Αστεροειδή του ηλιακού συστήματος. Τι είναι οι αστεροειδείς; Σχήμα τροχιάς αστεροειδών

Διαστάσεις και βάρη.Τα μεγέθη των πλανητών καθορίζονται με τη μέτρηση της γωνίας στην οποία η διάμετρός τους είναι ορατή από τη Γη. Αυτή η μέθοδος δεν ισχύει για τους αστεροειδείς: είναι τόσο μικροί που ακόμη και στα τηλεσκόπια φαίνονται να είναι σημεία σαν αστέρια (εξ ου και η ονομασία "αστεροειδείς", δηλαδή "αστεροειδείς").

Μόνο οι τέσσερις πρώτοι αστεροειδείς διακρίνονται από τον δίσκο τους. Η γωνιακή διάμετρος της Ceres αποδείχθηκε η μεγαλύτερη: φτάνει το 1 » (για Pallas, Juno και Vesta είναι αρκετές φορές μικρότερο). Οι γωνιακές διαστάσεις αυτών των αστεροειδών μετρήθηκαν με μεγάλη ακρίβεια το 1890 από τον E. Barnard στο παρατηρητήριο Lick και Yerk. Έχοντας καθορίσει τη στιγμή της παρατήρησης την απόσταση από τη Ceres, το Pallas, το Juno και τη Vesta και έχοντας κάνει τους απαραίτητους υπολογισμούς, ο Barnard διαπίστωσε ότι οι διάμετροί τους είναι αντίστοιχα 770, 490, 190 και 380 km (όπως μπορείτε να δείτε, μπορούσαν να χωρέσουν όλες την περιοχή που καταλαμβάνει η Αλάσκα!) .

Πώς να προσδιορίσετε το μέγεθος πολλών άλλων, μικρότερων αστεροειδών;

Μέχρι πολύ πρόσφατα, υπολογίζονταν με βάση τη φωτεινότητα των αστεροειδών και το μέγεθος του αστεροειδούς συγκρίθηκε με τα μεγέθη των Ceres, Pallas, Juno και Vesta (τα μεγέθη των οποίων ήταν ήδη γνωστά). Ωστόσο, η φωτεινότητα των αστεροειδών αλλάζει: πρώτον, με μια αλλαγή στην απόσταση του αστεροειδούς από τον Ήλιο (λόγω μιας αλλαγής στην ποσότητα του ηλιακού φωτός που πέφτει στον αστεροειδή). δεύτερον, με μια αλλαγή στην απόσταση από τη Γη (λόγω μιας αλλαγής στην ποσότητα του φωτός που φτάνει στη Γη, που αντανακλάται από τον αστεροειδή). Τρίτον, με αλλαγή στη γωνία φάσης, αφού με αύξηση αυτής της γωνίας, ένα όλο και μικρότερο κλάσμα της φωτισμένης επιφάνειας του αστεροειδούς γίνεται ορατό από τη Γη. Επομένως, για τον προσδιορισμό των γωνιακών διαστάσεων, δεν συγκρίνονται μεταξύ τους τα ορατά αστρικά μεγέθη των αστεροειδών, αλλά τα μεγέθη που θα είχαν αυτοί οι αστεροειδείς εάν «τοποθετούνταν» σε ορισμένες (μονές) αποστάσεις από τον Ήλιο και τη Γη και αν ήταν «τακτοποιημένα» έτσι ώστε η φάση τους η γωνία να ήταν μηδέν.

Πριν από την επιθεώρηση McDonald, αυτά τα μειωμένα μεγέθη (ονομάζονται επίσης απόλυτα) εκφράστηκαν από διαφορετικούς παρατηρητές στα δικά τους, ασύγκριτα, φωτομετρικά συστήματα, τα οποία έδωσαν ευρεία εξάπλωση στις εκτιμήσεις του μεγέθους των αστεροειδών. Στην έρευνα McDonald, για όλους τους αριθμημένους αστεροειδείς, καθορίστηκαν απόλυτα αστρικά μεγέθη, ήδη εκφρασμένα στο ενοποιημένο Διεθνές Φωτογραφικό Σύστημα (το ίδιο σύστημα χρησιμοποιήθηκε στην Έρευνα Palomar-Leiden).

Είναι αλήθεια ότι μια άλλη φαινομενικά ανυπέρβλητη δυσκολία αυτής της μεθόδου παραμένει: οι προσδιορισμοί μεγέθους πρέπει να γίνονται κάτω από ορισμένες υποθέσεις σχετικά με την ανακλαστικότητα των αστεροειδών - το άλμπεντό τους. Συνήθως θεωρείται ότι το άλμπεντο ενός αστεροειδούς είναι το ίδιο με το μέσο άλμπεντο των τεσσάρων μεγαλύτερων αστεροειδών. Εν τω μεταξύ, είναι σαφές ότι κάτω από τις ίδιες συνθήκες παρατήρησης, ένας μικρός αστεροειδής που αποτελείται από μια ελαφριά, καλά ανακλαστική ουσία μπορεί να αποδειχθεί φωτεινότερος από έναν μεγάλο, αλλά πιο σκοτεινό αστεροειδή. Ωστόσο, κατά την εκτίμηση του μεγέθους πολλών αστεροειδών, είναι το μέσο άλμπεντο που χρησιμοποιείται ακόμη και τώρα.

Έτσι, αν γνωρίζουμε το απόλυτο μέγεθος του αστεροειδούς m a 6 c , τότε υποθέτοντας ότι το albedo όλων των αστεροειδών είναι το ίδιο, μπορούμε εύκολα να προσδιορίσουμε την ακτίνα (σε χιλιόμετρα) του αστεροειδούς R με έναν πολύ απλό τύπο: lg R \u003d 3,245-0,2 m σε 6 δευτ.

Επιπλέον, με βάση την ήδη υπολογισμένη ακτίνα, μπορούμε να υπολογίσουμε τη μάζα του αστεροειδούς Μ,αν είναι γνωστή η πυκνότητα της ύλης του αστεροειδούς. Συνήθως πιστεύεται ότι είναι ίση με τη μέση πυκνότητα της ουσίας των θραυσμάτων αστεροειδών - μετεωριτών που πέφτουν από καιρό σε καιρό στη Γη μας. Αυτή η πυκνότητα g, μετρημένη σε επίγεια εργαστήρια, είναι 3,5 g/cm 3 (αν και υπάρχουν αρκετά ελαφριά δείγματα, με πυκνότητα περίπου 2 g/cm βλ. 3).

Σε ορισμένες περιπτώσεις, ήταν δυνατό να προσδιοριστεί το μέγεθος των αστεροειδών με "μη τυπικό" τρόπο, για παράδειγμα, όταν καλύπτονται αστέρια με αυτά (η φύση αυτού του φαινομένου είναι η ίδια όπως όταν καλύπτονται αστέρια με τη Σελήνη). Ένας από αυτούς τους κρυφούς συνέβη το βράδυ της 23ης Ιανουαρίου 1975 και παρατηρήθηκε στις ΗΠΑ. Ο αστεροειδής Έρως, όπως είχε προβλέψει ο B. Marsden, θα έπρεπε να είχε καλύψει το αστέρι x κύκνος. Μια λωρίδα κάλυψης πλάτους περίπου 25 km επρόκειτο να περάσει μέσα από τις πόλεις Albany, Hartfert, Connecticut και κοντά στο ανατολικό άκρο του Long Island. Οργανώθηκαν 17 σημεία παρατήρησης, όπου φοιτητές των γύρω κολεγίων και φοιτητές αστρονομικών τμημάτων εντοπίστηκαν σε απόσταση 6-8 km κατά μήκος της λωρίδας κάλυψης.

Κατά την κάλυψη του Έρωτα (περίπου 9 Μ) με γωνιακή ταχύτητα 0,2-0,3 ° την ώρα πλησίασε το αστέρι % Ο Κύκνος, ο οποίος ήταν πολύ πιο φωτεινός από τον αστεροειδή (περίπου 4 Μ). Ξαφνικά, το φως του άστρου εξαφανίστηκε (ένα αδιαφανές φράγμα εμφανίστηκε στη διαδρομή των ακτίνων του που έρχονταν προς το μέρος μας - ένας αστεροειδής), και μετά από λίγα δευτερόλεπτα το αστέρι επανεμφανίστηκε (Εικ. 3).

Από τη διάρκεια της κάλυψης, ο Marsden προσδιόρισε ότι η φαινόμενη διάμετρος του Eros ήταν περίπου 24 km.

Πώς αλλιώς (εκτός από μια εκτίμηση σε απόλυτο μέγεθος) μπορεί κανείς να προσδιορίσει τις μάζες των αστεροειδών; Είναι θεμελιωδώς δυνατό, αν και πολύ δύσκολο, να υπολογιστεί η μάζα των αστεροειδών με βάση τις αμοιβαίες διαταραχές τους (κατά τις προσεγγίσεις) που αντιμετωπίζουν οι αστεροειδείς. Αυτή η μέθοδος προσδιορισμού των μαζών αναπτύχθηκε από τον I. Schubart από το Αστρονομικό Ινστιτούτο της Χαϊδελβέργης. Το εφάρμοσε για να προσδιορίσει τις μάζες των μεγαλύτερων αστεροειδών και κατέληξε ότι η μάζα της Δήμητρας είναι (5,9 ± 0,3) 10 -11 Μντο (που Μντο - μάζα Ήλιου), μάζα Παλλάς - (1,14±0,22) 10 -11 Μμε.Με παρόμοια μέθοδο, άλλοι αστρονόμοι κατέληξαν ότι η μάζα του Vesta είναι (1,20 ± 0,12) 10 -11 Μμε.Έτσι, η μάζα ακόμη και του μεγαλύτερου αστεροειδούς - της Δήμητρας - είναι 5000 φορές μικρότερη από τη μάζα της Γης και 600 φορές μικρότερη από τη μάζα της Σελήνης.

Αφού η ζώνη των αστεροειδών έγινε «προσιτή» για διαστημόπλοια, μπορέσαμε να προσδιορίσουμε τις μάζες πολύ μικρών αστεροειδών.

Ο τηλεσκοπικός εξοπλισμός που εγκαταστάθηκε σε διαστημικούς πυραύλους επέτρεψε τον προσδιορισμό των αστρικών μεγεθών (και μεγεθών) θραυσμάτων αστεροειδών με διαμέτρους αρκετών εκατοστών και δεκατοστών (τα οποία είναι απρόσιτα για παρατηρήσεις από τη Γη).

Έτσι, προς το παρόν, υπάρχουν πληροφορίες για αστεροειδείς «όλων των βαθμίδων» - από μεγάλα σώματα με μάζες δισεκατομμυρίων δισεκατομμυρίων τόνων έως πολύ μικρά που θα μπορούσαν να χωρέσουν στην παλάμη του χεριού σας. Ολόκληρα «σύννεφα» σκόνης κινούνται και στη ζώνη των αστεροειδών, οι ιδιότητες των οποίων μελετώνται από έμμεσα σημάδια. Όλα αυτά μας επιτρέπουν να κάνουμε μια αρκετά πλήρη εικόνα της ζώνης των αστεροειδών.

Πίσω στη δεκαετία του 1950, ο Σοβιετικός αστρονόμος I. I. Putilin έκανε υπολογισμούς του συνολικού αριθμού των αριθμημένων (δηλαδή, με γνωστές τροχιές) αστεροειδών. Το αποτέλεσμα είναι εκπληκτικό. Αποδείχθηκε ότι όλοι οι αστεροειδείς μαζί θα χωρούσαν σε έναν κύβο με πλευρά μόνο περίπου 500 km! Σχεδόν το μισό του όγκου θα καταλάμβανε η Ceres με τη Vesta και το Pallas. Ένα άλλο 25% θα ήταν ο Juno με αστεροειδείς μέχρι και τον 100ο. Οι ανακαλύψεις των επόμενων αστεροειδών (όλοι οι μικρότεροι) οδήγησαν μόνο σε μια πολύ αργή αύξηση αυτού του «όγκου» ύλης αστεροειδών, και μετά τον 1000ο αστεροειδή, η αύξηση του συνολικού «όγκου» τους σχεδόν σταμάτησε εντελώς (Εικ. 4). Οι αστεροειδείς που δεν έχουν ανακαλυφθεί είναι πιθανώς τόσο μικροί που, παρά τον τεράστιο αριθμό τους, δεν θα μπορέσουν να αυξήσουν σημαντικά αυτόν τον «όγκο» και, σύμφωνα με εκτιμήσεις, τα μικρά σωματίδια και οι κόκκοι σκόνης δεν επαρκούν για να καλύψουν τα κενά μεταξύ των αστεροειδών που βρίσκονται κοντά στο 500 κύβος χλμ.

Μπορούμε να υποθέσουμε ότι ο συνολικός όγκος της ύλης αστεροειδών στο διαπλανητικό διάστημα είναι περίπου 10 23 εκ. Αλλά οι αστεροειδείς κατανέμονται σε έναν τεράστιο όγκο διαπλανητικού χώρου, έτσι ώστε να υπάρχουν πολλά κυβικά χιλιόμετρα χώρου ανά σώμα. Επομένως, η πιθανότητα σύγκρουσης ενός διαστημικού σκάφους που πετά μέσα από τη ζώνη των αστεροειδών (για παράδειγμα, στο δρόμο προς τον Δία) με κάποιους ακόμη και έναν μικροσκοπικό αστεροειδή είναι αμελητέα.

