سیارک های منظومه شمسی. سیارک ها چیست؟ شکل مدار سیارک

ابعاد و وزن.اندازه سیارات با اندازه گیری زاویه ای که قطر آنها از زمین قابل مشاهده است تعیین می شود. این روش برای سیارک ها قابل اجرا نیست: آنها به قدری کوچک هستند که حتی در تلسکوپ ها نیز به نظر می رسد نقاطی مانند ستاره هستند (از این رو نام "سیارک ها"، یعنی "ستاره مانند" نامیده می شود).

فقط چهار سیارک اول را می توان با دیسک آنها تشخیص داد. قطر زاویه ای سرس بزرگترین است: به 1 می رسد » (برای پالاس، جونو و وستا چندین برابر کوچکتر است). ابعاد زاویه ای این سیارک ها در سال 1890 توسط E. Barnard در رصدخانه Lick و Yerk اندازه گیری شد. بارنارد با تعیین فاصله تا سرس، پالاس، جونو و وستا و انجام محاسبات لازم، در زمان مشاهده متوجه شد که قطر آنها به ترتیب 770، 490، 190 و 380 کیلومتر است (همانطور که می بینید، همه آنها می توانند در آنها قرار بگیرند. منطقه اشغال شده توسط آلاسکا!) .

چگونه اندازه بسیاری از سیارک های کوچکتر دیگر را تعیین کنیم؟

تا همین اواخر، آنها بر اساس روشنایی سیارک ها تخمین زده می شدند و قدر سیارک با قدر سرس، پالاس، جونو و وستا (که اندازه آنها قبلاً مشخص بود) مقایسه می شد. با این حال، روشنایی سیارک ها تغییر می کند: اولا، با تغییر در فاصله سیارک از خورشید (به دلیل تغییر در میزان نور خورشید که بر روی سیارک می افتد). ثانیا، با تغییر فاصله از زمین (به دلیل تغییر در میزان نوری که به زمین می رسد، منعکس شده از سیارک)؛ سوم، با تغییر در زاویه فاز، زیرا با افزایش این زاویه، بخش کوچکتری از سطح روشن سیارک از زمین قابل مشاهده می شود. بنابراین، برای تعیین ابعاد زاویه‌ای، قدر ستاره‌های مرئی سیارک‌ها نیست که با یکدیگر مقایسه می‌شوند، بلکه قدری هستند که این سیارک‌ها اگر در فواصل معین (تک) از خورشید و زمین «قرار می‌گرفتند» داشته باشند. اگر آنها طوری "مرتب شوند" که زاویه فاز آنها صفر باشد.

قبل از بررسی مک‌دونالد، این قدرهای کاهش یافته (که مطلق نیز نامیده می‌شوند) توسط ناظران مختلف در سیستم‌های فتومتریک غیرقابل مقایسه خود بیان می‌شد، که باعث گسترش گسترده تخمین‌ها از اندازه سیارک‌ها شد. در بررسی مک‌دونالد، برای همه سیارک‌های شماره‌دار، قدر مطلق ستاره‌ای مشخص شد که قبلاً در سیستم عکس بین‌المللی یکپارچه بیان شده بود (همان سیستم در بررسی پالومار-لیدن استفاده شد).

درست است، یکی دیگر از دشواری های به ظاهر غیرقابل غلبه این روش باقی می ماند: تعیین اندازه باید تحت فرضیات خاصی در مورد بازتاب سیارک ها - آلبدوی آنها - انجام شود. معمولاً فرض می شود که آلبدوی یک سیارک با میانگین آلبدوی چهار سیارک بزرگ برابر است. در همین حال، واضح است که در شرایط رصدی یکسان، یک سیارک کوچک متشکل از ماده سبک و با بازتاب خوب ممکن است روشن‌تر از یک سیارک بزرگ، اما تاریک‌تر باشد. با این وجود، هنگام تخمین اندازه بسیاری از سیارک ها، این آلبیدوی متوسط ​​است که حتی در حال حاضر استفاده می شود.

بنابراین، اگر قدر مطلق سیارک m a 6 c را بدانیم، با فرض یکسان بودن آلبدوی تمام سیارک ها، می توانیم به راحتی شعاع (بر حسب کیلومتر) سیارک را تعیین کنیم. آر با یک فرمول بسیار ساده: lg آر \u003d 3.245-0.2 متر در 6 ثانیه.

علاوه بر این، بر اساس شعاع محاسبه شده از قبل، می توانیم جرم سیارک را تخمین بزنیم م،اگر چگالی ماده سیارک مشخص باشد. معمولاً اعتقاد بر این است که برابر است با میانگین چگالی ماده قطعات سیارک - شهاب سنگ هایی که هر از گاهی روی زمین ما سقوط می کنند. این چگالی g، که در آزمایشگاه‌های زمینی اندازه‌گیری می‌شود، 3.5 گرم بر سانتی‌متر مکعب است (اگرچه نمونه‌های کاملاً سبکی وجود دارد، با چگالی حدود 2 گرم در سانتی‌متر به 3 مراجعه کنید).

در برخی موارد، می توان اندازه سیارک ها را به روشی "غیر استاندارد" تعیین کرد، به عنوان مثال، هنگام پوشاندن ستاره ها با آنها (ماهیت این پدیده مانند پوشاندن ستاره ها با ماه است). یکی از این غیبت ها در شامگاه 23 ژانویه 1975 رخ داد و در ایالات متحده آمریکا مشاهده شد. سیارک اروس، همانطور که B. Marsden پیش بینی کرده بود، باید ستاره x را می پوشاند قو یک نوار پوششی به عرض حدود 25 کیلومتر از شهرهای آلبانی، هارتفرت، کانکتیکات و نزدیک به لبه شرقی لانگ آیلند عبور می کرد. 17 نقطه رصدی سازماندهی شد که در آن دانشجویان دانشکده های اطراف و دانشجویان گروه های نجومی در فاصله 6-8 کیلومتری در امتداد نوار پوشش قرار داشتند.

در طول پوشش اروس (حدود 9 متر) با سرعت زاویه ای 0.2-0.3 درجه در ساعت به ستاره نزدیک شد % سیگنوس که بسیار درخشان تر از سیارک بود (حدود 4 متر). ناگهان، نور ستاره ناپدید شد (یک مانع مات در مسیر پرتوهای آن ظاهر شد - یک سیارک)، و پس از چند ثانیه ستاره دوباره ظاهر شد (شکل 3).

مارسدن از مدت زمان پوشش مشخص کرد که قطر ظاهری اروس حدود 24 کیلومتر است.

چگونه دیگری (علاوه بر تخمین قدر مطلق) می توان جرم سیارک ها را تعیین کرد؟ محاسبه جرم سیارک ها بر اساس آشفتگی های متقابل آنها (در طول نزدیک شدن) که سیارک ها تجربه می کنند، اساساً ممکن است، اگرچه بسیار دشوار است. این روش برای تعیین جرم توسط I. Schubart از موسسه نجوم در هایدلبرگ ایجاد شد. او آن را برای تعیین جرم بزرگترین سیارک ها به کار برد و به دست آورد که جرم سرس (5.9 ± 0.3) 10 -11 است. مج (جایی که مج - جرم خورشید)، جرم پالاس - (1.14±0.22) 10 -11 مبا.با روشی مشابه، ستاره شناسان دیگر دریافتند که جرم وستا (12/0 ± 20/1) 11-10 است. مبا.بنابراین، جرم حتی بزرگترین سیارک - سرس - 5000 برابر کمتر از جرم زمین و 600 برابر کمتر از جرم ماه است.

پس از اینکه کمربند سیارکی برای فضاپیماها "قابل دسترس" شد، توانستیم جرم سیارک های بسیار کوچک را تعیین کنیم.

تجهیزات تلسکوپی نصب شده بر روی موشک های فضایی امکان تعیین قدر (و اندازه) ستاره ای قطعات سیارکی با قطرهای چند سانتی متر و دسی متر (که برای مشاهدات از زمین غیرقابل دسترس هستند) را می دهد.

بنابراین، در حال حاضر، اطلاعاتی در مورد سیارک های "همه رده" وجود دارد - از اجرام بزرگ با جرم میلیاردها میلیارد تن تا موارد بسیار کوچک که می توانند در کف دست شما قرار بگیرند. کل "ابر" گرد و غبار نیز در کمربند سیارک ها در حال حرکت هستند که ویژگی های آنها توسط علائم غیر مستقیم بررسی می شود. همه اینها به ما امکان می دهد تصویر نسبتاً کاملی از کمربند سیارک ها ایجاد کنیم.

در دهه 1950، ستاره شناس شوروی I. I. Putilin محاسباتی را از تعداد کل سیارک های شماره گذاری شده (یعنی با مدارهای شناخته شده) انجام داد. نتیجه شگفت انگیز است. معلوم شد که تمام سیارک‌هایی که کنار هم قرار می‌گیرند در مکعبی قرار می‌گیرند که ضلعی آن تنها حدود 500 کیلومتر است! تقریبا نیمی از حجم را سرس با وستا و پالاس اشغال می کند. 25 درصد دیگر، جونو با سیارک‌هایی تا صدم بوده است. اکتشافات سیارک های بعدی (همه کوچکترها) تنها منجر به افزایش بسیار آهسته در این "حجم" ماده سیارکی شد و پس از هزارمین سیارک، رشد کل "حجم" آنها تقریباً به طور کامل متوقف شد (شکل 4). سیارک‌های کشف‌نشده احتمالا آنقدر کوچک هستند که با وجود تعداد زیادشان، نمی‌توانند این «حجم» را به میزان قابل توجهی افزایش دهند، و بر اساس تخمین‌ها، ذرات کوچک و دانه‌های غبار به سختی برای پر کردن فضای خالی بین سیارک‌های نزدیک به 500 کافی هستند. مکعب کیلومتر

می توان فرض کرد که حجم کل ماده سیارکی در فضای بین سیاره ای تقریباً 23/10 سانتی متر است، اما سیارک ها در حجم عظیمی از فضای بین سیاره ای توزیع شده اند، به طوری که کیلومتر مکعب زیادی فضا در هر جسم وجود دارد. بنابراین، احتمال برخورد یک فضاپیما که از طریق کمربند سیارکی (مثلاً در مسیر مشتری) با برخی حتی یک سیارک کوچک در حال پرواز است، ناچیز است.

