو 2011. يجب أن تصل المحطة هذا العام إلى سيريس ، وبعد ذلك ستحاول الوصول إلى بالاس.

من غير المحتمل أن توجد أي حياة على الكويكبات ، لكن هناك بالتأكيد أشياء كثيرة مثيرة للاهتمام هناك. يمكنك أن تتوقع الكثير من هذه الأشياء ، لكنك لا تريد شيئًا واحدًا فقط: وصولها غير المتوقع لزيارتنا.