Αν πάρουμε την τιμή των 3,5 g/cm 3 (βλ. παραπάνω) ως τη μέση πυκνότητα της ύλης του αστεροειδούς, τότε παίρνουμε ότι η συνολική μάζα όλων των αστεροειδών είναι περίπου 3,5 10 23 g - ένας αριθμός που είναι τεράστιος σύμφωνα με τις γήινες ιδέες μας , αλλά αμελητέα σύμφωνα με την αστρονομική κλίμακα. (Για να «τυφλωθούν» όλοι οι αστεροειδείς -γνωστοί και άγνωστοι- θα ήταν απαραίτητο να αποκοπεί ένα στρώμα πάχους «μόνο» 500 m από την επιφάνεια της Γης!)

Πρόσφατα, ο I. Schubart προσδιόρισε τη μάζα της ύλης του αστεροειδούς από τις συνολικές διαταραχές που αντιμετωπίζουν οι μεγαλύτεροι αστεροειδείς όταν κινούνται περιτριγυρισμένοι από πολυάριθμους ομολόγους τους. Έλαβε την τιμή 3 10 23 g, η οποία συμφωνεί άριστα με την εκτίμηση που ελήφθη νωρίτερα.

Έχουν γίνει επίσης προσπάθειες να προσδιοριστεί η επίδραση του βαρυτικού πεδίου της ζώνης των αστεροειδών στην κίνηση του Άρη. Ωστόσο, ο Άρης αποδείχθηκε ότι ήταν πολύ ογκώδης για αστεροειδείς και αυτό το φαινόμενο δεν μπορούσε να ανιχνευθεί, γεγονός που επιβεβαιώνει επίσης την ασήμαντη μάζα των αστεροειδών. Είναι αλήθεια ότι υποτίθεται ότι κοντά στην τροχιά του Δία κινούνται ογκώδη σώματα άγνωστα σε εμάς. Αλλά είναι απίθανο να υπάρχουν πάρα πολλά από αυτά και είναι απίθανο να αυξήσουν σημαντικά την εκτίμηση της συνολικής μάζας του υλικού αστεροειδών.

Σε τι οδηγούν τα μικρά μεγέθη;Σύμφωνα με το νόμο της παγκόσμιας βαρύτητας, κάθε αστεροειδής έλκει άλλα σώματα. Μα πόσο αδύναμη είναι αυτή η έλξη! Σε έναν αρκετά μεγάλο αστεροειδή (με διάμετρο 200 km), η δύναμη της βαρύτητας στην επιφάνεια είναι 100 φορές μικρότερη από ό,τι στη Γη, έτσι ώστε ένα άτομο, μια φορά πάνω του, θα ζύγιζε λιγότερο από 1 κιλό και δύσκολα θα αισθανόταν το βάρος του . Έχοντας πηδήξει σε έναν αστεροειδή από ύψος κτιρίου 10 ορόφων, θα είχε κατέβει στην επιφάνεια για σχεδόν ένα τέταρτο του λεπτού, φτάνοντας σε ταχύτητα μόνο περίπου 1,5 m / s τη στιγμή της "προσγείωσης". Γενικά, η παραμονή σε αστεροειδείς δεν διαφέρει πολύ από την παραμονή σε συνθήκες πλήρους έλλειψης βαρύτητας.

Η πρώτη κοσμική ταχύτητα πάνω τους είναι αρκετά μικρή: στη Δήμητρα - περίπου 500 m / s, και σε έναν αστεροειδή μεγέθους χιλιομέτρου - μόνο περίπου 1 m / s. Η δεύτερη διαστημική ταχύτητα είναι 1,4 φορές μεγαλύτερη, έτσι ώστε, κινούμενος με την ταχύτητα ενός αυτοκινήτου (περίπου 100 km/h), θα ήταν δυνατό να πετάξεις για πάντα από έναν αστεροειδή με διάμετρο ακόμη και 5 km. Είναι τότε περίεργο που δεν υπάρχει ατμόσφαιρα στους αστεροειδείς; Ακόμα κι αν κάποια αέρια απελευθερώνονταν από τα βάθη των αστεροειδών, οι δυνάμεις της βαρύτητας δεν μπορούσαν να συγκρατήσουν τα μόριά τους και θα έπρεπε να είχαν διασκορπιστεί για πάντα στον διαπλανητικό χώρο.

Το 1973, η απουσία ατμοσφαιρών στους αστεροειδείς επιβεβαιώθηκε με μετρήσεις των φασμάτων των αστεροειδών στην υπέρυθρη περιοχή. Τα φάσματα που ελήφθησαν από τον Αμερικανό αστροφυσικό O. Gansen για αρκετούς μεγάλους αστεροειδείς στην περιοχή μήκους κύματος περίπου 12 μm έδειξαν μόνο ότι οι αστεροειδείς ήταν ελαφρώς θερμοί.

Ωστόσο, στο φάσμα της υπέρυθρης ακτινοβολίας της Δήμητρας υπήρχε μια ιδιαιτερότητα: μόλις σε ένα μήκος κύματος περίπου 12 μικρών, μέσα σε μια στενή ζώνη, σημειώθηκε με βεβαιότητα ένα «άλμα» ακτινοβολίας σχεδόν διπλασιασμένο. Τέτοιες φασματικές «ζώνες» ακτινοβολίας είναι χαρακτηριστικές των αερίων και επομένως παρατηρούνται σε εκείνους τους πλανήτες και τους δορυφόρους τους που περιβάλλονται από ατμόσφαιρα. Αλλά η Ceres είναι πολύ μικρή για να κρατήσει μια ατμόσφαιρα!

Για να εξηγήσει αυτό το παράδοξο, ο Hansen διατύπωσε μια δελεαστική υπόθεση: στη Δήμητρα υπάρχει συνεχής εξάτμιση πτητικών ουσιών, οι οποίες θα πρέπει να περιλαμβάνονται (!) στη σύνθεση της ουσίας της επιφάνειάς της. Θα πρέπει να ειπωθεί ότι μεταξύ των διαφόρων εκτιμήσεων της μάζας και της διαμέτρου του Ceres, μπορεί κανείς να επιλέξει ένα ζεύγος τιμών από αυτές τις ποσότητες που θα οδηγήσουν σε χαμηλή εκτίμηση της μέσης πυκνότητας της ύλης του (περίπου 1 g / cm 3), συνάδει με την υπόθεση ότι η Δήμητρα αποτελείται σε μεγάλο βαθμό από πάγο. Ωστόσο, αυτή η υπόθεση φαινόταν τόσο απίστευτη ακόμη και στον ίδιο τον Χάνσεν που απλώς αμφέβαλλε για τους υπολογισμούς του, θεωρώντας απαραίτητο να αποκτήσει νέες, πιο ακριβείς εκτιμήσεις για τη μάζα και τον όγκο της Δήμητρας πριν κάνει ένα τελικό συμπέρασμα. Επιπλέον, η υπόθεση του Hansen αντικρούστηκε από τα αποτελέσματα των πολωσιμετρικών παρατηρήσεων της Δήμητρας, σύμφωνα με τα οποία αυτός ο αστεροειδής, αν και είναι πολύ σκοτεινό αντικείμενο, δεν μπορεί να έχει πολύ χαλαρές δομές στην επιφάνεια, οι οποίες θα έπρεπε να είχαν σχηματιστεί κατά την εξάτμιση του πάγου. Έτσι, οι υπέρυθρες φασματικές ζώνες της Ceres εξακολουθούν να είναι ένα μυστήριο.

Λόγω του μικρού τους μεγέθους, οι αστεροειδείς έχουν πολύ γωνιακό σχήμα. Η ασήμαντη δύναμη βαρύτητας στους αστεροειδείς δεν είναι σε θέση να τους δώσει το σχήμα μιας μπάλας, που είναι χαρακτηριστικό των πλανητών και των μεγάλων δορυφόρων τους. Στην τελευταία περίπτωση, μια τεράστια δύναμη βαρύτητας συνθλίβει μεμονωμένα μπλοκ, χτυπώντας τα. Στη Γη, τα ψηλά βουνά στα πέλματά τους, σαν να λέγαμε, απλώνονται. Η αντοχή της πέτρας αποδεικνύεται ανεπαρκής για να αντέξει φορτία πολλών τόνων ανά 1 cm 2 και η πέτρα στους πρόποδες του βουνού, χωρίς σύνθλιψη, χωρίς σχίσιμο, συμπιέζεται από όλες τις πλευρές, σαν να "ρέει", μόνο πολύ αργά.

Σε αστεροειδείς με διάμετρο έως 200-300 km, λόγω του μικρού "βάρους" της πέτρας, το φαινόμενο μιας τέτοιας "ρευστότητας" απουσιάζει εντελώς και στους μεγαλύτερους αστεροειδείς εμφανίζεται πολύ αργά, και ακόμη και τότε μόνο σε τα έντερά τους. Στην επιφάνεια των αστεροειδών, τεράστια βουνά και κοιλώματα παραμένουν αμετάβλητα, πολύ μεγαλύτερα σε μέγεθος από ό,τι στη Γη και σε άλλους πλανήτες (οι μέσες αποκλίσεις σε κάθε κατεύθυνση από το επίπεδο της επιφάνειας είναι περίπου 10 km ή περισσότερο), το οποίο εκδηλώνεται στα αποτελέσματα των παρατηρήσεων με ραντάρ των αστεροειδών (Εικ. 5).

Το ακανόνιστο σχήμα των αστεροειδών επιβεβαιώνεται επίσης από το γεγονός ότι η φωτεινότητά τους μειώνεται ασυνήθιστα γρήγορα με την αύξηση της γωνίας φάσης (βλ. υποσημείωση στη σελ. 11). Τέτοιες αλλαγές στη φωτεινότητα της Σελήνης είναι πολύ γνωστές σε εμάς: είναι πολύ φωτεινή στην πανσέληνο, μετά λάμπει όλο και πιο αδύναμα, μέχρι να εξαφανιστεί εντελώς στη νέα σελήνη. Αλλά για τη Σελήνη, αυτές οι αλλαγές συμβαίνουν πολύ πιο αργά από ό,τι για τους αστεροειδείς, και ως εκ τούτου μπορούν να εξηγηθούν πλήρως μόνο από τη μείωση του κλάσματος της επιφάνειας που φωτίζεται από τον Ήλιο ορατό από τη Γη (οι σκιές από τα σεληνιακά βουνά και τα βάθη έχουν μικρή επίδραση στη συνολική φωτεινότητα της Σελήνης). Η κατάσταση είναι διαφορετική με τους αστεροειδείς. Τέτοιες γρήγορες αλλαγές στη φωτεινότητά τους δεν μπορούν να εξηγηθούν από μια απλή αλλαγή στην επιφάνεια ενός αστεροειδούς που φωτίζεται από τον Ήλιο. Και ο κύριος λόγος (ειδικά για τους μικρούς αστεροειδείς) αυτής της φύσης της αλλαγής της φωτεινότητας έγκειται στο ακανόνιστο σχήμα των αστεροειδών, εξαιτίας του οποίου ορισμένα μέρη της φωτισμένης επιφάνειάς τους προστατεύονται από τις ακτίνες του ήλιου από άλλα.

Το ακανόνιστο σχήμα των αστεροειδών παρατηρήθηκε επίσης απευθείας μέσω τηλεσκοπίου. Αυτό συνέβη για πρώτη φορά το 1931, όταν ο μικρός αστεροειδής Έρως, κινούμενος σε μια πολύ εξωτική τροχιά, για την οποία θα συζητήσουμε αργότερα, πλησίασε τη Γη σε μια ασυνήθιστα μικρή απόσταση (μόλις 28 εκατομμύρια χιλιόμετρα). Στη συνέχεια, μέσω ενός τηλεσκοπίου, είδαν ότι αυτός ο αστεροειδής έμοιαζε με «βαράκι» ή ένα άλυτο διπλό αστέρι με γωνιακή απόσταση μεταξύ των συστατικών περίπου 0,18 ". φάνηκε μάλιστα ότι ο «αλτήρας» στριφογύριζε!

Τον Ιανουάριο του 1975, ο Έρως ήρθε ακόμα πιο κοντά στη Γη - σε απόσταση 26 εκατομμυρίων χιλιομέτρων. Παρατηρήθηκε σε ένα μεγάλο τμήμα της τροχιάς, και αυτό έκανε δυνατό να δούμε τον Έρωτα κυριολεκτικά από διαφορετικές πλευρές. Μια προσεκτική ανάλυση των αποτελεσμάτων πολυάριθμων παρατηρήσεων του Έρωτα, που πραγματοποιήθηκαν σε διαφορετικά παρατηρητήρια σε όλο τον κόσμο, οδήγησε σε μια πολύ ενδιαφέρουσα ανακάλυψη.