اگر مقدار 3.5 گرم بر سانتی متر مکعب را به عنوان چگالی متوسط ​​ماده سیارک در نظر بگیریم، آنگاه به این نتیجه می رسیم که جرم کل سیارک ها حدود 3.5 10 23 گرم است - عددی که با توجه به ایده های زمینی ما بسیار بزرگ است. ، اما با توجه به مقیاس نجومی ناچیز است. (برای کور کردن تمام سیارک ها - شناخته شده و ناشناخته - لازم است لایه ای به ضخامت "فقط" 500 متر از سطح زمین جدا شود!)

اخیرا، I. Schubart جرم ماده سیارکی را از کل اغتشاشاتی که بزرگترین سیارک ها هنگام حرکت در محاصره همتایان متعدد خود تجربه می کنند، تعیین کرد. او مقدار 3 10 23 گرم را دریافت کرد که با تخمین قبلی مطابقت دارد.

همچنین تلاش هایی برای تعیین تأثیر میدان گرانشی کمربند سیارکی بر حرکت مریخ انجام شده است. با این حال، معلوم شد که مریخ برای سیارک‌ها بسیار پرجرم است و این اثر قابل تشخیص نیست، که این نیز ناچیز بودن جرم کل سیارک‌ها را تایید می‌کند. درست است، فرض بر این است که در نزدیکی مدار مشتری، اجسام عظیم ناشناخته برای ما در حال حرکت هستند. اما بعید است که تعداد آنها بسیار زیاد باشد و بعید است که تخمین جرم کل مواد سیارکی را به میزان قابل توجهی افزایش دهند.

اندازه های کوچک به چه چیزی منجر می شود؟طبق قانون گرانش جهانی، هر سیارک اجسام دیگری را جذب می کند. اما چقدر این جذابیت ضعیف است! در یک سیارک نسبتاً بزرگ (با قطر 200 کیلومتر)، نیروی گرانش روی سطح 100 برابر کمتر از زمین است، به طوری که یک فرد، یک بار روی آن، وزن کمتر از 1 کیلوگرم خواهد داشت و به سختی وزن خود را احساس می کند. . پس از پریدن روی یک سیارک از ارتفاع یک ساختمان 10 طبقه ، تقریباً یک ربع دقیقه به سطح زمین می رسید و در لحظه "فرود" به سرعت فقط 1.5 متر در ثانیه می رسید. به طور کلی، ماندن بر روی سیارک ها تفاوت چندانی با ماندن در شرایط بی وزنی کامل ندارد.

اولین سرعت کیهانی روی آنها بسیار کم است: در سرس - حدود 500 متر بر ثانیه، و در یک سیارک به اندازه یک کیلومتر - فقط حدود 1 متر در ثانیه. دومین سرعت کیهانی 1.4 برابر بیشتر است، به طوری که با حرکت با سرعت یک ماشین (حدود 100 کیلومتر در ساعت)، می توان برای همیشه از یک سیارک با قطر حتی 5 کیلومتر پرواز کرد. آیا این تعجب آور است که هیچ جوی روی سیارک ها وجود ندارد؟ حتی اگر برخی از گازها از اعماق سیارک ها آزاد می شدند، نیروهای گرانش نمی توانستند مولکول های آنها را نگه دارند و باید برای همیشه در فضای بین سیاره ای پراکنده می شدند.

در سال 1973، عدم وجود جو در سیارک ها با اندازه گیری طیف سیارک ها در محدوده مادون قرمز تأیید شد. طیف های به دست آمده توسط اخترفیزیکدان آمریکایی O. Gansen برای چندین سیارک بزرگ در منطقه طول موج حدود 12 میکرومتر تنها نشان می دهد که سیارک ها کمی گرم هستند.

با این حال، در طیف تابش مادون قرمز سرس یک ویژگی وجود داشت: فقط در طول موج 12 میکرون، در یک باند باریک، "پرش" تابش تقریبا دو برابر شد. چنین "باندهای" طیفی تابش مشخصه گازها هستند و بنابراین در سیارات و ماهواره های آنها که توسط جو احاطه شده اند مشاهده می شوند. اما سرس کوچکتر از آن است که یک جو را در خود نگه دارد!

برای توضیح این پارادوکس، هانسن یک فرضیه وسوسه انگیز را مطرح کرد: در سرس تبخیر مداوم مواد فرار وجود دارد که باید (!) در ترکیب ماده سطح آن باشد. باید گفت که از میان تخمین‌های مختلف از جرم و قطر سرس، می‌توان یک جفت مقدار از این مقادیر را انتخاب کرد که به تخمین پایینی از چگالی متوسط ​​ماده آن (حدود 1 گرم در سانتی‌متر) منجر می‌شود. 3)، مطابق با این فرض که سرس عمدتاً از یخ تشکیل شده است. با این حال، این فرض حتی برای خود هنسن آنقدر باورنکردنی به نظر می رسید که او به سادگی در محاسبات خود تردید کرد و پیش از نتیجه گیری نهایی، برآوردهای جدید و دقیق تر از جرم و حجم سرس را ضروری دانست. علاوه بر این، فرض هانسن با نتایج مشاهدات پلاریمتری سرس که بر اساس آن این سیارک با وجود اینکه یک جرم بسیار تاریک است، نمی تواند ساختارهای خیلی سست روی سطح داشته باشد، که باید در حین تبخیر یخ تشکیل می شد، تناقض داشت. بنابراین، نوارهای طیفی مادون قرمز سرس هنوز یک راز است.

سیارک ها به دلیل اندازه کوچکشان شکل بسیار زاویه ای دارند. نیروی گرانش ناچیز روی سیارک ها نمی تواند به آنها شکل یک توپ را بدهد که مشخصه سیارات و ماهواره های بزرگ آنهاست. در مورد دوم، نیروی عظیم گرانش تک تک بلوک‌ها را خرد می‌کند و آنها را درهم می‌کوبد. بر روی زمین، کوه های بلند در کف خود، به عنوان آن، در حال گسترش است. به نظر می رسد که استحکام سنگ برای تحمل بارهای بسیار تن در هر 1 سانتی متر مربع کافی نیست، و سنگ در پای کوه، بدون خرد شدن، بدون شکافتن، از همه طرف فشرده می شود، گویی فقط "جریان" است. خیلی آهسته

در سیارک هایی با قطر حداکثر 200-300 کیلومتر، به دلیل "وزن" کوچک سنگ، پدیده چنین "سیالیت" به طور کامل وجود ندارد و در بزرگترین سیارک ها بسیار آهسته رخ می دهد و حتی در آن زمان فقط در اعماق آنها در سطح سیارک‌ها، کوه‌ها و فرورفتگی‌های عظیم بدون تغییر باقی می‌مانند، از نظر اندازه بسیار بزرگتر از زمین و سیارات دیگر (متوسط ​​انحرافات در هر جهت از سطح سطح حدود 10 کیلومتر یا بیشتر است)، که در نتایج مشاهدات راداری آشکار می‌شود. سیارک ها (شکل 5).

شکل نامنظم سیارک ها نیز با این واقعیت تأیید می شود که روشنایی آنها به طور غیرعادی سریع با افزایش زاویه فاز کاهش می یابد (به پاورقی در صفحه 11 مراجعه کنید). چنین تغییراتی در روشنایی ماه برای ما کاملاً شناخته شده است: در ماه کامل بسیار روشن است، سپس ضعیف تر و ضعیف تر می درخشد، تا زمانی که در ماه جدید کاملاً ناپدید می شود. اما برای ماه، این تغییرات بسیار آهسته تر از سیارک ها اتفاق می افتد، و بنابراین آنها را می توان به طور کامل تنها با کاهش کسری از سطح روشن شده توسط خورشید قابل مشاهده از زمین توضیح داد (سایه های کوه های ماه و فرورفتگی ها تأثیر کمی دارند. در روشنایی کلی ماه). وضعیت در مورد سیارک ها متفاوت است. چنین تغییرات سریع در روشنایی آنها را نمی توان صرفاً با تغییر در سطح یک سیارک که توسط خورشید روشن شده است توضیح داد. و دلیل اصلی (به ویژه برای سیارک های کوچک) این ماهیت تغییر در روشنایی در شکل نامنظم سیارک ها نهفته است، به همین دلیل برخی از قسمت های سطح روشن آنها در برابر اشعه های خورشید توسط دیگران محافظت می شود.

شکل نامنظم سیارک ها نیز مستقیماً از طریق تلسکوپ مشاهده شد. این اولین بار در سال 1931 اتفاق افتاد، زمانی که سیارک کوچک اروس، که در مداری بسیار عجیب و غریب حرکت می کرد، که بعداً در مورد آن صحبت خواهیم کرد، در فاصله غیرمعمول کمی (فقط 28 میلیون کیلومتر) به زمین نزدیک شد. سپس، از طریق تلسکوپ، دیدند که این سیارک شبیه یک "دمبل" یا یک ستاره دوگانه حل نشده با فاصله زاویه ای بین اجزاء در حدود 0.18 "است. حتی دیده شد که "دمبل" در حال چرخش است!

در ژانویه 1975، اروس حتی به زمین نزدیکتر شد - در فاصله 26 میلیون کیلومتری. او در بخش بزرگی از مدار مشاهده شد، و این امکان دیدن اروس را به معنای واقعی کلمه از طرف های مختلف فراهم کرد. تجزیه و تحلیل دقیق نتایج مشاهدات متعدد اروس، که در رصدخانه های مختلف در سراسر جهان انجام شد، به کشف بسیار جالبی منجر شد.