Ο Έρωτας κατά τη διάρκεια των παρατηρήσεων άλλαξε πολύ τη λάμψη του - κατά 1,5 Μ(δηλαδή σχεδόν τέσσερις φορές) με διάστημα 2 ωρών και λίγο (Εικ. 6). Θεωρήθηκε ότι αυτές οι αλλαγές φωτεινότητας οφείλονται σε μια αλλαγή στη διατομή του Έρωτα σε σχήμα αλτήρα που περιστρέφεται γύρω από τον άξονά του, ορατό από τη Γη, και ότι η μέγιστη και η ελάχιστη διατομή του διαφέρουν ακριβώς κατά 4. Σε αυτή την περίπτωση, η ελάχιστη φωτεινότητα του αστεροειδούς θα έπρεπε να είχε παρατηρηθεί τη στιγμή που ο Έρως μας βλέπει με το αιχμηρό άκρο του. Ωστόσο, όλα αποδείχτηκαν πολύ πιο περίπλοκα. Πρώτον, αντίθετα με τις προσδοκίες, τα διαδοχικά μέγιστα και ελάχιστα φωτεινότητας είχαν διαφορετικά σχήματα και διαφορετικά πλάτη. Η ανάλυση των αποτελεσμάτων των παρατηρήσεων, που διεξήχθη χρησιμοποιώντας εργαστηριακή μοντελοποίηση του σχήματος του Έρωτα, έδειξε ότι το παιχνίδι του φωτός και της σκιάς στην ανώμαλη επιφάνεια του αστεροειδούς θα πρέπει να έχει μεγάλη επίδραση στη φωτεινότητα του Έρωτα. Ως αποτέλεσμα, η ελάχιστη φωτεινότητα του Έρωτα παρατηρήθηκε ακριβώς τη στιγμή που ο αστεροειδής ήταν απέναντί ​​μας με σχεδόν τη μέγιστη διατομή του! Επιπλέον, η περίοδος της επανάστασης του Έρωτα αποδείχθηκε ίση με δύο περιόδους διακύμανσης φωτεινότητας - 5 ώρες 16 λεπτά. Όπως αποδείχθηκε, αυτός ο αστεροειδής είναι ένα επίμηκες σώμα με αναλογία μήκους προς πάχος περίπου 1:2,5. Αυτός. περιστρέφεται γύρω από έναν σύντομο άξονα αριστερόστροφα και με τέτοιο τρόπο ώστε ο άξονας σχεδόν να βρίσκεται στο επίπεδο της τροχιάς του (ο Έρωτας ταξιδεύει γύρω από το ηλιακό σύστημα, σαν να βρίσκεται στην «πλευρά» του).

Διακυμάνσεις φωτεινότητας που προκαλούνται από τον ίδιο λόγο (περιστροφή γύρω από τους δικούς τους άξονες ακανόνιστου σχήματος σωμάτων) παρατηρήθηκαν σε πολλούς αστεροειδείς. Και το πιο ενδιαφέρον, όλα περιστρέφονται προς την ίδια κατεύθυνση - αριστερόστροφα. Αυτό έχει καθιερωθεί μόλις τα τελευταία χρόνια με τη βοήθεια ευαίσθητων τεχνικών ηλεκτρονιο-οπτικής παρατήρησης.

Η Γη και οι αστεροειδείς κινούνται στο διάστημα σε διαφορετικές τροχιές γύρω από τον Ήλιο και με διαφορετικές ταχύτητες. Και παρόλο που περιφέρονται προς μία κατεύθυνση, από τη Γη μας φαίνεται ότι οι αστεροειδείς κινούνται στον ουρανό ανάμεσα στα αστέρια είτε προς τα εμπρός (από δεξιά προς τα αριστερά όταν προσπερνούν τη Γη), μετά προς τα πίσω (από αριστερά προς τα δεξιά όταν τους προσπερνά η Γη ). Αυτό το διαφορετικό σχέδιο κίνησης των αστεροειδών επηρεάζει επίσης την αλλαγή στη φωτεινότητά τους: όταν οι αστεροειδείς κινούνται στον ουρανό από αριστερά προς τα δεξιά (η Γη τους προσπερνά), η περίοδος αλλαγής της φωτεινότητας είναι ελαφρώς μικρότερη.

Είναι ενδιαφέρον ότι η περίοδος των αλλαγών στη φωτεινότητα των αστεροειδών είναι αρκετά μικρή και σχεδόν η ίδια - με ένα διάστημα τιμών από 2-3 έως 10-15 ώρες. Τι τους έκανε να περιστρέφονται τόσο γρήγορα; Κάποτε, προβλήθηκε μια υπόθεση ότι όχι πολύ μεγάλοι αστεροειδείς ακανόνιστου σχήματος μπορούν να αποκτήσουν περιστροφή υπό την επίδραση των ροών του "ηλιακού ανέμου" (σωματίδια που εκτοξεύονται από τον Ήλιο), "φυσώντας" για δισεκατομμύρια χρόνια. Όσο αδύναμος κι αν είναι αυτός ο «άνεμος», πρέπει ωστόσο να μεταδίδει στους αστεροειδείς κάποια ώθηση ορμής, η οποία, λόγω του ακανόνιστου σχήματος του αστεροειδούς, κατανέμεται άνισα στον αστεροειδή από διαφορετικές πλευρές του κέντρου βάρους του. Ως αποτέλεσμα, εμφανίζεται μια μη μηδενική δύναμη, το αποτέλεσμα των δυνάμεων πίεσης που ασκεί ο "ηλιακός άνεμος" σε κάθε 1 cm 2 της επιφάνειας του αστεροειδούς, και ο αστεροειδής αρχίζει να περιστρέφεται (πολύ αργά στην αρχή, και στη συνέχεια πιο γρήγορα και γρηγορότερα).

Οι υπολογισμοί δείχνουν ότι ορισμένοι αστεροειδείς (πολύ ακανόνιστου σχήματος) μπορούν να περιστραφούν από τον «ηλιακό άνεμο» τόσο πολύ που μπορούν ακόμη και να σχιστούν από φυγόκεντρες δυνάμεις περιστροφής. Ωστόσο, αυτή η εξήγηση δεν είναι κατάλληλη για μεγαλύτερους αστεροειδείς και πρέπει να υποθέσει κανείς ότι απέκτησαν περιστροφή κατά την περίοδο του σχηματισμού τους.

Ίσως, όμως, οι διακυμάνσεις της φωτεινότητας να οφείλονται όχι σε ακανόνιστο σχήμα, αλλά σε «κηλίδες» αστεροειδών (αν διαφορετικά μέρη της επιφάνειας των αστεροειδών αποτελούνται από διαφορετικές ουσίες); Φυσικά, είναι δυνατός ο «κηλιδασμός» αστεροειδών και πιθανόν να υπάρχουν στην επιφάνειά τους φωτεινές και πιο σκοτεινές περιοχές (από διαφορετικές ουσίες). Ωστόσο, η απλή υπόθεση της «κηλίδας» δεν αρκεί και, όπως έχει αποδειχθεί, η φύση της περιστροφής των αστεροειδών δεν μπορεί να εξηγηθεί μόνο με τη βοήθεια της «κηλίδας».

Ακόμη και σε έναν από τους μεγαλύτερους αστεροειδείς - τη Vesta, οι αλλαγές φωτεινότητας δεν συνδέονται με το "στίγμα", αλλά με το ακανόνιστο σχήμα του. Το 1971, παρατηρήσεις της Vesta με χρήση ηλεκτρονικών-οπτικών μετατροπέων έδειξαν ότι τα επόμενα μέγιστα και ελάχιστα της φωτεινότητας αυτού του αστεροειδούς διαφέρουν ελαφρώς σε μέγεθος και η περιστροφή της Vesta συμβαίνει με μια περίοδο - διπλάσια από ό,τι πιστεύαμε προηγουμένως - 10 ώρες 41 λεπτά. Ο Αμερικανός αστροφυσικός R. Taylor, έχοντας μελετήσει τα χαρακτηριστικά των καμπυλών φωτός αυτού του αστεροειδούς, πρότεινε το εξής μοντέλο: Το Vesta είναι ένα τριαξονικό σφαιροειδές, του οποίου η διάμετρος είναι 15% μεγαλύτερη από τα άλλα δύο. Ακριβώς στον νότιο πόλο του, κατά μήκος της μεγάλης πλευράς, εκτείνεται μια πεπλατυσμένη περιοχή που εκτείνεται όχι περισσότερο από 45 μοίρες γεωγραφικού πλάτους και δεν είναι ορατή από το βόρειο ημισφαίριο της Vesta. Αυτή η περιοχή, πιστεύει ο Taylor, θα μπορούσε να είναι ένας τεράστιος κρατήρας πρόσκρουσης (σχεδόν 400 km σε διάμετρο!).

Από τι είναι φτιαγμένοι οι αστεροειδείς;Έχει παρατηρηθεί από καιρό ότι το φως των αστεροειδών έχει μια κιτρινωπή απόχρωση, παρόμοια με το φως της Σελήνης και του Ερμή.

Δεδομένου ότι οι αστεροειδείς λάμπουν από το ανακλώμενο ηλιακό φως, το χρώμα τους οφείλεται, εν μέρει, στις ανακλαστικές ιδιότητες της ίδιας της επιφάνειας του αστεροειδούς. Ως εκ τούτου, προέκυψε η ιδέα να προσδιοριστεί από ποιες ουσίες αποτελείται, συγκρίνοντας το χρώμα των αστεροειδών με το χρώμα των επίγειων αντικειμένων και των μετεωριτών. Μία από τις πρώτες τέτοιες μελέτες στη χώρα μας πραγματοποιήθηκε τη δεκαετία του 1930 από τον Σοβιετικό ερευνητή μετεωριτών E. L. Krinov. Βρήκε ότι πολλοί μετεωρίτες έχουν χρώμα παρόμοιο με το χρώμα ορισμένων αστεροειδών. Μεγάλη πρόοδος στη μελέτη των ιδιοτήτων των αστεροειδών σημειώθηκε στα τέλη της δεκαετίας του 1960, όταν μια ομάδα Αμερικανών επιστημόνων ανέλαβε πολωμετρικές μελέτες. Συγκρίνοντας την πόλωση του φωτός που ανακλάται από διάφορες επίγειες ουσίες, σεληνιακό έδαφος και μετεωρίτες, διαπίστωσαν ότι υπάρχει κάποια σχέση μεταξύ της ανακλαστικότητας (albedo) των υλικών και της φύσης της πόλωσης του φωτός που ανακλάται από αυτά τα υλικά.

Μερικώς πολωμένο ήταν επίσης το φως που ερχόταν σε εμάς από αστεροειδείς. Η ανάλυσή του επέτρεψε στους επιστήμονες να βγάλουν σημαντικά συμπεράσματα σχετικά με τη φύση της επιφάνειας του αστεροειδούς (Εικ. 7).

Μια μεγάλη σειρά πολωσιμετρικών παρατηρήσεων αστεροειδών οργανώθηκε στις ΗΠΑ από τον Τ. Γκέρελς. Αποδείχθηκε ότι σύμφωνα με τη φύση της επιφάνειας, οι αστεροειδείς χωρίζονται σε διάφορες ομάδες (Εικ. 8). Η πιο πολυάριθμη ομάδα με πολύ παρόμοιες ιδιότητες αποδείχτηκε ότι ήταν αστεροειδείς, η πόλωση του φωτός των οποίων είναι παρόμοια με την πόλωση του φωτός που ανακλάται από επίγειες πετρώδεις ουσίες ανοιχτού χρώματος, που αποτελούνται κυρίως από διάφορα πυριτικά. Ο Juno έπεσε σε αυτή την ομάδα αστεροειδών.

Η άλλη ομάδα αποδείχθηκε ότι αποτελείται από αστεροειδείς με σκοτεινή, κακώς ανακλαστική επιφάνεια. Η ουσία τους είναι παρόμοια με σκούρα βασαλτικά γυαλιά ή μπρέτσιες (κλαστικά πετρώματα) δειγμάτων σεληνιακού εδάφους, καθώς και με μια σκοτεινή ποικιλία μετεωριτών και με την ουσία της επιφάνειας του φεγγαριού του Άρη Φόβος. Μεταξύ αυτών των σκοτεινών αστεροειδών ήταν η Ceres.

Υπάρχουν λίγοι αστεροειδείς με χαρακτηριστικά ενδιάμεσης επιφάνειας. Υπάρχουν επίσης λίγοι αστεροειδείς με ακραία χαρακτηριστικά (για παράδειγμα, πιο σκούροι και πιο ανοιχτόχρωμοι).

Η πολωσιμετρική μέθοδος κατέστησε δυνατό τον προσδιορισμό των ακριβών διαστάσεων των αστεροειδών, αφού έλαβε υπόψη την πραγματική (και όχι τη μέση) ανακλαστικότητα τους (albedo). Πρώτα απ 'όλα, καθορίστηκαν τα μεγέθη των τεσσάρων πρώτων αστεροειδών. Αποδείχθηκε ότι η διάμετρος του Ceres υπερβαίνει ελαφρώς τα 1000 km, η διάμετρος του Pallas είναι περίπου 600 km, το Juno είναι 240 km και το Vesta είναι 525 km. Όταν υπολογίστηκαν εκ νέου τα μεγέθη άλλων αστεροειδών που μελετήθηκαν με την πολωσιμετρική μέθοδο, αποδείχθηκε ότι όχι μόνο αυτοί, αλλά τουλάχιστον έξι ακόμη αστεροειδείς, οι οποίοι αποδείχθηκαν ακόμη μεγαλύτεροι από το Juno, μπορούν να διεκδικήσουν το δικαίωμα να ονομαστούν οι μεγαλύτεροι. Όλα έχουν χαμηλή ανακλαστικότητα και, παρά το μεγάλο τους μέγεθος, δίνουν λίγο φως. Επομένως, όταν οι διάμετροι των αστεροειδών υπολογίστηκαν από τη φαινομενική τους φωτεινότητα, τα μεγέθη αυτών των έξι αποδείχθηκαν πολύ υποτιμημένα. Στην πραγματικότητα, η διάμετρος του Hygiea (10ος αστεροειδής) είναι 400, η ​​Interamnia (704η) είναι 340, ο Davids (511η) είναι 290, η Psyche (16η) είναι 250 km, και η Bambergi (324η) και η Fortuny (19η) - 240 km ( ίδιο με τον Juno).

Το Fortune είναι το πιο σκοτεινό αντικείμενο στο ηλιακό σύστημα. Όσον αφορά την ποσότητα του ανακλώμενου φωτός, ακόμη και ο θρυμματισμένος μαύρος άνθρακας μπορεί να ανταγωνιστεί τη Fortuna.

Τα φωτεινότερα αντικείμενα τόσο μεταξύ των αστεροειδών όσο και μεταξύ όλων των σωμάτων του ηλιακού συστήματος γενικά ήταν η Angelina (64ος αστεροειδής), που αντανακλούσε σχεδόν το μισό φως, και η Lisa (44η), ελαφρώς κατώτερη από την Angelina. Ελαφρώς πιο σκούρο από τη Vesta, η ανακλαστικότητα της οποίας είναι περίπου 1,5-2 φορές χειρότερη από αυτή της Angelina. Λόγω της υψηλής ανακλαστικότητας του Vesta, που βρίσκεται στην ίδια απόσταση από τη Δήμητρα, φαίνεται να είναι 20% πιο φωτεινό από αυτό (υπό τις ίδιες συνθήκες φωτισμού και παρατήρησης) και το Παλλάς είναι δύο φορές πιο φωτεινό.

Τα πολωμετρικά αποτελέσματα του προσδιορισμού του αληθινού albedo και, κατά συνέπεια, των πιο σωστών μεγεθών των αστεροειδών, επιβεβαιώνονται και από μια άλλη μέθοδο, η οποία επίσης εμφανίστηκε τα πιο πρόσφατα χρόνια. Αυτή είναι μια ραδιομετρική μέθοδος που αναπτύχθηκε και εφαρμόστηκε για πρώτη φορά σε αστεροειδείς από τους Αμερικανούς επιστήμονες D. Allen και D. Matson το 1970. Βασίζεται στη μέτρηση της θερμικής (υπέρυθρης) ακτινοβολίας ενός αστεροειδούς (συνήθως στην περιοχή μήκους κύματος 10-20 μικρά). Οι μεγάλοι σκοτεινοί αστεροειδείς και οι μικροί φωτεινοί, λόγω διαφορετικής ανακλαστικότητας, μπορούν να έχουν το ίδιο μέγεθος στην ορατή περιοχή του φωτός. Όσον αφορά τη φωτεινότητά τους στο υπέρυθρο εύρος, είναι μεγαλύτερη για μεγάλα σώματα (λόγω του μεγάλου μεγέθους της επιφάνειας που ακτινοβολεί και λόγω της υψηλότερης θερμοκρασίας των σκοτεινών σωμάτων, που απορροφούν καλύτερα την ηλιακή ακτινοβολία). Η αναλογία των τιμών φωτεινότητας ενός αστεροειδούς στο ορατό και υπέρυθρο εύρος απλώς χαρακτηρίζει την ανακλαστικότητα του (καθώς και το μέγεθός του).

Οι πολωσιμετρικές παρατηρήσεις έδειξαν επίσης ότι η πόλωση του φωτός από τους αστεροειδείς είναι πολύ μεγαλύτερη από αυτή που θα μπορούσε να προκύψει από μία μόνο ανάκλαση φωτός από την επιφάνειά τους. Με τη βοήθεια πειραμάτων που πραγματοποιήθηκαν σε εργαστήρια στη Γη, αποκαλύφθηκε ότι ο ίδιος βαθμός πόλωσης του φωτός με αυτόν των αστεροειδών επιτυγχάνεται όταν αντανακλάται από μια επιφάνεια καλυμμένη με σκόνη και θραύσματα λίθων διαφόρων μεγεθών.

Μόλις κατά την περίοδο της μελέτης, έγινε σαφές ότι μια τέτοια «σκονισμένη» επιφάνεια στο κενό του διαστήματος θα συμπεριφερόταν αρκετά διαφορετικά. Αυτό το συμπέρασμα έγινε με βάση μια ανάλυση των ιδιοτήτων του σεληνιακού εδάφους. Για λόγους που δεν είναι ακόμη απολύτως σαφείς, η σκόνη στη Σελήνη συμπεριφέρεται διαφορετικά από τη σκόνη στη Γη: σχηματίζονται από αυτήν ασυνήθιστα χαλαρές δομές, μέσα στις οποίες μια δέσμη φωτός «τρέχει» σαν σε λαβύρινθο, βιώνοντας πολλαπλές αντανακλάσεις. και ο βαθμός της πόλωσής του γίνεται πολύ μεγάλος, πολύ μεγαλύτερος, από τον βαθμό πόλωσης του φωτός που ανακλάται από την επίγεια σκόνη ή από αστεροειδείς.

Περαιτέρω μελέτες έδειξαν ότι η επιφάνεια των αστεροειδών, κρίνοντας από την πόλωση, πρέπει να αποτελείται από σχετικά μεγάλες πέτρες καλυμμένες με ένα πολύ λεπτό στρώμα σκόνης. Όπως θα δούμε αργότερα, αυτό είναι συνεπές με την έννοια της φύσης της επιφάνειας των αστεροειδών, που λαμβάνεται με βάση εντελώς διαφορετικές ερευνητικές μεθόδους.

Από το 1970, οι Ηνωμένες Πολιτείες άρχισαν να διεξάγουν φασματικές παρατηρήσεις αστεροειδών, οι οποίες κάλυπταν τόσο το ορατό τμήμα του φάσματος όσο και το παρακείμενο υπέρυθρο φάσμα. Λήφθηκαν και αναλύθηκαν τα φάσματα ακτινοβολίας δεκάδων αστεροειδών (Εικ. 9). Τα αποτελέσματα, όπως και με άλλες μεθόδους που περιγράφηκαν παραπάνω, συγκρίθηκαν με τα αποτελέσματα εργαστηριακών μελετών επίγειων πετρωμάτων, σεληνιακής και ύλης μετεωριτών, καθώς και διαφόρων καθαρών ορυκτών. Ο Αμερικανός αστροφυσικός C. Chapman έκανε ιδιαίτερα σπουδαία δουλειά στην ερμηνεία των δεδομένων που ελήφθησαν.

Επί του παρόντος, από διάφορα χαρακτηριστικά των φασμάτων, ιδίως από τις ζώνες απορρόφησης που είναι χαρακτηριστικές ορισμένων ορυκτών και των μειγμάτων τους, καθώς και από τον βαθμό απορρόφησης φωτός μέσα σε αυτές τις φασματικές ζώνες, έχει καταστεί δυνατό να προσδιοριστεί για πολλούς αστεροειδείς η φύση των ορυκτών που συνθέτουν την ουσία της επιφάνειάς τους και, για παράδειγμα, το ποσοστό περιεκτικότητας σε σίδηρο. Αποδεικνύεται ότι οι περισσότεροι αστεροειδείς αποτελούνται από πυριτικά άλατα σιδήρου-μαγνήσιου, όπως οι περισσότεροι μετεωρίτες (αν και μόνο λίγοι αστεροειδείς έχουν την ίδια σύνθεση αυτών των πυριτικών ενώσεων).

Προς έκπληξη των ερευνητών, διαπιστώθηκε ότι ορισμένοι αστεροειδείς αντανακλούν το φως και το πολώνουν με τον ίδιο τρόπο όπως τα μέταλλα. Τέτοιοι, για παράδειγμα, είναι οι αστεροειδείς Psyche (16ος αστεροειδής), Lutetia (21η) και Julia (89η). Η ύπαρξη «μεταλλικών» αστεροειδών αποδεικνύεται και από σιδερένιες μετεωρίτες που πέφτουν στη Γη. Αποτελούνται από ένα «διάλυμα» νικελίου σε σίδηρο με μικρές προσμίξεις κάποιων άλλων ουσιών. Τέτοιος ήταν, για παράδειγμα, ο γνωστός μετεωρίτης Sikhote-Alin που έπεσε στις 12 Φεβρουαρίου 1947 στην τάιγκα Ussuri του Primorsky Krai. Ένα μεταλλικό μπλοκ βάρους περίπου 100 τόνων πέταξε στην ατμόσφαιρα της Γης με ταχύτητα περίπου 15 km / s και, σκορπίζοντας στην ατμόσφαιρα λόγω της τεράστιας αντίστασής του, γεμάτη με θραύσματα σιδήρου αρκετά τετραγωνικά χιλιόμετρα της επιφάνειας της γης.

Αυτό δείχνει ότι στο παρελθόν οι αστεροειδείς θερμάνονταν σε υψηλές θερμοκρασίες, γεγονός που οδήγησε στο σχηματισμό μεταλλικών πυρήνων, ορισμένοι από τους οποίους είναι τώρα εκτεθειμένοι και μερικώς κατακερματισμένοι. Είναι αλήθεια ότι πρέπει να σημειωθεί ότι η πηγή θερμότητας που απαιτείται για μια τέτοια επανατήξη δεν είναι απολύτως σαφής. Οι υπολογισμοί δείχνουν ότι η θερμότητα διαφεύγει πολύ γρήγορα στο διάστημα από τα μικρά σώματα. Επομένως, μια τέτοια πηγή πρέπει να είναι πολύ ισχυρή. Ίσως η διάσπαση των ραδιενεργών στοιχείων έπαιξε ρόλο εδώ. Ωστόσο, στοιχεία όπως το ουράνιο, το θόριο και το ραδιενεργό ισότοπο του καλίου, που προφανώς εξασφάλισαν τη θέρμανση και την επανατήξη της ύλης των μεγάλων πλανητών (Ερμής, Αφροδίτη, Γη και Άρης), καθώς και της Σελήνης, διασπώνται πολύ αργά και δεν μπορούν αυξήσει τη θερμοκρασία των μικρών αστεροειδών. Επομένως, σε αυτή την περίπτωση, χρειάζεται ένα ραδιενεργό ισότοπο με αρκετά σύντομο χρόνο ημιζωής και, επιπλέον, πρέπει να υπάρχει αρκετά μεγάλη ποσότητα (για να εξασφαλιστεί μεγάλη απελευθέρωση θερμότητας ανά μονάδα χρόνου). Ένα τέτοιο ισότοπο, σύμφωνα με τους επιστήμονες, μπορεί να είναι ένα ραδιενεργό ισότοπο του αλουμινίου 26 A1. Σύμφωνα με υπολογισμούς, ωστόσο, αποδεικνύεται ότι αυτό το ισότοπο ήταν σχετικά μικρό κατά τον σχηματισμό των αστεροειδών.

Μια άλλη τέτοια πηγή θέρμανσης αστεροειδών μπορεί να είναι ο Ήλιος (φυσικά, όχι με τη βοήθεια ηλιακών ακτίνων, αλλά, για παράδειγμα, υπό την επίδραση μεταβλητών ηλεκτρομαγνητικών πεδίων που δημιουργούνται στον διαπλανητικό χώρο από τον "ηλιακό άνεμο"). Ο σύγχρονος Ήλιος, προφανώς, δεν δίνει τέτοια θέρμανση. Αλλά στο παρελθόν, στο αρχικό στάδιο της ύπαρξής του, ο Ήλιος πιστεύεται ότι ήταν πολύ πιο καυτός από ό, τι είναι τώρα, και η θέρμανση των αστεροειδών θα μπορούσε να είναι πολύ ισχυρή.

Εάν σχεδιάσουμε την εξάρτηση του αριθμού των αστεροειδών από το μέγεθός τους, τότε αποδεικνύεται ότι ο αριθμός των αστεροειδών μειώνεται γρήγορα με την αύξηση του μεγέθους τους (το οποίο είναι γενικά κατανοητό), αλλά στην περιοχή των μεγεθών τους από 50-100 km. , αυτή η εξάρτηση που ανακαλύφθηκε αλλάζει τον χαρακτήρα της (βλ. παρακάτω). ). Για κάποιο λόγο, ο αριθμός των αστεροειδών αυτού του μεγέθους είναι μεγαλύτερος από όσο θα έπρεπε αν χρησιμοποιήσουμε το χαρακτηριστικό εξάρτησης μικρότερων αστεροειδών. Προσπαθώντας να το εξηγήσει αυτό, ο Κ. Τσάπμαν πρότεινε ότι οι μεγάλοι αστεροειδείς υποβλήθηκαν σε πλήρη ή μερική επανατήξη στο παρελθόν, μετά από την οποία σχηματίστηκαν πυρήνες σιδήρου-νικελίου μέσα τους και τα πυριτικά άλατα που «επιφανειακά» σχημάτισαν ένα κέλυφος. Εάν οι αστεροειδείς συγκρούστηκαν και συντρίφθηκαν, τότε ένα τέτοιο κέλυφος θα πρέπει εύκολα να καταρρεύσει. Όταν ένας ισχυρός μεταλλικός πυρήνας εκτέθηκε, συνθλίβεται και κατά συνέπεια, η μείωση του μεγέθους επιβραδύνθηκε, γεγονός που οδήγησε στο ανακαλυφθέν αποτέλεσμα.

θερμοκρασία των αστεροειδών. Ανεξάρτητα από το πόσο ζεστοί ήταν οι αστεροειδείς στο μακρινό παρελθόν, έχουν κρυώσει εδώ και πολύ καιρό. Τώρα είναι κρύα άψυχα μπλοκ που πετούν στον διαπλανητικό χώρο και οι ακτίνες του ήλιου δεν είναι σε θέση να τα θερμάνουν.