اروس در طول مشاهدات به شدت درخشش خود را تغییر داد - 1.5 متر(یعنی تقریباً چهار بار) با مدت زمان 2 ساعت و کمی (شکل 6). فرض بر این بود که این تغییرات روشنایی به دلیل تغییر در مقطع اروس "دمبلی شکل" است که حول محور خود می چرخد ​​و از زمین قابل مشاهده است و حداکثر و حداقل مقطع آن دقیقاً با ضریب 4 متفاوت است. در این حالت، حداقل روشنایی سیارک باید در لحظه ای مشاهده می شد که اروس با انتهای تیزش رو به روی ما است. با این حال، معلوم شد که همه چیز بسیار پیچیده تر است. اولا، برخلاف انتظار، حداکثر و مینیمم روشنایی متوالی شکل‌های متفاوت و دامنه‌های متفاوتی داشتند. تجزیه و تحلیل نتایج مشاهدات، که با استفاده از مدل‌سازی آزمایشگاهی شکل اروس انجام شد، نشان داد که بازی نور و سایه در سطح ناهموار سیارک باید تأثیر زیادی بر روشنایی اروس داشته باشد. در نتیجه، حداقل روشنایی اروس درست زمانی مشاهده شد که سیارک با تقریباً حداکثر مقطع خود رو به روی ما بود! علاوه بر این، دوره انقلاب اروس برابر با دو دوره نوسان روشنایی - 5 ساعت و 16 دقیقه بود. همانطور که مشخص شد، این سیارک یک جسم کشیده با نسبت طول به ضخامت تقریباً 1:2.5 است. او حول یک محور کوتاه در خلاف جهت عقربه‌های ساعت می‌چرخد، و به گونه‌ای که محور تقریباً در صفحه مدارش قرار می‌گیرد (اروس در اطراف منظومه شمسی حرکت می‌کند که گویی در "سمت" آن قرار دارد).

نوسانات روشنایی ناشی از همین دلیل (چرخش حول محورهای خود اجسام نامنظم) در بسیاری از سیارک ها مشاهده شد. و جالبتر از همه، همه آنها در یک جهت می چرخند - خلاف جهت عقربه های ساعت. این تنها در سال‌های اخیر با کمک تکنیک‌های حساس رصد الکترونی-اپتیکی ثابت شده است.

زمین و سیارک ها در مدارهای مختلف به دور خورشید و با سرعت های متفاوت در فضا حرکت می کنند. و اگرچه آنها در یک جهت می چرخند، اما از زمین به نظر ما می رسد که سیارک ها در آسمان در میان ستارگان حرکت می کنند یا به سمت جلو (از راست به چپ هنگام سبقت گرفتن از زمین)، سپس به عقب (از چپ به راست هنگامی که زمین از آنها سبقت می گیرد). ). این الگوی متفاوت حرکت سیارک‌ها بر تغییر درخشندگی آنها نیز تأثیر می‌گذارد: وقتی سیارک‌ها از چپ به راست در آسمان حرکت می‌کنند (زمین از آنها سبقت می‌گیرد)، دوره تغییر در روشنایی کمی کوتاه‌تر می‌شود.

جالب است که دوره تغییرات در روشنایی سیارک ها کاملاً کوتاه و تقریباً یکسان است - با فاصله ای از مقادیر از 2-3 تا 10-15 ساعت. چه چیزی باعث شد آنها به این سرعت بچرخند؟ زمانی، فرضیه‌ای مطرح شد که سیارک‌هایی با شکل نامنظم نه چندان بزرگ می‌توانند تحت تأثیر جریان‌های «باد خورشیدی» (ذراتی که توسط خورشید به بیرون پرتاب می‌شوند)، به مدت میلیاردها سال «وزش» چرخش پیدا کنند. هر چقدر هم که این «باد» ضعیف باشد، با این حال باید تکانه‌ای از تکانه را به سیارک‌ها منتقل کند، که به دلیل شکل نامنظم سیارک، از طرف‌های مختلف مرکز ثقلش به‌طور نابرابر روی سیارک توزیع می‌شود. در نتیجه، نیروی غیر صفر ظاهر می شود، حاصل نیروهای فشاری که توسط "باد خورشیدی" بر هر 1 سانتی متر مربع از سطح سیارک وارد می شود، و سیارک شروع به چرخش می کند (در ابتدا بسیار آهسته و سپس سریعتر و سریعتر).

محاسبات نشان می دهد که برخی از سیارک ها (با شکل بسیار نامنظم) می توانند توسط "باد خورشیدی" به قدری بچرخند که حتی می توانند توسط نیروهای گریز از مرکز چرخش از هم جدا شوند. با این حال، این توضیح برای سیارک های بزرگتر مناسب نیست، و باید فرض کرد که آنها در طول دوره شکل گیری خود چرخش را به دست آورده اند.

اما شاید نوسانات روشنایی نه به دلیل شکل نامنظم، بلکه به دلیل "لکه بینی" سیارک ها باشد (اگر قسمت های مختلف سطح سیارک ها از مواد مختلف تشکیل شده باشد)؟ البته، "لکه بینی" سیارک ها امکان پذیر است و احتمالاً مناطق روشن و تاریک تر (از مواد مختلف) می توانند روی سطوح آنها وجود داشته باشند. با این حال، فرض صرف "لکه بینی" کافی نیست، و همانطور که نشان داده شد، ماهیت چرخش سیارک ها را نمی توان تنها با کمک "لکه بینی" توضیح داد.

حتی در یکی از بزرگترین سیارک ها - وستا، تغییرات روشنایی با "لکه بینی" مرتبط نیست، بلکه با شکل نامنظم آن مرتبط است. در سال 1971، مشاهدات وستا با استفاده از مبدل‌های نوری-الکترونی نشان داد که ماکزیمم و مینیمم بعدی درخشندگی این سیارک از نظر قدر متفاوت است و چرخش وستا با دوره‌ای - دو برابر بیشتر از آنچه قبلاً تصور می‌شد - 10 ساعت و 41 دقیقه رخ می‌دهد. اخترفیزیکدان آمریکایی، آر. تیلور، با بررسی ویژگی های منحنی های نور این سیارک، مدل زیر را پیشنهاد کرد: وستا یک کروی سه محوری است که قطر یکی از آن ها 15 درصد بیشتر از دو تای دیگر است. درست در قطب جنوب آن، در امتداد ضلع طولانی، یک منطقه مسطح کشیده شده است که بیش از 45 درجه عرض جغرافیایی امتداد ندارد و از نیمکره شمالی وستا قابل مشاهده نیست. تیلور معتقد است که این منطقه می تواند یک دهانه برخوردی بزرگ (به قطر تقریبا 400 کیلومتر!) باشد.

سیارک ها از چه چیزی ساخته شده اند؟مدت هاست مشاهده شده است که نور سیارک ها دارای رنگ زردی است که شبیه نور ماه و عطارد است.

از آنجایی که سیارک ها توسط نور منعکس شده خورشید می درخشند، رنگ آنها تا حدی به دلیل ویژگی های بازتابی سطح خود سیارک است. بنابراین، با مقایسه رنگ سیارک ها با رنگ اجرام زمینی و شهاب سنگ ها، این ایده مطرح شد که مشخص شود از چه موادی تشکیل شده است. یکی از اولین چنین مطالعاتی در کشور ما در دهه 1930 توسط محقق شوروی شهاب سنگ E. L. Krinov انجام شد. او دریافت که بسیاری از شهاب سنگ ها رنگی شبیه به رنگ برخی از سیارک ها دارند. در اواخر دهه 1960، زمانی که گروهی از دانشمندان آمریکایی مطالعات پلاریمتری را انجام دادند، پیشرفت زیادی در مطالعه خواص سیارک ها حاصل شد. با مقایسه قطبش نور منعکس شده از مواد مختلف زمینی، خاک ماه و شهاب سنگ ها، آنها دریافتند که رابطه خاصی بین بازتابی (albedo) مواد و ماهیت قطبش نور منعکس شده از این مواد وجود دارد.

نوری که از سیارک ها به ما می رسید نیز تا حدی قطبی شده بود. تجزیه و تحلیل آن به دانشمندان اجازه داد تا نتایج مهمی در مورد ماهیت سطح سیارک بگیرند (شکل 7).

مجموعه بزرگی از مشاهدات قطبی سیارک ها در ایالات متحده توسط تی. گرلز سازماندهی شد. مشخص شد که با توجه به ماهیت سطح، سیارک ها به چند گروه تقسیم می شوند (شکل 8). مشخص شد که پرشمارترین گروه با خواص بسیار مشابه سیارک ها هستند که قطبش نور آنها مشابه قطبش نور منعکس شده از مواد سنگی زمینی با رنگ روشن است که عمدتاً از سیلیکات های مختلف تشکیل شده است. جونو در این گروه از سیارک ها قرار گرفت.

گروه دیگر متشکل از سیارک هایی با سطحی تیره و کم انعکاس بودند. ماده آنها شبیه شیشه های بازالتی تیره یا برش ها (سنگ های آواری) نمونه های خاک قمری، و همچنین به انواع تیره شهاب سنگ ها و ماده سطح قمر فوبوس مریخ است. از جمله این سیارک های تاریک سرس بود.

تعداد کمی از سیارک ها با ویژگی های سطح متوسط ​​وجود دارد. همچنین تعداد کمی از سیارک ها با ویژگی های شدید (به عنوان مثال، تیره تر و روشن تر) وجود دارد.

روش پلاریمتری امکان تعیین ابعاد دقیق سیارک ها را فراهم کرد، زیرا بازتاب واقعی (و نه متوسط) آنها (آلبدو) را در نظر گرفت. اول از همه، اندازه چهار سیارک اول مشخص شد. مشخص شد که قطر سرس کمی بیش از 1000 کیلومتر است، قطر پالاس حدود 600 کیلومتر، جونو 240 کیلومتر و وستا 525 کیلومتر است. هنگامی که اندازه سایر سیارک های مورد مطالعه با روش پلاریمتری نیز دوباره محاسبه شد، معلوم شد که نه تنها این، بلکه حداقل شش سیارک دیگر، که حتی بزرگتر از جونو هستند، می توانند حق لقب بزرگترین را داشته باشند. همه آنها بازتاب کم دارند و با وجود اندازه بزرگشان نور کمی می دهند. بنابراین، زمانی که قطر سیارک ها از درخشندگی ظاهری آنها تخمین زده شد، اندازه این شش تا حد زیادی دست کم گرفته شد. در واقع قطر هیجیا (سیارک دهم) 400، اینترامنیا (704) 340، دیویدز (511) 290، سایک (16) 250 کیلومتر و بامبرگی (324) و فورتونی (19) - 240 کیلومتر است. همان جونو).

فورچون تاریک ترین جرم منظومه شمسی است. از نظر میزان بازتابش نور، حتی زغال سنگ سیاه خرد شده نیز می تواند با فورتونا رقابت کند.