Δεν είναι δύσκολο να υπολογιστεί κατά προσέγγιση η μέση θερμοκρασία ενός αστεροειδούς. Ας συγκρίνουμε τις ροές θερμότητας που πέφτουν στον αστεροειδή και στη Γη. Λαμβάνοντας τον Ήλιο ως σημειακή πηγή, διαπιστώνουμε ότι οι ροές θερμότητας είναι αντιστρόφως ανάλογες με τα τετράγωνα των αποστάσεων της Γης και του αστεροειδούς από τον Ήλιο. Η θερμαινόμενη Γη και ο αστεροειδής εκπέμπουν θερμική ενέργεια στο διάστημα. Επομένως, η θερμοκρασία κάθε σώματος ρυθμίζεται έτσι ώστε η ποσότητα θερμότητας που χάνεται για την ακτινοβολία να είναι ίση με την ποσότητα θερμότητας που λαμβάνει το σώμα από τον Ήλιο. Επιπλέον, χρησιμοποιώντας το νόμο Stefan-Boltzmann, μπορεί να ληφθεί η ακόλουθη σχέση: Τ 4 α /Τ 4 3 = ένα 2 3 / ένα 2 α , που Τείναι η απόλυτη θερμοκρασία, εκφρασμένη σε βαθμούς Kelvin, και ένα - τη μέση απόσταση (κύριος άξονας της τροχιάς) του θεωρούμενου σώματος σε αστρονομικές μονάδες.

Η μέση θερμοκρασία της Γης είναι γνωστή. Είναι 288 K (15°C). Αντικαθιστώντας το στην αναλογία που προκύπτει και εξάγοντας την τέταρτη ρίζα και των δύο πλευρών της εξίσωσης, μετά από μικρούς μετασχηματισμούς παίρνουμε: Τ a (K) \u003d 288 ρίζα a a.

Στο Ceres, για παράδειγμα, η θερμοκρασία (υπολογισμένη, ωστόσο, σύμφωνα με έναν πιο ακριβή τύπο) είναι 165 K (δηλαδή - 108 ° C). Περίπου σε αυτή τη θερμοκρασία και σε κανονική ατμοσφαιρική πίεση, η αμμωνία, το αλκοόλ και ο αιθέρας παγώνουν στη Γη.

Η Δήμητρα προστέθηκε πρόσφατα στη λίστα των αντικειμένων του ηλιακού συστήματος που μπορούν να μελετηθούν με ραδιοτηλεσκόπια. Χρησιμοποιώντας ένα μεγάλο ραδιοσυμβολόμετρο στο Ραδιοαστρονομικό Παρατηρητήριο Green Bank (ΗΠΑ), ο F. Briggs προσδιόρισε τη θερμική ακτινοβολία από τη Δήμητρα σε μήκος κύματος 3,7 εκ. Η Δήμητρα αποδείχθηκε ότι ήταν μια πολύ αδύναμη ραδιοφωνική πηγή με ροή 0,0024 Jy. Υποθέτοντας ότι η διάμετρος της Δήμητρας είναι 1025 km, ο Briggs προσδιόρισε την απόλυτη θερμοκρασία της Ceres με τη φωτεινότητα του ραδιοφώνου, η οποία αποδείχθηκε ότι ήταν 160 ± 55 K, κάτι που είναι σύμφωνο με την παραπάνω εκτίμηση. Αυτό επιβεβαιώνει ότι η εκπομπή ραδιοφώνου από τη Δήμητρα είναι θερμικής προέλευσης.

Η Vesta, η οποία, σε αντίθεση με τη Δήμητρα, αποτελείται από μια ελαφριά ουσία που ανακλά καλά, έχει χαμηλότερη θερμοκρασία επιφάνειας και είναι μόνο 133 Κ, αφού αυτός ο αστεροειδής χρησιμοποιεί μικρότερο μέρος της ηλιακής ενέργειας που φτάνει στην επιφάνειά του για να θερμανθεί. Σε αστεροειδείς που κινούνται πιο μακριά από τον Ήλιο, είναι ακόμα πιο κρύο. Μόνο σε λίγους αστεροειδείς που κινούνται σε ασυνήθιστες τροχιές, οι οποίοι μπορούν να πλησιάσουν τον Ήλιο, διεισδύοντας ακόμη και μέσα στην τροχιά του Ερμή, η επιφάνεια θερμαίνεται έως και αρκετές εκατοντάδες βαθμούς Kelvin και, όντας πυρακτωμένη, αρχίζει ακόμη και να λάμπει αχνά. Ωστόσο, αυτό δεν διαρκεί πολύ, αφού οι αστεροειδείς, ακολουθώντας τις τροχιές τους, απομακρύνονται και πάλι από τον Ήλιο, κρυώνοντας γρήγορα.

Σχηματισμός κρατήρα.Για δισεκατομμύρια χρόνια, οι αστεροειδείς κάνουν κύκλους γύρω από τον Ήλιο και συγκρούονται μεταξύ τους και στη συνέχεια με τα θραύσματα που προκύπτουν. Οι ταχύτητες σύγκρουσης στη ζώνη των αστεροειδών είναι υψηλές - περίπου 5 km / s κατά μέσο όρο, και ως εκ τούτου τα φαινόμενα που συμβαίνουν κατά τη διάρκεια αυτών των συγκρούσεων είναι μεγαλειώδη. Σε αυτή την ταχύτητα, κάθε γραμμάριο αστεροειδούς ύλης φέρει κινητική ενέργεια της τάξης των 10 11 erg (περίπου 12 kJ, ή 3 kcal). Όταν ακόμη και ένας μικρός αστεροειδής «σπάει» στην επιφάνεια του μεγάλου αντίστοιχου του, όλη αυτή η ενέργεια απελευθερώνεται αμέσως και «συμβαίνει μια γιγάντια έκρηξη. Τα στρώματα των αστεροειδών που έρχονται σε επαφή τη στιγμή της σύγκρουσης υπόκεινται σε τόσο ισχυρή συμπίεση που εν μέρει μετατρέπονται σε αέριο, εν μέρει λιώνουν. Από το σημείο της πρόσκρουσης, κρουστικά κύματα συμπίεσης και αραίωσης αποκλίνουν προς όλες τις κατευθύνσεις, τα οποία πιέζουν, θρυμματίζονται και ανακινούν την ουσία. Ένα τεράστιο σιντριβάνι από θραύσματα και σκόνη υψώνεται πάνω από τον αστεροειδή. Ένας κρατήρας παραμένει στην επιφάνειά του και κάτω από τον κρατήρα υπάρχει μια εκτεταμένη ζώνη θρυμματισμένων πετρωμάτων.

Η μελέτη κρατήρων μετεωριτών στη Γη, πειράματα εκρηκτικών και πρόσκρουσης (ιδίως, «βομβαρδισμός» στόχων από διαφορετικά υλικά με μπάλες εξαιρετικά υψηλής ταχύτητας), που πραγματοποιήθηκαν στην ΕΣΣΔ και στο εξωτερικό, μας επιτρέπουν να βγάλουμε ορισμένα συμπεράσματα σχετικά με τις διεργασίες κατά τον σχηματισμό κρατήρων σε αστεροειδείς. Όταν, ειδικότερα, ένας αστεροειδής προσκρούει σε επιφάνεια που αποτελείται από μεγάλα μονολιθικά τεμάχια βραχώδους ύλης (για παράδειγμα, μια φρέσκια σπασμένη επιφάνεια που σχηματίζεται ως αποτέλεσμα σύνθλιψης κατά τη διάρκεια ισχυρής πρόσκρουσης), η ταχύτητα των ιπτάμενων θραυσμάτων πρέπει να είναι εκατοντάδες μέτρα ανά δεύτερος. Εάν η πτώση συμβεί στην επιφάνεια ενός αστεροειδούς που αποτελείται από ύλη κατακερματισμένη από πολυάριθμες προηγούμενες συναντήσεις με άλλους αστεροειδείς, τα θραύσματα θα πρέπει να διασκορπιστούν με πολύ χαμηλότερες ταχύτητες (δεκάδες μέτρα ανά δευτερόλεπτο).

Οι παραπάνω εκτιμήσεις είναι μόνο μέσες ταχύτητες. Ανάμεσα στα θραύσματα υπάρχουν πάντα πιο γρήγορα, που πετούν με ταχύτητες που υπερβαίνουν ακόμη και την ταχύτητα του πεσμένου αστεροειδούς, και πιο αργά.

Αν και οι μάζες των «αστεροειδών είναι μικρές, εξακολουθούν να είναι σε θέση να συγκρατούν μέρος των θραυσμάτων που πετούν μακριά με ταχύτητες μικρότερες από τη δεύτερη κοσμική ταχύτητα, η οποία είναι περίπου 600 m / s στη Δήμητρα και πάνω από 100 m / s στο Juno . Ακόμη και μωρά με διάμετρο 10 km μπορούν να κρατήσουν θραύσματα με ταχύτητα έως και 6 m / s.

Ο Αμερικανός αστροφυσικός D. Gault, αναλύοντας τα πειραματικά δεδομένα σχετικά με την κατανομή των ταχυτήτων των ιπτάμενων θραυσμάτων, κατέληξε στο συμπέρασμα ότι για έναν αστεροειδή με διάμετρο 200 km, περίπου το 85% των θραυσμάτων που εκτοξεύτηκαν από πάνω του δεν είναι σε θέση να ξεπεράσουν την έλξη του αστεροειδούς και πέφτουν ξανά στην επιφάνειά του. Οι αστεροειδείς πλάτους 100 km κρατούν περίπου τα μισά από τα θραύσματά τους. Είναι αλήθεια ότι θραύσματα που εκτινάσσονται από τον κρατήρα μπορούν να πετάξουν μακριά από τον κρατήρα για μεγάλες αποστάσεις (πετώντας στην πίσω πλευρά του αστεροειδούς) ή μπορούν ακόμη και να αρχίσουν να κινούνται σε τροχιές κοντά σε αστεροειδή. Έτσι, η εμφάνιση ενός κρατήρα σε έναν αστεροειδή θα πρέπει να συνοδεύεται από τη δημιουργία ενός βραχυπρόθεσμου σύννεφου από πέτρες και σκόνη πάνω από ολόκληρο τον αστεροειδή - τη βραχώδη «ατμόσφαιρά» του. Μετά από κάποιο χρονικό διάστημα, θραύσματα και σκόνη εγκαθίστανται σε ένα λεπτό στρώμα στην επιφάνεια του αστεροειδούς.

Θα πρέπει να σημειωθεί ότι η ουσία του αστεροειδούς που συγκρούεται με τη Δήμητρα θα υπάρχει σε αυτό το «στρώμα-» με τη μορφή μιας εντελώς ανεπαίσθητης ακαθαρσίας, καθώς ο όγκος της ουσίας που εκτοξεύεται από τον κρατήρα είναι εκατοντάδες και χιλιάδες φορές μεγαλύτερος από τον όγκος του «πεσμένου» αστεροειδούς.

Μέχρι στιγμής, δεν έχουμε ούτε μία φωτογραφία αστεροειδούς που να έχει τραβηχτεί σε μικρή απόσταση από την επιφάνειά του με χρήση διαστημικού σκάφους. Μπορεί όμως η εμφάνιση των αστεροειδών να διαφέρει σημαντικά από τους δορυφόρους του Άρη - Φόβος και Δείμος; Μια σειρά φωτογραφιών που τραβήχτηκαν από διαστημόπλοια που στάλθηκαν στον Άρη έδειξε ότι ακόμη και αυτά τα μικροσκοπικά σώματα (μεγέθους περίπου 15 και 6 km), που έκαναν κύκλους κοντά στον Άρη, μακριά από τα πιο πυκνοκατοικημένα μέρη της ζώνης των αστεροειδών, βομβαρδίστηκαν από θραύσματα αστεροειδών. είναι εντελώς κρατήρες, μεγάλοι και μικροί, με διαμέτρους από αρκετά χιλιόμετρα έως αρκετές δεκάδες μέτρα. Πιθανώς να υπάρχουν και τόσο μικρά πάνω τους, που δεν φαίνονται στις φωτογραφίες που ελήφθησαν. Οι αστεροειδείς που πετούν τουλάχιστον για μικρό χρονικό διάστημα στα πυκνά μέρη της ζώνης των αστεροειδών μπορεί να διαφέρουν από τον Φόβο και τον Δείμο μόνο στο ότι θα είναι γεμάτοι με ακόμη περισσότερους κρατήρες.

Κατά τη σύνθλιψη αστεροειδών σε συγκρούσεις, σχηματίζονται ολόκληρα «σύννεφα» σκόνης μαζί με μεγάλα και μικρά θραύσματα. Ως εκ τούτου, συχνά υποτίθεται ότι η ζώνη των αστεροειδών ήταν κυριολεκτικά κορεσμένη με αυτήν. Ωστόσο, όπως αποδείχθηκε, δεν υπάρχει περισσότερη σκόνη στη ζώνη των αστεροειδών από ό,τι στις εσωτερικές περιοχές του ηλιακού συστήματος, αλλά μάλλον λιγότερη. Έτσι, η ζώνη των αστεροειδών πρέπει να καθαρίζεται συνεχώς από τη σκόνη. Συμβαίνει έτσι.