درخشان‌ترین اجرام هم در بین سیارک‌ها و هم در بین تمام اجرام منظومه شمسی به طور کلی آنجلینا (شصت و چهارمین سیارک) که تقریباً نیمی از نور را منعکس می‌کند و لیزا (چهل و چهارم)، کمی پایین‌تر از آنجلینا بودند. کمی تیره تر از وستا است که بازتاب آن تقریباً 1.5-2 برابر بدتر از آنجلینا است. به دلیل انعکاس زیاد وستا، در فاصله یکسان از سرس، به نظر می رسد 20 درصد از آن روشن تر است (در شرایط نوری و مشاهده یکسان) و روشنایی پالاس دو برابر بیشتر است.

نتایج پلاریمتری تعیین آلبدوی واقعی و در نتیجه اندازه‌های صحیح‌تر سیارک‌ها نیز با روش دیگری تأیید می‌شود که در سال‌های اخیر نیز ظاهر شده است. این یک روش رادیومتری است که برای اولین بار توسط دانشمندان آمریکایی D. Allen و D. Matson در سال 1970 برای سیارک ها استفاده شد. این روش بر اساس اندازه گیری تابش حرارتی (مادون قرمز) یک سیارک (معمولاً در محدوده طول موج 10-20) است. میکرون). سیارک های تاریک بزرگ و کوچک روشن، به دلیل بازتاب متفاوت، می توانند قدر یکسانی در ناحیه مرئی نور داشته باشند. در مورد روشنایی آنها در محدوده مادون قرمز، برای اجسام بزرگ بیشتر است (به دلیل اندازه بزرگ سطح تابش و به دلیل دمای بالاتر اجسام تاریک که تابش خورشید را بهتر جذب می کنند). نسبت مقادیر روشنایی یک سیارک در محدوده مرئی و مادون قرمز فقط بازتاب آن (و همچنین اندازه آن) را مشخص می کند.

مشاهدات پلاریمتری همچنین نشان داد که قطبش نور از سیارک ها بسیار بیشتر از آن چیزی است که می تواند از یک بازتاب نور از سطح آنها ایجاد شود. با کمک آزمایش‌هایی که در آزمایشگاه‌های روی زمین انجام شد، مشخص شد که همان درجه قطبش نور به اندازه سیارک‌ها هنگام انعکاس از سطحی پوشیده از گرد و غبار و قطعات سنگ‌هایی با اندازه‌های مختلف به دست می‌آید.

درست در طول دوره مطالعه، مشخص شد که چنین سطح "غبارآلود" در خلاء فضا کاملاً متفاوت رفتار می کند. این نتیجه گیری بر اساس تجزیه و تحلیل خواص خاک قمری انجام شد. به دلایلی که هنوز کاملاً مشخص نیست، گرد و غبار روی ماه رفتار متفاوتی با غبار زمین دارد: ساختارهای غیرعادی سستی از آن تشکیل می شود، که در داخل آنها پرتوی از نور مانند پیچ ​​و خم به اطراف می چرخد ​​و بازتاب های متعددی را تجربه می کند و درجه ای از قطبش آن بسیار بزرگتر می شود، بسیار بیشتر از درجه قطبش نور منعکس شده از غبار زمینی یا سیارک ها.

مطالعات بیشتر نشان داد که سطح سیارک ها، با قضاوت بر اساس قطبش، باید از سنگ های نسبتا بزرگی تشکیل شده باشد که با لایه بسیار نازکی از غبار پوشانده شده است. همانطور که بعدا خواهیم دید، این با مفهوم ماهیت سطح سیارک ها که بر اساس روش های تحقیقاتی کاملاً متفاوت به دست آمده است، مطابقت دارد.

از سال 1970، ایالات متحده شروع به انجام مشاهدات طیفی از سیارک ها کرد، که هم قسمت مرئی طیف و هم محدوده مادون قرمز مجاور را پوشش می داد. طیف تابش ده ها سیارک به دست آمد و مورد تجزیه و تحلیل قرار گرفت (شکل 9). نتایج، مانند سایر روش‌هایی که در بالا توضیح داده شد، با نتایج مطالعات آزمایشگاهی سنگ‌های زمینی، ماده ماه و شهاب‌سنگ و همچنین کانی‌های خالص مختلف مقایسه شد. اخترفیزیکدان آمریکایی سی. چاپمن کار بسیار خوبی در تفسیر داده های به دست آمده انجام داد.

در حال حاضر، با توجه به ویژگی‌های مختلف طیف‌ها، به‌ویژه از باندهای جذب مشخصه برخی کانی‌ها و مخلوط‌های آنها، و همچنین از طریق میزان جذب نور در این نوارهای طیفی، می‌توان برای بسیاری از سیارک‌ها ماهیت تعیین کرد. از مواد معدنی تشکیل دهنده ماده سطح آنها و مثلاً درصد آهن. به نظر می رسد که بیشتر سیارک ها مانند اکثر شهاب سنگ ها از سیلیکات های آهن-منیزیمی تشکیل شده اند (اگرچه تنها تعداد کمی از سیارک ها ترکیب مشابه این سیلیکات ها را دارند).

در کمال تعجب محققان، مشخص شد که برخی از سیارک ها نور را منعکس می کنند و آن را مانند فلزات قطبی می کنند. برای مثال، سیارک‌های Psyche (سیارک شانزدهم)، لوتتیا (21) و جولیا (89) از این قبیل هستند. وجود سیارک های "فلزی" با سقوط شهاب سنگ های آهنی به زمین نیز مشهود است. آنها از "محلول" نیکل در آهن با ناخالصی های کوچک برخی از مواد دیگر تشکیل شده اند. به عنوان مثال، شهاب سنگ معروف سیخوت آلین که در 12 فوریه 1947 در تایگا Ussuri در منطقه پریمورسکی سقوط کرد. یک بلوک فلزی به وزن حدود 100 تن با سرعتی در حدود 15 کیلومتر در ثانیه به جو زمین پرواز کرد و به دلیل مقاومت عظیم خود در جو پراکنده شد و چندین کیلومتر مربع از سطح زمین را با قطعات آهن پر کرد.

این نشان می‌دهد که در گذشته سیارک‌ها تا دمای بالا گرم می‌شدند، که منجر به تشکیل هسته‌های فلزی شد که برخی از آنها اکنون در معرض دید قرار گرفته و تا حدی تکه تکه شده‌اند. درست است، لازم به ذکر است که منبع گرمای لازم برای چنین ذوب مجدد کاملاً مشخص نیست. محاسبات نشان می دهد که گرما خیلی سریع از اجسام کوچک به فضای بیرونی می گریزد. بنابراین، چنین منبعی باید بسیار قدرتمند باشد. شاید فروپاشی عناصر رادیواکتیو در اینجا نقش داشته است. با این حال، عناصری مانند اورانیوم، توریم و ایزوتوپ رادیواکتیو پتاسیم، که ظاهرا گرم شدن و ذوب مجدد ماده سیارات بزرگ (عطارد، زهره، زمین و مریخ) و همچنین ماه را تضمین می‌کنند، بسیار کند می‌افتند و نمی‌توانند. افزایش دمای سیارک های کوچک بنابراین، در این مورد، یک ایزوتوپ رادیواکتیو با نیمه عمر به اندازه کافی کوتاه مورد نیاز است، و علاوه بر این، باید مقدار کافی از آن وجود داشته باشد (برای اطمینان از انتشار حرارت زیاد در واحد زمان). به گفته دانشمندان، چنین ایزوتوپی ممکن است ایزوتوپ رادیواکتیو آلومینیوم 26 A1 باشد. با این حال، طبق محاسبات، معلوم می شود که این ایزوتوپ در زمان تشکیل سیارک ها نسبتاً کوچک بوده است.

یکی دیگر از منابع گرمایش سیارک ها می تواند خورشید باشد (البته نه با کمک پرتوهای خورشیدی، بلکه به عنوان مثال، تحت تأثیر میدان های الکترومغناطیسی متغیر ایجاد شده در فضای بین سیاره ای توسط "باد خورشیدی"). خورشید مدرن، بدیهی است که چنین گرمایی نمی دهد. اما اعتقاد بر این است که در گذشته، در مرحله اولیه وجود خود، خورشید بسیار داغتر از اکنون بوده است و گرمایش سیارک ها می تواند بسیار قوی باشد.

اگر وابستگی تعداد سیارک ها را به اندازه آنها ترسیم کنیم، معلوم می شود که تعداد سیارک ها با افزایش اندازه آنها به سرعت کاهش می یابد (که به طور کلی قابل درک است) اما در محدوده اندازه آنها 50-100 کیلومتر است. ، این وابستگی کشف شده شخصیت خود را تغییر می دهد (به زیر مراجعه کنید). بنا به دلایلی، اگر از ویژگی وابستگی سیارک‌های کوچکتر استفاده کنیم، تعداد سیارک‌هایی با این اندازه بیشتر از چیزی است که باید باشد. در تلاش برای توضیح این موضوع، K. Chapman پیشنهاد کرد که سیارک‌های بزرگ در گذشته تحت ذوب مجدد کامل یا جزئی قرار گرفتند، پس از آن هسته‌های آهن نیکل در داخل آنها تشکیل شد و سیلیکات‌های "سطح" یک پوسته را تشکیل دادند. اگر سیارک ها با هم برخورد کرده و خرد شوند، چنین پوسته ای باید به راحتی فرو بریزد. هنگامی که یک هسته فلزی قوی در معرض دید قرار گرفت، خرد شد و در نتیجه کاهش اندازه کاهش یافت که منجر به اثر کشف شد.

دمای سیارک ها مهم نیست که سیارک ها در گذشته های دور چقدر داغ بوده اند، مدت هاست که سرد شده اند. اکنون آنها بلوک های سرد بی جانی هستند که در فضای بین سیاره ای پرواز می کنند و پرتوهای خورشید قادر به گرم کردن آنها نیستند.

محاسبه تقریباً میانگین دمای یک سیارک دشوار نیست. اجازه دهید شارهای گرمایی را که روی سیارک و زمین می افتند مقایسه کنیم. با در نظر گرفتن خورشید به عنوان منبع نقطه ای، دریافتیم که شارهای حرارتی با مجذورات فاصله زمین و سیارک از خورشید نسبت معکوس دارند. زمین گرم شده و سیارک انرژی گرمایی را به فضا می تابانند. بنابراین دمای هر جسم به گونه ای تنظیم می شود که مقدار گرمای از دست رفته برای تابش برابر با گرمای دریافتی بدن از خورشید باشد. همچنین با استفاده از قانون استفان بولتزمن می توان رابطه زیر را به دست آورد: تی 4 a / تی 4 3 = آ 2 3 / آ 2 الف ، جایی که تیدمای مطلق است که بر حسب درجه کلوین بیان می شود و آ - فاصله متوسط ​​(محور اصلی مدار) جسم در نظر گرفته شده در واحدهای نجومی.

میانگین دمای زمین مشخص است. 288 کلوین (15 درجه سانتیگراد) است. با جایگزینی آن به نسبت حاصل و استخراج ریشه چهارم هر دو طرف معادله، پس از تبدیل های کوچک به دست می آوریم: تی a (K) \u003d 288 ریشه a a.

به عنوان مثال، در سرس، دما (محاسبه شده، با این حال، طبق فرمول دقیق تر) 165 K (یعنی - 108 درجه سانتیگراد) است. تقریباً در این دما و در فشار اتمسفر معمولی، آمونیاک، الکل و اتر روی زمین منجمد می شوند.

سرس اخیراً به لیست اجرام منظومه شمسی اضافه شده است که می توان با تلسکوپ های رادیویی مطالعه کرد. با استفاده از یک تداخل سنج رادیویی بزرگ در رصدخانه نجوم رادیویی گرین بانک (ایالات متحده)، F. Briggs تابش حرارتی از سرس را در طول موج 3.7 سانتی متر تعیین کرد. معلوم شد که سرس یک منبع رادیویی بسیار ضعیف با شار 0.0024 Jy است. با فرض اینکه قطر سرس 1025 کیلومتر است، بریگز دمای مطلق سرس را با روشنایی رادیویی تعیین کرد که معلوم شد 55 ± 160 کلوین است که با برآورد فوق مطابقت دارد. این تأیید می کند که انتشار رادیویی از سرس منشأ حرارتی دارد.

وستا، که بر خلاف سرس، از ماده ای سبک و با انعکاس خوب تشکیل شده است، دمای سطح پایین تری دارد و تنها 133 کلوین است، زیرا این سیارک از بخش کوچکتری از انرژی خورشیدی که به سطح آن می رسد برای گرم شدن استفاده می کند. در سیارک هایی که از خورشید دورتر می شوند، هوا حتی سردتر است. فقط چند سیارک در مدارهای غیرمعمول حرکت می کنند که می توانند به خورشید نزدیک شوند، حتی در داخل مدار عطارد نیز نفوذ می کنند، سطح آن تا چند صد درجه کلوین گرم می شود و از آنجایی که رشته ای است، حتی شروع به درخشش ضعیف می کند. با این حال، این مدت زیادی طول نمی کشد، زیرا سیارک ها، به دنبال مدار خود، دوباره از خورشید دور می شوند و به سرعت سرد می شوند.

تشکیل دهانه.برای میلیاردها سال، سیارک ها به دور خورشید می چرخند و با یکدیگر و سپس با تکه های حاصل برخورد می کنند. سرعت برخورد در کمربند سیارک ها بالا است - به طور متوسط ​​حدود 5 کیلومتر بر ثانیه، و بنابراین پدیده هایی که در طول این برخوردها رخ می دهند، بزرگ هستند. با این سرعت، هر گرم ماده سیارکی انرژی جنبشی حدود 1011 erg (حدود 12 کیلوژول یا 3 کیلو کالری) را حمل می کند. هنگامی که حتی یک سیارک کوچک به سطح همتای بزرگ خود "می کوبید"، تمام این انرژی فورا آزاد می شود و "انفجار عظیمی رخ می دهد. لایه‌های سیارک‌هایی که در لحظه برخورد با یکدیگر برخورد کرده‌اند، تحت چنان فشرده‌سازی شدیدی قرار می‌گیرند که بخشی به گاز تبدیل می‌شوند و بخشی نیز ذوب می‌شوند. از محل برخورد، امواج ضربه ای فشرده سازی و نادری در همه جهات منحرف می شود، که ماده را فشار می دهد، خرد می شود و تکان می دهد. فواره عظیمی از تکه ها و غبار بر فراز سیارک بالا می رود. یک دهانه در سطح آن باقی می ماند و در زیر دهانه یک منطقه وسیع از سنگ های خرد شده وجود دارد.

مطالعه دهانه های شهاب سنگ روی زمین، آزمایش های انفجاری و ضربه ای (به ویژه، "بمباران" اهداف ساخته شده از مواد مختلف با توپ های بسیار سریع)، که در اتحاد جماهیر شوروی و خارج از کشور انجام شده است، به ما امکان می دهد تعدادی نتیجه گیری کنیم. در مورد فرآیندهای حین برخورد بر روی سیارک ها به طور خاص، هنگامی که یک سیارک روی سطحی متشکل از بلوک های یکپارچه بزرگ از ماده سنگی سقوط می کند (به عنوان مثال، روی یک سطح شکسته تازه که در نتیجه له شدن در هنگام برخورد قوی ایجاد شده است)، سرعت تکه های پرنده باید صدها باشد. متر در ثانیه اگر سقوط بر روی سطح یک سیارک متشکل از ماده تکه تکه شده توسط چندین برخورد قبلی با سیارک‌ها دیگر اتفاق بیفتد، قطعات باید با سرعت بسیار کمتری (ده‌ها متر در ثانیه) پراکنده شوند.

تخمین های فوق فقط سرعت متوسط ​​هستند. در میان قطعات همیشه قطعات سریع‌تری وجود دارند که با سرعتی حتی بیشتر از سرعت سیارک سقوط کرده پرواز می‌کنند و قطعات کندتر.

اگرچه توده‌های سیارک‌ها کوچک هستند، اما همچنان می‌توانند بخشی از قطعاتی را که با سرعتی کمتر از دومین سرعت کیهانی از هم دور می‌شوند، که در سرس حدود 600 متر بر ثانیه و در جونو بیش از 100 متر بر ثانیه است، نگه دارند. . حتی نوزادان با قطر 10 کیلومتر می توانند قطعات را با سرعت 6 متر در ثانیه نگه دارند.

اخترفیزیکدان آمریکایی D. Gault، با تجزیه و تحلیل داده های تجربی در مورد توزیع سرعت قطعات در حال پرواز، به این نتیجه رسید که برای یک سیارک با قطر 200 کیلومتر، حدود 85٪ از قطعات پرتاب شده در بالای آن قادر به غلبه بر این نیست. جذب سیارک و سقوط دوباره بر روی سطح آن. سیارک هایی با عرض 100 کیلومتر حدود نیمی از قطعات خود را در خود نگه می دارند. درست است، قطعات پرتاب شده از دهانه می توانند برای مسافت های طولانی از دهانه دور شوند (پرواز به سمت پشت سیارک) یا حتی می توانند در مدارهای نزدیک به سیارک شروع به حرکت کنند. بنابراین، ظهور یک دهانه در یک سیارک باید با ایجاد یک ابر کوتاه مدت از سنگ و غبار بر روی کل سیارک - "جو سنگی" آن همراه باشد. پس از مدتی، قطعات و گرد و غبار در یک لایه نازک روی سطح سیارک می نشیند.

لازم به ذکر است که ماده برخورد سیارک با سرس به شکل یک ناخالصی کاملاً نامحسوس در این "لایه" وجود خواهد داشت، زیرا حجم ماده خارج شده از دهانه صدها و هزاران بار بزرگتر از حجم سیارک "سقوط"

تاکنون حتی یک عکس از یک سیارک که در فاصله کمی از سطح آن با استفاده از هیچ فضاپیما گرفته شده باشد، نداریم. اما آیا ظاهر سیارک ها می تواند تفاوت قابل توجهی با ماهواره های مریخ - فوبوس و دیموس داشته باشد؟ مجموعه‌ای از عکس‌های گرفته شده از فضاپیمای ارسال شده به مریخ نشان داد که حتی این اجسام کوچک (در اندازه‌های حدود 15 و 6 کیلومتر) که در نزدیکی مریخ دور می‌گردند، دور از پرجمعیت‌ترین بخش‌های کمربند سیارک‌ها، توسط قطعات سیارک بمباران شدند. پر از دهانه های بزرگ و کوچک با قطرهای چند کیلومتر تا چند ده متر است. احتمالاً موارد کوچکی نیز روی آنها وجود دارد که در عکس های دریافتی دیده نمی شد. سیارک‌هایی که حداقل برای مدت کوتاهی در قسمت‌های متراکم کمربند سیارک‌ها پرواز می‌کنند، ممکن است با فوبوس و دیموس تنها از این جهت متفاوت باشند که پر از دهانه‌های بیشتری هستند.

هنگام خرد کردن سیارک ها در برخورد، کل "ابر" غبار همراه با قطعات بزرگ و کوچک تشکیل می شود. بنابراین، اغلب تصور می شد که کمربند سیارکی به معنای واقعی کلمه از آن اشباع شده است. با این حال، همانطور که مشخص شد، گرد و غبار در کمربند سیارکی بیشتر از مناطق داخلی منظومه شمسی نیست، بلکه حتی کمتر از آن وجود دارد. بنابراین، کمربند سیارکی باید به طور مداوم از گرد و غبار پاک شود. اینجوری میشه

تحت تأثیر فشار نور پرتوهای خورشید، کوچکترین غبار سیارکی (دانه های غبار به اندازه چند میکرومتر) باید از منظومه شمسی در امتداد مدارهای هذلولی خارج شود، در حالی که ذرات بزرگتر به آرامی سرعت خود را کاهش داده و به مدارهای کوچکتر نسبت به خورشید می روند. . بسیاری از آنها در طول مسیر در مریخ، زمین، زهره و عطارد مستقر می شوند، بقیه در خورشید "می میرند". جزء سیارکی در غبار بین سیاره ای حدود 2٪ (2 10 13 تن) است.

> سیارک ها

تماما در مورد سیارک هابرای کودکان: توضیحات و توضیح با عکس، حقایق جالب در مورد سیارک و شهاب سنگ ها، کمربند سیارکی، سقوط به زمین، انواع و نام.