Υπό τη δράση της ελαφριάς πίεσης των ακτίνων του ήλιου, η μικρότερη σκόνη αστεροειδών (κόκκοι σκόνης μεγέθους λίγων μικρομέτρων) θα πρέπει να φύγει από το ηλιακό σύστημα κατά μήκος υπερβολικών τροχιών, ενώ τα μεγαλύτερα σωματίδια αργά επιβραδύνουν και μετακινούνται σε όλο και μικρότερες τροχιές σε σχέση με τον Ήλιο . Πολλά από αυτά εγκαθίστανται στον Άρη, τη Γη, την Αφροδίτη και τον Ερμή στην πορεία, τα υπόλοιπα «πεθαίνουν» στον Ήλιο. Το συστατικό του αστεροειδούς στη διαπλανητική σκόνη είναι περίπου 2% (2 10 13 t).

> Αστεροειδή

Ολα σχετικά με αστεροειδείςγια παιδιά: περιγραφή και εξήγηση με φωτογραφίες, ενδιαφέροντα γεγονότα για έναν αστεροειδή και μετεωρίτες, ζώνη αστεροειδών, πτώση στη Γη, τύποι και όνομα.

Για τα πιτσιρίκιαΕίναι σημαντικό να θυμόμαστε ότι ένας αστεροειδής είναι ένα μικρό βραχώδες αντικείμενο, χωρίς αέρα, σε τροχιά γύρω από ένα αστέρι και όχι αρκετά μεγάλο για να χαρακτηριστεί πλανήτης. Γονείςή καθηγητές στο σχολείοενδέχεται εξηγήστε στα παιδιάότι η συνολική μάζα των αστεροειδών είναι κατώτερη από αυτή της γης. Αλλά μην νομίζετε ότι το μέγεθός τους δεν αποτελεί απειλή. Στο παρελθόν, πολλά από αυτά έπεσαν στον πλανήτη μας και αυτό μπορεί να συμβεί ξανά. Γι' αυτό οι ερευνητές μελετούν συνεχώς αυτά τα αντικείμενα, υπολογίζοντας τη σύνθεση και την τροχιά. Και αν μια επικίνδυνη διαστημική πέτρα ορμάει πάνω μας, τότε είναι καλύτερα να προετοιμαστούμε.

Σχηματισμός αστεροειδών - εξήγηση για παιδιά

Να ξεκινήσω εξήγηση για τα παιδιάΕίναι πιθανό από το γεγονός ότι οι αστεροειδείς είναι το υπολειμματικό υλικό μετά τον σχηματισμό του συστήματός μας πριν από 4,6 δισεκατομμύρια χρόνια. Όταν σχηματίστηκε, απλά δεν επέτρεψε σε άλλους πλανήτες να εμφανιστούν στο χάσμα μεταξύ του και του. Εξαιτίας αυτού, μικρά αντικείμενα συγκρούστηκαν εκεί και μετατράπηκαν σε αστεροειδείς.

Είναι σημαντικό να παιδιάκατανόησε αυτή τη διαδικασία, γιατί κάθε μέρα οι επιστήμονες βυθίζονται όλο και πιο βαθιά στο παρελθόν. Δύο θεωρίες κυκλοφορούν τον τελευταίο καιρό: το μοντέλο Nice και το Grand Tack. Πιστεύουν ότι πριν εγκατασταθούν στις συνήθεις τροχιές τους, οι γίγαντες του αερίου ταξίδεψαν μέσω του συστήματος. Αυτή η κίνηση θα μπορούσε να έχει τραβήξει αστεροειδείς από την κύρια ζώνη, αλλάζοντας την αρχική τους εμφάνιση.

Φυσικά χαρακτηριστικά αστεροειδών - εξήγηση για παιδιά

Οι αστεροειδείς ποικίλλουν σε μέγεθος. Μερικά μπορεί να είναι τόσο μεγάλα όσο η Ceres (940 km πλάτος). Αν πάρουμε το μικρότερο, τότε ήταν το 2015 TC25 (2 μέτρα), που πετούσε κοντά μας τον Οκτώβριο του 2015. Αλλά παιδιάμπορεί να μην ανησυχείτε, αφού στο εγγύς μέλλον υπάρχουν λίγες πιθανότητες να κατευθυνθούν αστεροειδείς προς το μέρος μας.

Σχεδόν όλοι οι αστεροειδείς σχηματίστηκαν σε ακανόνιστο σχήμα. Αν και τα μεγαλύτερα μπορούν να πλησιάσουν τη σφαίρα. Εμφανίζουν βαθουλώματα και κρατήρες. Για παράδειγμα, η Vesta έχει έναν τεράστιο κρατήρα (460 km). Η επιφάνεια των περισσότερων είναι γεμάτη σκόνη.

Οι αστεροειδείς περιστρέφονται επίσης γύρω από το αστέρι σε μια έλλειψη, έτσι κάνουν χαοτικές τούμπες και στροφές στο δρόμο τους. Για τα πιτσιρίκιαΘα είναι ενδιαφέρον να ακούσουμε ότι κάποιοι έχουν έναν μικρό δορυφόρο ή δύο φεγγάρια. Υπάρχουν δυαδικοί ή διπλοί αστεροειδείς, καθώς και τριπλοί. Έχουν περίπου το ίδιο μέγεθος. Οι αστεροειδείς μπορούν να εξελιχθούν εάν τους αρπάξει η βαρύτητα του πλανήτη. Στη συνέχεια αυξάνουν τη μάζα τους, μπαίνουν σε τροχιά και μετατρέπονται σε δορυφόρους. Μεταξύ των υποψηφίων: και (αρειανοί δορυφόροι), καθώς και οι περισσότεροι δορυφόροι κοντά στον Δία, και.

Διαφέρουν όχι μόνο σε μέγεθος, αλλά και σε σχήμα. Είναι συμπαγή κομμάτια ή μικρά θραύσματα που συνδέονται μεταξύ τους με τη βαρύτητα. Μεταξύ Ουρανού και Ποσειδώνα υπάρχει ένας αστεροειδής με το δικό του σύστημα δακτυλίων. Και ένα ακόμη είναι προικισμένο με έξι ουρές!

Η μέση θερμοκρασία φτάνει τους -73°C. Για δισεκατομμύρια χρόνια, υπάρχουν σχεδόν αμετάβλητα, επομένως είναι σημαντικό να τα εξερευνήσετε για να ρίξετε μια ματιά στον πρωτόγονο κόσμο.

Ταξινόμηση αστεροειδών - εξήγηση για παιδιά

Τα αντικείμενα βρίσκονται σε τρεις ζώνες του συστήματός μας. Το μεγαλύτερο μέρος του είναι συγκεντρωμένο σε μια γιγάντια δακτυλιοειδή περιοχή μεταξύ των τροχιών του Άρη και του Δία. Αυτή είναι η κύρια ζώνη, με περισσότερους από 200 αστεροειδείς με διάμετρο 100 km, καθώς και από 1,1-1,9 εκατομμύρια με διάμετρο 1 km.

Γονείςή στο σχολείοπρέπει εξηγήστε στα παιδιάότι στη ζώνη δεν ζουν μόνο οι αστεροειδείς του ηλιακού συστήματος. Προηγουμένως, η Δήμητρα θεωρούνταν αστεροειδής μέχρι να μεταφερθεί στην κατηγορία των πλανητών νάνων. Επιπλέον, όχι πολύ καιρό πριν, οι επιστήμονες εντόπισαν μια νέα κατηγορία - "αστεροειδείς της κύριας ζώνης". Πρόκειται για μικρά πέτρινα αντικείμενα με ουρές. Η ουρά εμφανίζεται όταν συντρίβονται, διαλύονται ή μπροστά σας βρίσκεται ένας κρυμμένος κομήτης.

Πολλές πέτρες βρίσκονται έξω από την κύρια ζώνη. Συγκεντρώνονται κοντά στους μεγάλους πλανήτες σε ορισμένα σημεία (σημείο Lagrange) όπου η ηλιακή και η πλανητική βαρύτητα βρίσκονται σε ισορροπία. Οι περισσότεροι εκπρόσωποι είναι οι Τρώες του Δία (αριθμητικά φτάνουν σχεδόν τον αριθμό της ζώνης των αστεροειδών). Έχουν επίσης τον Ποσειδώνα, τον Άρη και τη Γη.

Οι αστεροειδείς κοντά στη Γη περιφέρονται πιο κοντά σε εμάς από . Οι έρωτες πλησιάζουν σε τροχιά, αλλά δεν τέμνονται με τη γη. Ο Απόλλωνας τέμνεται με την τροχιά μας, αλλά τις περισσότερες φορές βρίσκονται σε απόσταση. Τα άτονα διασχίζουν επίσης την τροχιά, αλλά βρίσκονται μέσα σε αυτήν. Οι Άτυρες είναι οι πιο κοντινοί. Σύμφωνα με τον Ευρωπαϊκό Οργανισμό Διαστήματος, είμαστε περικυκλωμένοι από 10.000 γνωστά αντικείμενα κοντά στη Γη.

Εκτός από τη διαίρεση σε τροχιές, διατίθενται επίσης σε τρεις κατηγορίες στη σύνθεση. Ο τύπος C (ανθρακικό) είναι γκρίζος και καταλαμβάνει το 75% των γνωστών αστεροειδών. Πιθανότατα, σχηματίζονται από πηλό και πετρώδη πυριτικά πετρώματα και κατοικούν στις εξωτερικές ζώνες της κύριας ζώνης. Τύπος S (πυρίτιο) - πράσινο και κόκκινο, αντιπροσωπεύουν το 17% των αντικειμένων. Κατασκευασμένο από πυριτικά υλικά και νικέλιο-σίδερο και κυριαρχούν στην εσωτερική ζώνη. Τύπος M (μεταλλικό) - κόκκινο και αποτελούν τους υπόλοιπους αντιπροσώπους. Αποτελείται από νικέλιο-σίδηρο. Σίγουρα, παιδιάθα πρέπει να γνωρίζετε ότι υπάρχουν πολλές περισσότερες ποικιλίες με βάση τη σύνθεση (τύπου V - Vesta, που έχει ηφαιστειακό φλοιό βασάλτη).

Επίθεση αστεροειδών - εξήγηση για παιδιά

Έχουν περάσει 4,5 δισεκατομμύρια χρόνια από τον σχηματισμό του πλανήτη μας και η πτώση αστεροειδών στη Γη ήταν συχνό φαινόμενο. Για να προκαλέσει σοβαρή ζημιά στη Γη, ένας αστεροειδής θα πρέπει να έχει πλάτος ¼ μιλίου. Εξαιτίας αυτού, μια τέτοια ποσότητα σκόνης θα ανέβει στην ατμόσφαιρα που θα διαμορφώσει τις συνθήκες ενός «πυρηνικού χειμώνα». Κατά μέσο όρο, ισχυρές επιπτώσεις συμβαίνουν μία φορά κάθε 1000 χρόνια.

Μικρότερα αντικείμενα πέφτουν σε διαστήματα 1000-10000 ετών και μπορούν να καταστρέψουν μια ολόκληρη πόλη ή να δημιουργήσουν τσουνάμι. Εάν ο αστεροειδής δεν φτάσει τα 25 μέτρα, πιθανότατα θα καεί στην ατμόσφαιρα.

Δεκάδες πιθανοί επικίνδυνοι επιθετικοί ταξιδεύουν στο διάστημα, οι οποίοι παρακολουθούνται συνεχώς. Μερικοί είναι αρκετά κοντά, ενώ άλλοι σκέφτονται να το κάνουν στο μέλλον. Για να υπάρχει χρόνος αντίδρασης, θα πρέπει να υπάρχει ένα περιθώριο 30-40 ετών. Αν και τώρα όλο και περισσότεροι άνθρωποι μιλούν για την τεχνολογία αντιμετώπισης τέτοιων αντικειμένων. Αλλά υπάρχει ο κίνδυνος να χαθεί η απειλή και τότε απλά δεν θα υπάρχει χρόνος για αντίδραση.

Σπουδαίος εξηγήστε στα μικράότι μια πιθανή απειλή είναι γεμάτη οφέλη. Άλλωστε, κάποτε ήταν μια πρόσκρουση αστεροειδούς που προκάλεσε την εμφάνισή μας. Όταν σχηματίστηκε, ο πλανήτης ήταν ξηρός και άγονος. Οι κομήτες και οι αστεροειδείς που έπεφταν άφησαν νερό και άλλα μόρια με βάση τον άνθρακα, τα οποία επέτρεψαν τη δημιουργία ζωής. Κατά τη διάρκεια του σχηματισμού του ηλιακού συστήματος, τα αντικείμενα σταθεροποιήθηκαν και επέτρεψαν στις σύγχρονες μορφές ζωής να αποκτήσουν βάση.

Εάν ένας αστεροειδής ή μέρος του πέσει σε έναν πλανήτη, τότε ονομάζεται μετεωρίτης.

Σύνθεση αστεροειδών - εξήγηση για παιδιά

• Σιδερένιοι μετεωρίτες: σίδηρος (91%), νικέλιο (8,5%) ), κοβάλτιο (0,6%).
• Πέτρινοι μετεωρίτες: οξυγόνο (6%), σίδηρος (26%), πυρίτιο (18%), μαγνήσιο (14%), αλουμίνιο (1,5%), νικέλιο (1,4%), ασβέστιο (1,3%).

Ανακάλυψη και όνομα αστεροειδών - εξήγηση για παιδιά

Το 1801, ένας Ιταλός ιερέας, ο Τζουζέπε Πιάτσι, δημιουργούσε έναν αστρικό χάρτη. Εντελώς τυχαία, μεταξύ Άρη και Δία, παρατήρησε τον πρώτο και μεγάλο αστεροειδή Δήμητρα. Αν και σήμερα είναι ήδη ένας πλανήτης νάνος, επειδή η μάζα του αντιστοιχεί στο ¼ της μάζας όλων των γνωστών αστεροειδών στην κύρια ζώνη ή κοντά.