برای کوچولوهامهم است که به یاد داشته باشید که یک سیارک یک جرم سنگی کوچک، بدون هوا، در حال گردش به دور یک ستاره، و به اندازه کافی بزرگ نیست که به عنوان یک سیاره واجد شرایط باشد. والدینیا معلمان در مدرسهممکن است برای کودکان توضیح دهیدکه جرم کل سیارک ها کمتر از جرم زمین است. اما فکر نکنید که اندازه آنها یک تهدید نیست. در گذشته، بسیاری از آنها به سیاره ما سقوط کردند، و این ممکن است دوباره اتفاق بیفتد. به همین دلیل است که محققان به طور مداوم در حال مطالعه این اشیاء، محاسبه ترکیب و مسیر هستند. و اگر یک سنگ فضایی خطرناک به سمت ما هجوم می‌آورد، بهتر است آماده شویم.

تشکیل سیارک ها - توضیح برای کودکان

برای شروع توضیح برای کودکاناین امکان وجود دارد که سیارک ها مواد باقیمانده پس از شکل گیری منظومه ما در 4.6 میلیارد سال پیش باشند. وقتی شکل گرفت، به سادگی اجازه نمی داد سیارات دیگر در شکاف بین خود و ظاهر شوند. به همین دلیل، اجرام کوچک در آنجا با هم برخورد کردند و به سیارک تبدیل شدند.

مهم است که فرزنداناین فرآیند را درک کردند، زیرا دانشمندان هر روز عمیق‌تر در گذشته فرو می‌روند. اخیراً دو نظریه مطرح شده است: مدل Nice و Grand Tack. آنها بر این باورند که غول‌های گازی قبل از استقرار در مدارهای معمول خود، در این سیستم سفر کردند. این حرکت می توانست سیارک ها را از کمربند اصلی بیرون بکشد و ظاهر اصلی آن را تغییر دهد.

ویژگی های فیزیکی سیارک ها - توضیح برای کودکان

سیارک ها از نظر اندازه متفاوت هستند. برخی ممکن است به بزرگی سرس (940 کیلومتر عرض) باشند. اگر کوچکترین را بگیریم، آنگاه TC25 2015 (2 متر) بود که در اکتبر 2015 نزدیک ما پرواز کرد. ولی فرزندانممکن است نگران نباشید، زیرا در آینده نزدیک شانس کمی برای حرکت سیارک ها به سمت ما وجود دارد.

تقریباً تمام سیارک ها به شکل نامنظمی تشکیل شده اند. اگرچه بزرگترین آنها می توانند به کره نزدیک شوند. فرورفتگی ها و دهانه ها را نشان می دهند. به عنوان مثال، وستا دارای یک دهانه بزرگ (460 کیلومتر) است. سطح بیشتر آنها پر از گرد و غبار است.

سیارک ها نیز به صورت بیضی به دور ستاره می چرخند، بنابراین در مسیر خود چرخش های پر هرج و مرج انجام می دهند. برای کوچولوهاشنیدن اینکه برخی از آنها یک ماهواره کوچک یا دو قمر دارند، جالب خواهد بود. سیارک های دوتایی یا دوتایی و همچنین سیارک های سه گانه وجود دارند. اندازه آنها تقریباً یکسان است. سیارک ها اگر توسط گرانش سیاره گرفته شوند می توانند تکامل یابند. سپس جرم خود را افزایش می دهند، به مدار می روند و به ماهواره تبدیل می شوند. در میان نامزدها: و (ماهواره های مریخی) و همچنین اکثر ماهواره های نزدیک مشتری و.

آنها نه تنها در اندازه، بلکه در شکل نیز متفاوت هستند. آنها قطعات جامد یا قطعات کوچکی هستند که توسط گرانش به یکدیگر متصل شده اند. بین اورانوس و نپتون یک سیارک با سیستم حلقه ای خاص خود وجود دارد. و یکی دیگر دارای شش دم است!

میانگین دما به -73 درجه سانتیگراد می رسد. برای میلیاردها سال، آنها تقریباً بدون تغییر وجود داشته اند، بنابراین مهم است که آنها را بررسی کنیم تا نگاهی به دنیای بدوی بیندازیم.

طبقه بندی سیارک ها - توضیح برای کودکان

اشیاء در سه ناحیه از سیستم ما قرار دارند. بیشتر آن در یک منطقه حلقوی غول پیکر بین مدار مریخ و مشتری قرار گرفته است. این کمربند اصلی با بیش از 200 سیارک با قطر 100 کیلومتر و همچنین 1.1-1.9 میلیون با قطر 1 کیلومتر است.

والدینیا در مدرسهباید برای کودکان توضیح دهیدکه نه تنها سیارک های منظومه شمسی در این کمربند زندگی می کنند. پیش از این، سرس یک سیارک محسوب می شد تا اینکه به کلاس سیارات کوتوله منتقل شد. علاوه بر این، چندی پیش، دانشمندان کلاس جدیدی را شناسایی کردند - "سیارک های کمربند اصلی". این اشیاء سنگی کوچک با دم هستند. دم زمانی ظاهر می شود که تصادف می کنند، از هم می پاشند، یا در مقابل شما یک دنباله دار پنهان است.

بسیاری از سنگ ها در خارج از کمربند اصلی قرار دارند. آنها در نزدیکی سیارات اصلی در مکان های خاصی (نقطه لاگرانژ) که گرانش خورشیدی و سیاره ای در تعادل هستند جمع می شوند. اکثر نمایندگان تروجان های مشتری هستند (از نظر تعداد آنها تقریباً به تعداد کمربند سیارکی می رسند). آنها همچنین دارای نپتون، مریخ و زمین هستند.

سیارک های نزدیک به زمین نزدیکتر از ما به دور ما می چرخند. کوپیدها در مدار نزدیک می شوند، اما با زمین تلاقی نمی کنند. آپولوس ها با مدار ما تقاطع پیدا می کنند، اما بیشتر اوقات در دوردست قرار دارند. آتون ها نیز از مدار عبور می کنند، اما در داخل آن هستند. Atyrs نزدیکترین هستند. طبق گزارش آژانس فضایی اروپا، ما توسط 10000 جرم نزدیک به زمین شناخته شده احاطه شده ایم.

آنها علاوه بر تقسیم به مدارها، از نظر ترکیب نیز در سه دسته قرار می گیرند. نوع C (کربن دار) خاکستری است و 75 درصد از سیارک های شناخته شده را اشغال می کند. به احتمال زیاد، آنها از رس و سنگ های سیلیکات سنگی تشکیل شده اند و در مناطق بیرونی کمربند اصلی ساکن هستند. نوع S (سیلیکا) - سبز و قرمز، نشان دهنده 17٪ از اشیاء است. از مواد سیلیکات و نیکل - آهن ایجاد شده و بر کمربند داخلی غالب است. نوع M (فلز) - قرمز و بقیه نمایندگان را تشکیل می دهند. از نیکل - آهن تشکیل شده است. قطعا، فرزندانباید توجه داشت که بر اساس ترکیب، انواع بیشتری وجود دارد (نوع V - وستا، که دارای پوسته آتشفشانی بازالتی است).

حمله سیارکی - توضیح برای کودکان

4.5 میلیارد سال از شکل گیری سیاره ما می گذرد و سقوط سیارک ها به زمین یک اتفاق مکرر بود. برای ایجاد آسیب جدی به زمین، یک سیارک باید ¼ مایل عرض داشته باشد. به همین دلیل، مقداری از گرد و غبار به جو افزایش می یابد که شرایط یک "زمستان هسته ای" را تشکیل می دهد. به طور متوسط ​​هر 1000 سال یک بار ضربه های قوی رخ می دهد.

اجسام کوچکتر در فواصل 1000-10000 ساله سقوط می کنند و می توانند کل شهر را ویران کنند یا سونامی ایجاد کنند. اگر سیارک به 25 متر نرسد، به احتمال زیاد در جو می سوزد.

ده ها مهاجم خطرناک بالقوه در فضای بیرونی سفر می کنند که دائماً تحت نظر هستند. برخی از آنها بسیار نزدیک هستند، در حالی که برخی دیگر در حال بررسی این کار در آینده هستند. برای داشتن زمان برای واکنش، باید 30-40 سال حاشیه وجود داشته باشد. اگرچه اکنون بیشتر و بیشتر مردم در مورد فناوری برخورد با چنین اشیایی صحبت می کنند. اما خطر از دست دادن تهدید وجود دارد و پس از آن به سادگی زمانی برای واکنش وجود نخواهد داشت.

مهم برای کوچولوها توضیح بدهکه تهدید احتمالی مملو از منافع است. به هر حال، زمانی برخورد یک سیارک بود که باعث ظاهر ما شد. زمانی که این سیاره شکل گرفت، خشک و بایر بود. سقوط ستاره‌های دنباله‌دار و سیارک‌ها، آب و دیگر مولکول‌های مبتنی بر کربن را روی آن‌ها بر جای گذاشت که باعث شکل‌گیری حیات شد. در طول شکل گیری منظومه شمسی، اجرام تثبیت شدند و به اشکال زندگی مدرن اجازه دادند تا جای پای خود را به دست آورند.

اگر یک سیارک یا بخشی از آن روی سیاره ای بیفتد، به آن شهاب سنگ می گویند.

ترکیب سیارک ها - توضیح برای کودکان

• شهاب سنگ های آهنی: آهن (91%)، نیکل (8.5%) ), کبالت (0.6٪).
• شهاب سنگ های سنگی: اکسیژن (6%)، آهن (26%)، سیلیکون (18%)، منیزیم (14%)، آلومینیوم (1.5%)، نیکل (1.4%)، کلسیم (1.3%).

کشف و نام سیارک ها - توضیح برای کودکان

در سال 1801، یک کشیش ایتالیایی، جوزپه پیاتزی، در حال ایجاد نمودار ستاره ای بود. کاملاً تصادفی بین مریخ و مشتری متوجه اولین و بزرگ سیارک سرس شد. اگرچه امروزه این سیاره یک سیاره کوتوله است، زیرا جرم آن ¼ جرم تمام سیارک های شناخته شده در کمربند اصلی یا اطراف آن را تشکیل می دهد.

در نیمه اول قرن نوزدهم، تعداد زیادی از این اجرام یافت شد، اما همه آنها به عنوان سیاره طبقه بندی شدند. تا سال 1802 بود که ویلیام هرشل کلمه "سیارک" را پیشنهاد کرد، اگرچه دیگران همچنان از آنها به عنوان "سیاره های کوچک" یاد می کردند. تا سال 1851، 15 سیارک جدید پیدا شد، بنابراین اصل نامگذاری باید با جمع کردن اعداد تغییر می کرد. مثلاً سرس به (1) سرس تبدیل شد.

اتحادیه بین‌المللی نجوم در مورد نام‌گذاری سیارک‌ها سختگیر نیست، بنابراین اکنون می‌توانید اجسامی را پیدا کنید که به نام Spock از Star Trek یا موسیقی‌دان راک Frank Happa نامگذاری شده‌اند. 7 سیارک به افتخار خدمه فضاپیمای کلمبیا که در سال 2003 مردند نامگذاری شده اند.

همچنین، اعداد به آنها اضافه می شود - 99942 Apophis.

اکتشاف سیارک - توضیح برای کودکان

فضاپیمای گالیله برای اولین بار در سال 1991 از سیارک ها عکس های نزدیک گرفت. او همچنین در سال 1994 موفق شد ماهواره ای را پیدا کند که به دور یک سیارک می چرخد. ناسا مدت هاست که در حال مطالعه روی شی نزدیک به زمین اروس بوده است. پس از کش و قوس زیاد تصمیم گرفتند دستگاهی را برای او بفرستند. NEAR یک فرود موفقیت آمیز انجام داد و اولین نفر در این زمینه شد.

هایابوسا اولین فضاپیمایی بود که فرود آمد و از یک سیارک بلند شد. او در سال 2006 به راه افتاد و در ژوئن 2010 بازگشت و نمونه هایی را با خود آورد. ناسا ماموریت داون را در سال 2007 برای مطالعه وستا در سال 2011 پرتاب کرد. یک سال بعد، آنها سیارک را به مقصد سرس ترک کردند و در سال 2015 به آن رسیدند. در سپتامبر 2016، ناسا OSIRIS-REx را برای کاوش در سیارک بننو فرستاد.

در ژانویه 2017، ناسا دو پروژه لوسی و روان را برای برنامه Discovery انتخاب کرد. آنها قرار است در اکتبر 2021 راه اندازی شوند. لوسی به کمربند سیارک ها سفر می کند و 6 تروجان را مطالعه می کند. سایک به سمت 16 سایک، یک سیارک غول پیکر فلزی پرواز خواهد کرد. این مهم از این جهت است که ممکن است به دلیل یک برخورد شدید معلوم شود که هسته یک سیاره باستانی بدون پوسته است.

در سال 2012، Planetary Resources, Inc. از تمایل خود برای ارسال دستگاهی برای استخراج آب و مواد از سیارک ها خبر داد. پس از آن، ناسا شروع به صحبت در مورد چنین آرزوهایی کرد. این یک نکته مهم است، زیرا کمربند سیارکی دارای مقدار زیادی از منابع گرانبها است که معادل 100 میلیارد دلار برای هر زمینی است.

کودکان و دانش‌آموزان در هر سنی باید درک کنند که سقوط سیارک‌ها یا یک دنباله‌دار در حال حاضر تهدیدی برای زمین نیست. ناسا به طور مداوم اجرام فضایی بالقوه خطرناک را رصد می کند و از مدارها، فواصل و اندازه دقیق سیارک های بزرگ برای چندین دهه و حتی قرن های آینده آگاهی دارد. حتما تمام حقایق جالب در مورد سیارک ها را با دقت بخوانید و همچنین عکس ها و تصاویر را مشاهده کنید تا بهتر با این اجرام آشنا شوید.

از نظر جرم، سیارک ها بسیار سبک تر از سیارات منظومه شمسی هستند، اما در عین حال ممکن است ماهواره داشته باشند. سیارک ها جو خود را ندارند، زیرا نمی توانند آن را با میدان گرانشی ضعیف خود نگه دارند. شکل سیارک اشتباه است.

خود کلمه "سیارک" از ترکیب کلمات یونانی به معنی "شبیه ستاره"، "ستاره" و "ظاهر" آمده است. و مفهوم "سیارک" توسط ستاره شناس انگلیسی ویلیام هرشل بر این اساس معرفی شد که این اجرام آسمانی هنگام مشاهده از طریق تلسکوپ، بر خلاف سیارات که شبیه دیسک بودند، مانند نقاط ستاره به نظر می رسیدند.

تا همین اواخر، سیارک ها "سیاره های کوچک" در نظر گرفته می شدند و مشخص می کردند که قطر آنها کمتر از 1500 کیلومتر است. با این حال، در مجمع بیست و ششم اتحادیه بین المللی نجوم در سال 2006، تعریف به روز شده ای از مفهوم "سیاره" ارائه شد و از آن زمان بیشتر سیارک ها به عنوان اجرام آسمانی طبقه بندی شده اند و دیگر سیاره محسوب نمی شوند.

اعتقاد بر این است که اولین سیارک Cecera به طور تصادفی توسط یک ستاره شناس ایتالیایی کشف شد. جوزپه پیاتزی 1 ژانویه 1801، اگرچه مدار این سیارک حتی قبل از آن توسط گروهی از ستاره شناسان به رهبری یک ستاره شناس آلمانی محاسبه شده بود. فرانتس خاور.

روش رصد بصری که در ابتدا برای جستجوی سیارک ها استفاده می شد، جایگزین روش عکاسی نجومی شد. در سال 1891 یک ستاره شناس آلمانی ماکسیمیلیان گرگابتدا از روش جدیدی استفاده کرد که ماهیت آن عکاسی از اجرام آسمانی با دوره نوردهی طولانی بود. در عکس‌ها، سیارک‌ها خطوط نوری کوتاهی از خود به جا گذاشتند. این روش کشف سیارک های جدید را بسیار تسریع کرد.

تا به امروز چندین هزار جرم آسمانی از این نوع کشف و شماره گذاری شده اند.

اجازه دادن هر نامی به سیارک های تازه کشف شده، از جمله به افتخار کاشفان آنها، مجاز است، اما تنها پس از اینکه مدار آنها به اندازه کافی قابل اعتماد محاسبه شد. تا آن زمان، یک شماره سریال به سیارک اختصاص داده می شود.

تفاوت بین سیارک و شهاب سنگ چیست؟

شهاب سنگ (یا شهاب سنگ) یک جسم کیهانی جامد است که در فضای بین سیاره ای حرکت می کند. پارامتر اصلی که توسط آن می توان آنها را از سیارک ها متمایز کرد اندازه آنها است. همانطور که قبلا ذکر شد، سیارک ها اجسامی با قطر بیش از 30 متر هستند، در حالی که شهاب سنگ ها اجرامی با اندازه بسیار کوچکتر هستند. علاوه بر این، نمی توان آنها را به عنوان اجرام فضایی مقایسه کرد، به این معنا که قوانین حرکت یک سیارک و یک شهاب سنگ در فضای بیرونی متفاوت است.

آیا سیارک 2012DA14 خطرناک است؟

دانشمندان فکر نمی کنند.

سیارک با شماره 2012DA14 که سال گذشته توسط ستاره شناسان اسپانیایی کشف شد، در فاصله 17000 کیلومتری به زمین نزدیک می شود. برای مقایسه، ارتفاعی که ماهواره های مصنوعی زمین در آن قرار دارند، سیگنال های تلویزیونی را ارسال می کنند، بیش از 35 هزار کیلومتر است.

اندازه سیارک کوچک است: قطر - حدود 45 متر، وزن - 130 هزار تن. اگر با زمین برخورد می کرد، این انفجار انرژی قابل مقایسه با انفجار 2.4 مگاتن TNT آزاد می کرد.

با این حال، دانشمندان اطمینان می دهند: این "جلسه" هیچ خطری برای برخورد با زمین ندارد. اما حتی مشاهده "گذر" یک جرم آسمانی در نزدیکی زمین نیز امکان پذیر خواهد بود. با کمک دوربین دوچشمی برای ساکنان استرالیا و آسیا قابل مشاهده خواهد بود و اگر جو به اندازه کافی تمیز باشد با چشم غیر مسلح نیز قابل مشاهده خواهد بود. در مسکو، پرواز این سیارک را می توان با دوربین های دوچشمی قوی یا تلسکوپ کوچک، دور از نورهای شهر رصد کرد. در اصل، همانطور که محققان می گویند، مشاهده این پدیده آسمانی در سراسر روسیه امکان پذیر خواهد بود، به جز شرقی ترین مناطق، جایی که تا زمانی که سیارک به زمین نزدیک می شود، طلوع می کند.

این سیارک در ساعت 23:25 به وقت مسکو نزدیک ترین فاصله خود را به زمین خواهد داشت.

کسانی که مایلند می توانند پرواز یک سیارک را از طریق پخش اینترنتی در وب سایت تماشا کنند ناسا

آیا خطر یک فاجعه جهانی در اثر برخورد با یک سیارک وجود دارد؟

بیشتر آنها در کمربندی قرار دارند که بین مدارهای مشتری و. شکل کمربند مانند چنبره است و چگالی آن از فاصله 3.2 واحد نجومی کاهش می یابد.

تا 24 آگوست 2006، سرس بزرگترین سیارک (975x909 کیلومتر) در نظر گرفته می شد، اما آنها تصمیم گرفتند وضعیت آن را تغییر دهند و به آن لقب سیاره کوتوله دادند. و جرم کل تمام اجسام کمربند اصلی کوچک است - 3.0 - 3.6.1021 کیلوگرم که 25 برابر کمتر از جرم است.

عکس سیاره کوتوله سرس

نورسنج های حساس امکان مطالعه تغییرات در روشنایی اجرام کیهانی را فراهم می کنند. منحنی نوری به دست می آید که از شکل آن می توانید دوره چرخش سیارک و محل محور چرخش آن را دریابید. تناوب از چند ساعت تا چند صد ساعت است. همچنین، منحنی نور می تواند در تعیین شکل سیارک ها کمک کند. فقط بزرگترین اجسام به شکل یک توپ نزدیک می شوند، بقیه شکل نامنظم دارند.

با توجه به ماهیت تغییر در روشنایی، می توان فرض کرد که برخی از سیارک ها دارای ماهواره هستند، در حالی که برخی دیگر منظومه ها یا اجسام دوتایی هستند که بر روی سطوح یکدیگر می چرخند.