Στο πρώτο μισό του 19ου αιώνα, βρέθηκαν πολλά τέτοια αντικείμενα, αλλά όλα ταξινομήθηκαν ως πλανήτες. Μόλις το 1802 ο William Herschel πρότεινε τη λέξη "αστεροειδής", αν και άλλοι συνέχισαν να τους αναφέρουν ως "μικρούς πλανήτες". Μέχρι το 1851, είχαν βρεθεί 15 νέοι αστεροειδείς, επομένως η αρχή της ονομασίας έπρεπε να αλλάξει με την προσθήκη αριθμών. Για παράδειγμα, το Ceres έγινε (1) Ceres.

Η Διεθνής Αστρονομική Ένωση δεν είναι αυστηρή όσον αφορά την ονομασία των αστεροειδών, επομένως τώρα μπορείτε να βρείτε αντικείμενα που ονομάζονται από τον Spock του Star Trek ή τον μουσικό της ροκ Frank Happa. 7 αστεροειδείς έχουν πάρει το όνομά τους από το πλήρωμα του διαστημικού σκάφους Columbia που πέθανε το 2003.

Επίσης, προστίθενται αριθμοί - 99942 Apophis.

Εξερεύνηση αστεροειδών - εξήγηση για παιδιά

Το διαστημόπλοιο Galileo τράβηξε κοντινές λήψεις αστεροειδών για πρώτη φορά το 1991. Το 1994, κατάφερε επίσης να βρει έναν δορυφόρο σε τροχιά ενός αστεροειδή. Η NASA μελετά το αντικείμενο Eros κοντά στη Γη εδώ και πολύ καιρό. Μετά από πολλή σκέψη, αποφάσισαν να του στείλουν μια συσκευή. Το NEAR πραγματοποίησε επιτυχημένη προσγείωση, όντας το πρώτο από αυτή την άποψη.

Το Hayabusa ήταν το πρώτο διαστημόπλοιο που προσγειώθηκε και απογειώθηκε από έναν αστεροειδή. Ξεκίνησε το 2006 και επέστρεψε τον Ιούνιο του 2010, φέρνοντας δείγματα μαζί του. Η NASA εκτόξευσε την αποστολή Dawn το 2007 για να μελετήσει τη Vesta το 2011. Ένα χρόνο αργότερα, άφησαν τον αστεροειδή για τη Δήμητρα και έφτασαν σε αυτήν το 2015. Τον Σεπτέμβριο του 2016, η NASA έστειλε το OSIRIS-REx για να εξερευνήσει τον αστεροειδή Bennu.

Τον Ιανουάριο του 2017, η NASA επέλεξε δύο έργα, τη Lucy και την Psyche, για το πρόγραμμα Discovery. Έχει προγραμματιστεί να κυκλοφορήσουν τον Οκτώβριο του 2021. Η Λούσι θα ταξιδέψει στη ζώνη των αστεροειδών και θα μελετήσει 6 Τρώες. Το Psyche θα πετάξει στο 16 Psyche, έναν τεράστιο μεταλλικό αστεροειδή. Είναι σημαντικό στο ότι μπορεί να αποδειχθεί ότι είναι ο πυρήνας ενός αρχαίου πλανήτη χωρίς φλοιό λόγω μιας ισχυρής σύγκρουσης.

Το 2012, η ​​Planetary Resources, Inc. ανακοίνωσε την επιθυμία να στείλει μια συσκευή για την εξαγωγή νερού και υλικού από αστεροειδείς. Μετά από αυτό, η NASA άρχισε να μιλάει για τέτοιες φιλοδοξίες. Αυτό είναι ένα σημαντικό σημείο, δεδομένου ότι η ζώνη των αστεροειδών περιέχει ένα τεράστιο ποσό πολύτιμων πόρων, που ισοδυναμούν με 100 δισεκατομμύρια δολάρια για κάθε γήινο.

Τα παιδιά και οι μαθητές όλων των ηλικιών πρέπει να καταλάβουν ότι η πτώση αστεροειδών ή κομήτης δεν αποτελεί απειλή για τη Γη αυτή τη στιγμή. Η NASA παρακολουθεί συνεχώς δυνητικά επικίνδυνα διαστημικά αντικείμενα, γνωρίζοντας τις τροχιές, τις αποστάσεις και τα ακριβή μεγέθη μεγάλων αστεροειδών για αρκετές δεκαετίες και ακόμη και αιώνες. Φροντίστε να διαβάσετε προσεκτικά όλα τα ενδιαφέροντα στοιχεία για τους αστεροειδείς, καθώς και να δείτε φωτογραφίες και εικόνες για να γνωρίσετε καλύτερα αυτά τα αντικείμενα.

Όσον αφορά τη μάζα, οι αστεροειδείς είναι πολύ ελαφρύτεροι από τους πλανήτες του ηλιακού συστήματος, αλλά ταυτόχρονα μπορεί να έχουν δορυφόρους. Οι αστεροειδείς δεν έχουν δική τους ατμόσφαιρα, αφού δεν μπορούν να την κρατήσουν με το ασθενές βαρυτικό τους πεδίο. Το σχήμα του αστεροειδούς είναι λάθος.

Η ίδια η λέξη "αστεροειδής" προέρχεται από έναν συνδυασμό ελληνικών λέξεων που σημαίνουν "σαν αστέρι", "αστέρι" και "εμφάνιση". Και η έννοια του "αστεροειδούς" εισήχθη από τον Άγγλο αστρονόμο William Herschel με βάση ότι, όταν παρατηρήθηκαν μέσω ενός τηλεσκοπίου, αυτά τα ουράνια σώματα έμοιαζαν με σημεία αστεριών, σε αντίθεση με τους πλανήτες, που έμοιαζαν με δίσκους.

Μέχρι πρόσφατα, οι αστεροειδείς θεωρούνταν «μικροί πλανήτες», διευκρινίζοντας ότι η διάμετρός τους είναι μικρότερη από 1500 km. Ωστόσο, στη XXVI Συνέλευση της Διεθνούς Αστρονομικής Ένωσης το 2006, δόθηκε ένας ενημερωμένος ορισμός της έννοιας «πλανήτης» και έκτοτε οι περισσότεροι αστεροειδείς έχουν ταξινομηθεί ως ουράνια σώματα και δεν θεωρούνται πλέον πλανήτες.

Πιστεύεται ότι ο πρώτος αστεροειδής Cecera ανακαλύφθηκε τυχαία από έναν Ιταλό αστρονόμο. Τζουζέπε Πιάτσι 1 Ιανουαρίου 1801, αν και η τροχιά αυτού του αστεροειδούς υπολογίστηκε πριν από αυτό από μια ομάδα αστρονόμων με επικεφαλής έναν Γερμανό αστρονόμο Φραντς Ξάβερ.

Η μέθοδος της οπτικής παρατήρησης, που χρησιμοποιήθηκε για την αναζήτηση αστεροειδών στην αρχή, αντικαταστάθηκε από τη μέθοδο της αστροφωτογραφίας. Το 1891 ένας Γερμανός αστρονόμος Μαξιμιλιανός Λύκοςχρησιμοποίησε για πρώτη φορά μια νέα μέθοδο, η ουσία της οποίας ήταν να φωτογραφίσει ουράνια σώματα με μεγάλη περίοδο έκθεσης. Στις φωτογραφίες, οι αστεροειδείς άφησαν μικρές φωτεινές γραμμές. Αυτή η μέθοδος επιτάχυνε πολύ την ανακάλυψη νέων αστεροειδών.

Μέχρι σήμερα, αρκετές χιλιάδες ουράνια σώματα αυτού του τύπου έχουν ήδη ανακαλυφθεί και αριθμηθεί.

Επιτρέπεται να δίνονται ονόματα σε αστεροειδείς που ανακαλύφθηκαν πρόσφατα, ακόμη και προς τιμήν των ανακαλύψεων τους, αλλά μόνο αφού η τροχιά τους έχει υπολογιστεί αρκετά αξιόπιστα. Μέχρι τότε, στον αστεροειδή εκχωρείται σειριακός αριθμός.

Ποια είναι η διαφορά μεταξύ ενός αστεροειδή και ενός μετεωροειδούς;

Ένα μετεωροειδές (ή μετεωροειδές) είναι ένα συμπαγές κοσμικό σώμα που κινείται στον διαπλανητικό χώρο. Η κύρια παράμετρος με την οποία μπορούν να διακριθούν από τους αστεροειδείς είναι το μέγεθός τους. Οι αστεροειδείς, όπως ήδη αναφέρθηκε, είναι σώματα με διάμετρο μεγαλύτερη από 30 m, ενώ τα μετεωροειδή είναι σώματα πολύ μικρότερου μεγέθους. Επιπλέον, δεν μπορούν να συγκριθούν ως διαστημικά αντικείμενα με την έννοια ότι οι νόμοι σύμφωνα με τους οποίους ένας αστεροειδής και ένας μετεωροειδής κινούνται στο διάστημα είναι διαφορετικοί.

Είναι επικίνδυνος ο αστεροειδής 2012DA14;

Οι επιστήμονες πιστεύουν ότι όχι.

Ο αστεροειδής με αριθμό 2012DA14, που ανακαλύφθηκε από Ισπανούς αστρονόμους πέρυσι, θα πλησιάσει τη Γη στα 17.000 km. Για σύγκριση, το ύψος στο οποίο βρίσκονται οι τεχνητοί δορυφόροι της Γης, που εκπέμπουν τηλεοπτικά σήματα, είναι περισσότερο από 35 χιλιάδες χιλιόμετρα.

Το μέγεθος του αστεροειδούς είναι μικρό: διάμετρος - περίπου 45 μέτρα, βάρος - 130 χιλιάδες τόνοι. Εάν είχε συγκρουσθεί με τη Γη, η έκρηξη θα είχε απελευθερώσει ενέργεια συγκρίσιμη με την έκρηξη των 2,4 μεγατόνων TNT.

Ωστόσο, οι επιστήμονες καθησυχάζουν: αυτή η «συνάντηση» δεν εγκυμονεί κανέναν κίνδυνο σύγκρουσης με τη Γη. Αλλά θα είναι ακόμη δυνατό να παρατηρήσουμε το «πέρασμα» ενός ουράνιου σώματος κοντά στη Γη. Θα είναι ορατό στους κατοίκους της Αυστραλίας και της Ασίας με τη βοήθεια κιάλια, και αν η ατμόσφαιρα είναι αρκετά καθαρή, τότε με γυμνό μάτι. Στη Μόσχα, η πτήση του αστεροειδούς μπορεί να παρατηρηθεί χρησιμοποιώντας ισχυρά κιάλια ή ένα μικρό τηλεσκόπιο, μακριά από τα φώτα της πόλης. Κατ' αρχήν, όπως λένε οι ερευνητές, θα είναι δυνατό να δούμε το ουράνιο φαινόμενο σε ολόκληρη τη Ρωσία, εκτός από τις πιο ανατολικές περιοχές, όπου θα έχει ήδη ξημερώσει όταν ο αστεροειδής πλησιάσει τη Γη.

Ο αστεροειδής θα κάνει την πλησιέστερη προσέγγιση στη Γη στις 23.25 ώρα Μόσχας.

Όσοι επιθυμούν θα μπορούν να παρακολουθήσουν την πτήση ενός αστεροειδούς μέσω διαδικτυακής μετάδοσης στην ιστοσελίδα NASA.

Υπάρχει κίνδυνος παγκόσμιας καταστροφής από σύγκρουση με αστεροειδή;

Τα περισσότερα από αυτά βρίσκονται σε μια ζώνη που εκτείνεται μεταξύ των τροχιών του Δία και. Η ζώνη έχει σχήμα δακτυλίου και η πυκνότητά της μειώνεται πέρα ​​από μια απόσταση 3,2 AU.

Μέχρι τις 24 Αυγούστου 2006, η Δήμητρα θεωρούνταν ο μεγαλύτερος αστεροειδής (975x909 χλμ.), αλλά αποφάσισαν να αλλάξουν το καθεστώς του, δίνοντάς του τον τίτλο του πλανήτη νάνου. Και η συνολική μάζα όλων των αντικειμένων της κύριας ζώνης είναι μικρή - 3,0 - 3,6,1021 kg, που είναι 25 φορές μικρότερη από τη μάζα.

Φωτογραφία του νάνου πλανήτη Ceres

Τα ευαίσθητα φωτόμετρα καθιστούν δυνατή τη μελέτη των αλλαγών στη φωτεινότητα των κοσμικών σωμάτων. Αποδεικνύεται μια ελαφριά καμπύλη, από το σχήμα της οποίας μπορείτε να μάθετε την περίοδο περιστροφής του αστεροειδούς και τη θέση του άξονα περιστροφής του. Η περιοδικότητα είναι από αρκετές ώρες έως αρκετές εκατοντάδες ώρες. Επίσης, η καμπύλη φωτός μπορεί να βοηθήσει στον προσδιορισμό των σχημάτων των αστεροειδών. Μόνο τα μεγαλύτερα αντικείμενα πλησιάζουν το σχήμα μιας μπάλας, τα υπόλοιπα έχουν ακανόνιστο σχήμα.

Από τη φύση της αλλαγής της φωτεινότητας, μπορεί να υποτεθεί ότι ορισμένοι αστεροειδείς έχουν δορυφόρους, ενώ άλλοι είναι δυαδικά συστήματα ή σώματα που κυλίονται ο ένας πάνω από τις επιφάνειες του άλλου.

Οι τροχιές των αστεροειδών αλλάζουν υπό την ισχυρή επιρροή των πλανητών, ειδικά ο Δίας επηρεάζει τις τροχιές τους. Οδήγησε στο γεγονός ότι υπάρχουν ολόκληρες ζώνες όπου απουσιάζουν μικροί πλανήτες και αν καταφέρουν να φτάσουν εκεί, τότε για πολύ μικρό χρονικό διάστημα. Τέτοιες ζώνες, που ονομάζονται καταπακτές ή κενά Kirkwood, εναλλάσσονται με περιοχές γεμάτες με διαστημικά σώματα που σχηματίζουν οικογένειες. Το κύριο μέρος των αστεροειδών χωρίζεται σε οικογένειες, οι οποίες πιθανότατα σχηματίζονται απόσυνθλίβοντας μεγαλύτερα σώματα.Αυτά τα συμπλέγματα ονομάζονται από το μεγαλύτερο μέλος τους.

Σε απόσταση μετά τις 3,2 π.μ. δύο σμήνη αστεροειδών κάνουν κύκλους στην τροχιά του Δία - Τρώες και Έλληνες. Το ένα κοπάδι (Έλληνες) προσπερνά τον γίγαντα του φυσικού αερίου και το άλλο (Τρώες) υστερεί. Αυτές οι ομάδες κινούνται αρκετά σταθερά, γιατί βρίσκονται στα «σημεία Lagrange», όπου οι βαρυτικές δυνάμεις που δρουν πάνω τους εξισώνονται. Η γωνία της απόκλισής τους είναι η ίδια - 60°. Οι Τρώες μπόρεσαν να συσσωρευτούν πολύ μετά την εξέλιξη διαφόρων συγκρούσεων αστεροειδών. Υπάρχουν όμως και άλλες οικογένειες με πολύ κοντινές τροχιές, που σχηματίστηκαν από τις πρόσφατες διασπάσεις του γονικού τους σώματος. Τέτοιο αντικείμενο είναι η οικογένεια Φλώρα, που αριθμεί περίπου 60 μέλη.

Αλληλεπίδραση με τη Γη

Όχι πολύ μακριά από το εσωτερικό άκρο της κύριας ζώνης υπάρχουν ομάδες σωμάτων των οποίων οι τροχιές μπορεί να τέμνουν αυτές της Γης και των επίγειων πλανητών. Τα κύρια αντικείμενα περιλαμβάνουν τις ομάδες του Απόλλωνα, του Αμούρ, του Ατόν. Οι τροχιές τους δεν είναι σταθερές, ανάλογα με την επιρροή του Δία και άλλων πλανητών. Η διαίρεση σε ομάδες τέτοιων αστεροειδών είναι μάλλον αυθαίρετη, γιατί μπορούν να μετακινηθούν από ομάδα σε ομάδα. Τέτοια αντικείμενα διασχίζουν την τροχιά της Γης, γεγονός που δημιουργεί μια πιθανή απειλή. Περίπου 2000 αντικείμενα μεγαλύτερα από 1 km διασχίζουν περιοδικά την τροχιά της γης.

Είναι είτε θραύσματα μεγαλύτερων αστεροειδών, είτε πυρήνες κομητών από τους οποίους έχει εξατμιστεί όλος ο πάγος. Σε 10 - 100 εκατομμύρια χρόνια, αυτά τα σώματα θα πέσουν σίγουρα στον πλανήτη που τα έλκει ή στον Ήλιο.

Αστεροειδή στο παρελθόν της Γης

Το πιο διάσημο γεγονός αυτού του είδους ήταν η πτώση ενός αστεροειδούς πριν από 65 εκατομμύρια χρόνια, όταν πέθανε τα μισά από όλα όσα ζούσαν στον πλανήτη. Πιστεύεται ότι το μέγεθος του πεσμένου σώματος ήταν περίπου 10 χιλιόμετρα και ο Κόλπος του Μεξικού έγινε το επίκεντρο. Στο Taimyr, βρέθηκαν επίσης ίχνη κρατήρα εκατό χιλιομέτρων (στην στροφή του ποταμού Popigai). Στην επιφάνεια του πλανήτη, υπάρχουν περίπου 230 αστροβλήματα - μεγάλοι σχηματισμοί δακτυλίων κρούσης.

Χημική ένωση

Οι αστεροειδείς μπορούν να ταξινομηθούν ανάλογα με τη χημική τους σύνθεση και τη μορφολογία τους. Ο προσδιορισμός του μεγέθους ενός τόσο μικρού σώματος ως αστεροειδούς στο τεράστιο ηλιακό σύστημα, το οποίο, επιπλέον, δεν εκπέμπει φως, είναι εξαιρετικά δύσκολο. Αυτό βοηθά στην εφαρμογή της φωτομετρικής μεθόδου - τη μέτρηση της φωτεινότητας ενός ουράνιου σώματος. Οι ιδιότητες και η φύση του ανακλώμενου φωτός χρησιμοποιούνται για να κριθούν οι ιδιότητες των αστεροειδών. Έτσι, χρησιμοποιώντας αυτή τη μέθοδο, όλοι οι αστεροειδείς χωρίστηκαν σε τρεις ομάδες:

1. ανθρακώδης- τύπος C. Οι περισσότεροι από αυτούς - 75%. Δεν αντανακλούν καλά το φως, αλλά βρίσκονται στο εξωτερικό της ζώνης.
2. Αμμώδης- τύπου S. Αυτά τα σώματα αντανακλούν το φως πιο έντονα και βρίσκονται στην εσωτερική ζώνη.
3. μέταλλο- τύπου Μ. Η ανακλαστικότητά τους είναι παρόμοια με τα σώματα της ομάδας S, και βρίσκονται στην κεντρική ζώνη της ζώνης.

Η σύνθεση των αστεροειδών είναι παρόμοια, γιατί τα τελευταία είναι στην πραγματικότητα θραύσματά τους. Η ορυκτολογική τους σύνθεση δεν είναι διαφορετική. Μόνο περίπου 150 ορυκτά έχουν εντοπιστεί, ενώ υπάρχουν περισσότερα από 1000 στη Γη.

Άλλες ζώνες αστεροειδών

Παρόμοια διαστημικά αντικείμενα υπάρχουν και έξω από την τροχιά. Υπάρχουν αρκετά από αυτά στα περιφερειακά μέρη του ηλιακού συστήματος. Πέρα από την τροχιά του Ποσειδώνα βρίσκεται η ζώνη Kuiper, η οποία περιέχει εκατοντάδες αντικείμενα που κυμαίνονται σε μέγεθος από 100 έως 800 km.

Μεταξύ της ζώνης Kuiper και της κύριας ζώνης αστεροειδών βρίσκεται μια άλλη συλλογή παρόμοιων αντικειμένων που ανήκουν στην «τάξη των Κενταύρων». Ο κύριος εκπρόσωπος τους ήταν ο αστεροειδής Χείρωνας, ο οποίος μερικές φορές προσποιείται ότι είναι κομήτης, καλύπτεται σε κώμα και απλώνει την ουρά του. Αυτός ο τύπος δύο όψεων έχει μέγεθος 200 km και είναι απόδειξη ότι υπάρχουν πολλές ομοιότητες μεταξύ κομητών και αστεροειδών.

Υποθέσεις προέλευσης

Τι είναι ένας αστεροειδής - ένα θραύσμα άλλου πλανήτη ή πρωτοουσία; Αυτό είναι ακόμα ένα μυστήριο, το οποίο προσπαθούν να λύσουν εδώ και καιρό. Υπάρχουν δύο βασικές υποθέσεις:

Έκρηξη του πλανήτη.Η πιο ρομαντική εκδοχή είναι ο εξερράγης μυθικός πλανήτης Φαέθων. Υποτίθεται ότι κατοικούνταν από ευφυή όντα που είχαν φτάσει σε υψηλό βιοτικό επίπεδο. Όμως ξέσπασε ένας πυρηνικός πόλεμος, καταστρέφοντας τελικά τον πλανήτη. Όμως η μελέτη της δομής και της σύνθεσης των μετεωριτών αποκάλυψε ότι η ουσία ενός μόνο πλανήτη δεν αρκεί για μια τέτοια ποικιλία. Και η ηλικία των μετεωριτών - από ένα εκατομμύριο έως εκατοντάδες εκατομμύρια χρόνια - δείχνει ότι ο κατακερματισμός των αστεροειδών ήταν μεγάλος. Και ο πλανήτης Φαέθων είναι απλώς ένα όμορφο παραμύθι.

Συγκρούσεις πρωτοπλανητικών σωμάτων.Αυτή η υπόθεση επικρατεί. Εξηγεί αρκετά αξιόπιστα την προέλευση των αστεροειδών. Οι πλανήτες σχηματίστηκαν από ένα σύννεφο αερίων και σκόνης. Όμως στις περιοχές μεταξύ Δία και Άρη, η διαδικασία ολοκληρώθηκε με τη δημιουργία πρωτοπλανητικών σωμάτων, από τη σύγκρουση των οποίων γεννήθηκαν αστεροειδείς. Υπάρχει μια εκδοχή ότι ο μεγαλύτερος από τους μικρούς πλανήτες είναι ακριβώς τα έμβρυα του πλανήτη που απέτυχαν να σχηματιστούν.Τέτοια αντικείμενα περιλαμβάνουν Ceres, Vesta, Pallas.

μεγαλύτεροι αστεροειδείς

Δήμητρα.Είναι το μεγαλύτερο αντικείμενο στη ζώνη των αστεροειδών, με διάμετρο 950 km. Η μάζα του είναι σχεδόν το ένα τρίτο της συνολικής μάζας όλων των σωμάτων της ζώνης. Η Δήμητρα αποτελείται από έναν βραχώδη πυρήνα που περιβάλλεται από έναν παγωμένο μανδύα. Υποτίθεται ότι υπάρχει υγρό νερό κάτω από τον πάγο. Ένας πλανήτης νάνος περιστρέφεται γύρω από τον Ήλιο σε 4,6 χρόνια με ταχύτητα 18 km / s. Η περίοδος περιστροφής του είναι 9,15 ώρες και η μέση πυκνότητα είναι 2 g/cm 3 .

Παλλάς.Το δεύτερο μεγαλύτερο αντικείμενο στη ζώνη των αστεροειδών, αλλά με τη μεταφορά της Δήμητρας στην κατάσταση ενός πλανήτη νάνου, έγινε ο μεγαλύτερος αστεροειδής. Οι παράμετροί του είναι 582x556x500 km. Το πέταγμα του αστεριού διαρκεί 4 χρόνια με ταχύτητα 17 km / s. Η ημέρα στο Παλλάς είναι 8 ώρες και η θερμοκρασία επιφάνειας είναι 164°K.

Εστία.Αυτός ο αστεροειδής έχει γίνει ο πιο φωτεινός και ο μοναδικός που μπορεί να δει κανείς χωρίς τη χρήση οπτικών. Οι διαστάσεις του σώματος είναι 578x560x458 km και μόνο το ασύμμετρο σχήμα δεν επιτρέπει στον Vesta να χαρακτηριστεί ως πλανήτης νάνος. Στο εσωτερικό του είναι ένας πυρήνας σιδήρου-νικελίου και γύρω του ένας πέτρινος μανδύας.

Υπάρχουν πολλοί μεγάλοι κρατήρες στο Vesta, ο μεγαλύτερος από τους οποίους έχει διάμετρο 460 km και βρίσκεται στην περιοχή του νότιου πόλου. Το βάθος αυτού του σχηματισμού φτάνει τα 13 km και οι άκρες του υψώνονται πάνω από την γύρω πεδιάδα κατά 4–12 km.

Ευγενία.Αυτός ο αρκετά μεγάλος αστεροειδής με διάμετρο 215 km. Ενδιαφέρον είναι ότι έχει δύο δορυφόρους. Ήταν ο Μικρός Πρίγκιπας (13 χλμ.) και ο S/2004 (6 χλμ.). Απέχουν από την Ευγενία 1200 και 700 χλμ. αντίστοιχα.

Μελέτη του

Η αρχή μιας λεπτομερούς μελέτης των αστεροειδών τέθηκε από το διαστημόπλοιο Pioneer. Αλλά ο πρώτος που τράβηξε φωτογραφίες των αντικειμένων Gaspra και Ida ήταν η συσκευή Galileo το 1991. Διενεργήθηκε επίσης λεπτομερής εξέταση από τη συσκευή NEAR Shoemaker and Hayabusa. Στόχος τους ήταν ο Έρος, η Ματίλντα και η Ιτοκάβα. Από το τελευταίο μάλιστα παραδόθηκαν σωματίδια εδάφους. Το 2007, ο σταθμός Dawn αναχώρησε για τη Vesta και τη Ceres, φτάνοντας στη Vesta στις 16 Ιουλίου 2011. Φέτος ο σταθμός θα πρέπει να φτάσει στη Ceres και μετά θα προσπαθήσει να φτάσει στο Παλλάς.

Είναι απίθανο να βρεθεί ζωή σε αστεροειδείς, αλλά σίγουρα υπάρχουν πολλά ενδιαφέροντα πράγματα εκεί. Μπορείτε να περιμένετε πολλά από αυτά τα αντικείμενα, αλλά δεν θέλετε μόνο ένα πράγμα: την απροσδόκητη άφιξή τους για να μας επισκεφτείτε.