مدار سیارک ها تحت تأثیر قدرتمند سیارات تغییر می کند، به ویژه مشتری بر مدار آنها تأثیر می گذارد. این منجر به این واقعیت شد که مناطق کاملی وجود دارد که در آن سیارات کوچک وجود ندارند، و اگر آنها موفق به رسیدن به آنجا شوند، برای مدت بسیار کوتاهی. چنین مناطقی که دریچه‌ها یا شکاف‌های کرک‌وود نامیده می‌شوند، متناوب با مناطقی پر شده از اجسام فضایی که خانواده‌ها را تشکیل می‌دهند. بخش اصلی سیارک ها به خانواده هایی تقسیم می شوند که به احتمال زیاد از آنها تشکیل شده اندخرد کردن اجسام بزرگتراین خوشه ها به نام بزرگترین عضو خود نامگذاری شده اند.

در فاصله بعد از 3.2 a.u. دو دسته از سیارک ها در مدار مشتری در حال چرخش هستند - تروجان ها و یونانی ها. یک گله (یونانی ها) از غول گازی پیشی می گیرند و دیگری (ترواها) عقب می مانند. این گروه ها کاملاً پیوسته حرکت می کنند، زیرا آنها در "نقاط لاگرانژ" هستند، جایی که نیروهای گرانشی وارد بر آنها برابر می شوند. زاویه واگرایی آنها یکسان است - 60 درجه. تروجان ها مدت ها پس از تکامل برخوردهای سیارکی مختلف توانستند تجمع کنند. اما خانواده‌های دیگری نیز وجود دارند که مدارهای بسیار نزدیکی دارند که در اثر جدایی اخیر بدن والدینشان شکل گرفته است. چنین شیئی خانواده فلورا است که حدود 60 عضو دارد.

تعامل با زمین

در فاصله کمی از لبه داخلی کمربند اصلی، گروه هایی از اجرام وجود دارند که مدارهای آنها ممکن است مدارهای زمین و سیارات زمینی را قطع کند. اشیاء اصلی شامل گروه های آپولو، آمور، آتن است. مدار آنها بسته به تأثیر مشتری و سیارات دیگر پایدار نیست. تقسیم به گروه‌های این گونه سیارک‌ها کاملاً خودسرانه است، زیرا می‌توانند از گروهی به گروه دیگر حرکت کنند. چنین اجسامی از مدار زمین عبور می کنند که یک تهدید بالقوه ایجاد می کند. حدود 2000 جرم بزرگتر از 1 کیلومتر به طور دوره ای از مدار زمین عبور می کنند.

آنها یا قطعاتی از سیارک های بزرگتر هستند، یا هسته های دنباله دار که تمام یخ ها از آنها تبخیر شده است. در 10 تا 100 میلیون سال، این اجسام مطمئناً در سیاره ای که آنها را جذب می کند یا روی خورشید می افتند.

سیارک ها در گذشته زمین

مشهورترین رویداد از این دست سقوط یک سیارک در 65 میلیون سال پیش بود، زمانی که نیمی از همه چیزهایی که در این سیاره زندگی می کردند مردند. اعتقاد بر این است که اندازه جسد سقوط کرده حدود 10 کیلومتر بوده و خلیج مکزیک مرکز آن بوده است. در Taimyr، آثاری از یک دهانه صد کیلومتری نیز یافت شد (در خم رودخانه Popigai). در سطح سیاره، حدود 230 اختربلم وجود دارد - تشکیلات حلقه ضربه ای بزرگ.

ترکیب

سیارک ها را می توان بر اساس ترکیب شیمیایی و مورفولوژی آنها طبقه بندی کرد. تعیین اندازه چنین جسم کوچکی به عنوان یک سیارک در منظومه شمسی وسیع، که علاوه بر این، نور ساطع نمی کند، بسیار دشوار است. این به اجرای روش فتومتریک - اندازه گیری روشنایی یک جرم آسمانی کمک می کند. از خواص و ماهیت نور منعکس شده برای قضاوت در مورد خواص سیارک ها استفاده می شود. بنابراین، با استفاده از این روش، تمام سیارک ها به سه گروه تقسیم شدند:

1. کربن دار- نوع C. اکثر آنها - 75٪. آنها نور را به خوبی منعکس نمی کنند، اما در قسمت بیرونی کمربند قرار دارند.
2. شنی- نوع S. این اجسام نور را با شدت بیشتری منعکس می کنند و در ناحیه داخلی قرار دارند.
3. فلز- نوع M. بازتاب پذیری آنها مشابه بدنه های گروه S است و در ناحیه مرکزی کمربند قرار دارند.

ترکیب سیارک ها مشابه است، زیرا دومی ها در واقع قطعات آنها هستند. ترکیب کانی شناسی آنها متنوع نیست. تنها حدود 150 ماده معدنی شناسایی شده است، در حالی که بیش از 1000 ماده روی زمین وجود دارد.

سایر کمربندهای سیارکی

اجرام فضایی مشابه در خارج از مدار نیز وجود دارند. تعداد زیادی از آنها در بخش های پیرامونی منظومه شمسی وجود دارد. فراتر از مدار نپتون، کمربند کویپر قرار دارد که شامل صدها جرم با اندازه های 100 تا 800 کیلومتر است.

بین کمربند کویپر و کمربند اصلی سیارک ها مجموعه دیگری از اجرام مشابه متعلق به "کلاس سنتورها" قرار دارد. نماینده اصلی آنها سیارک Chiron بود که گاهی اوقات وانمود می کند که یک دنباله دار است، در کما می افتد و دم خود را گسترش می دهد. اندازه این نوع دو وجهی 200 کیلومتر است و گواه این است که شباهت های زیادی بین دنباله دارها و سیارک ها وجود دارد.

فرضیه های مبدأ

سیارک چیست - قطعه ای از یک سیاره دیگر یا ماده اولیه؟ این هنوز یک معما است که آنها مدتها در تلاش برای حل آن هستند. دو فرضیه اصلی وجود دارد:

انفجار سیاره.رمانتیک ترین نسخه سیاره افسانه ای منفجر شده فایتون است. ظاهراً موجودات باهوشی در آن زندگی می‌کردند که به سطح بالایی از زندگی رسیده بودند. اما یک جنگ هسته ای شروع شد و در نهایت سیاره را نابود کرد. اما مطالعه ساختار و ترکیب شهاب‌سنگ‌ها نشان داد که ماده تنها یک سیاره برای چنین تنوعی کافی نیست. و سن شهاب سنگ ها - از یک میلیون تا صدها میلیون سال - نشان می دهد که تکه تکه شدن سیارک ها طولانی بوده است. و سیاره فایتون فقط یک افسانه زیباست.

برخورد اجرام پیش سیاره ایاین فرضیه حاکم است. کاملاً قابل اعتماد منشا سیارک ها را توضیح می دهد. سیارات از ابری از گاز و غبار تشکیل شده اند. اما در مناطق بین مشتری و مریخ، این فرآیند با ایجاد اجسام پیش سیاره ای به پایان رسید که از برخورد آنها سیارک ها متولد شدند. نسخه ای وجود دارد که بزرگترین سیارات کوچک دقیقاً جنین های سیاره ای هستند که شکل نگرفته اند.چنین اشیایی شامل سرس، وستا، پالاس است.

بزرگترین سیارک ها

سرس.این جرم با قطر 950 کیلومتر بزرگترین جرم کمربند سیارکی است. جرم آن تقریباً یک سوم کل جرم تمام بدنه های کمربند است. سرس از یک هسته سنگی تشکیل شده است که توسط یک گوشته یخی احاطه شده است. فرض بر این است که آب مایع زیر یخ وجود دارد. یک سیاره کوتوله در مدت 4.6 سال با سرعت 18 کیلومتر بر ثانیه به دور خورشید می چرخد. دوره چرخش آن 9.15 ساعت و چگالی متوسط ​​آن 2 گرم بر سانتی متر مکعب است.

پالاس.دومین جرم بزرگ در کمربند سیارکی، اما با انتقال سرس به وضعیت یک سیاره کوتوله، تبدیل به بزرگترین سیارک شد. پارامترهای آن 582x556x500 کیلومتر است. پرواز این ستاره با سرعت 17 کیلومتر در ثانیه 4 سال طول می کشد. یک روز در پالاس 8 ساعت است و دمای سطح آن 164 درجه کلوین است.

وستااین سیارک به درخشان ترین و تنها سیارکی تبدیل شده است که بدون استفاده از اپتیک قابل مشاهده است. ابعاد بدنه 578x560x458 کیلومتر است و فقط شکل نامتقارن اجازه نمی دهد وستا را به عنوان یک سیاره کوتوله طبقه بندی کند. درون آن یک هسته آهن نیکل و اطراف آن یک گوشته سنگی است.

دهانه های بزرگ زیادی در وستا وجود دارد که بزرگترین آنها 460 کیلومتر قطر دارد و در ناحیه قطب جنوب قرار دارد. عمق این سازند به 13 کیلومتر می رسد و لبه های آن 4 تا 12 کیلومتر از دشت اطراف بالا می رود.

اوگنیا.این سیارک نسبتا بزرگ با قطر 215 کیلومتر. جالب اینجاست که دو ماهواره دارد. آنها شازده کوچولو (13 کیلومتر) و S/2004 (6 کیلومتر) بودند. آنها به ترتیب 1200 و 700 کیلومتر با Evgenia فاصله دارند.

مطالعه ی

آغاز مطالعه دقیق سیارک ها توسط فضاپیمای پایونیر گذاشته شد. اما اولین کسی که از اشیاء Gaspra و Ida عکس گرفت دستگاه گالیله در سال 1991 بود. همچنین معاینه دقیقی توسط دستگاه NEAR Shoemaker و Hayabusa انجام شد. هدف آنها اروس، ماتیلدا و ایتوکاوا بود. ذرات خاک حتی از دومی تحویل داده شد. در سال 2007، ایستگاه داون به سمت وستا و سرس حرکت کرد و در 16 ژوئیه 2011 به وستا رسید. امسال ایستگاه باید به سرس برسد و سپس سعی خواهد کرد به پالاس برسد.

بعید است که زندگی در سیارک ها پیدا شود، اما مطمئنا چیزهای جالب زیادی در آنجا وجود دارد. شما می توانید از این اشیا انتظار زیادی داشته باشید، اما فقط یک چیز را نمی خواهید: ورود غیرمنتظره آنها به ما.