Saulės sistemos asteroidai. Kas yra asteroidai? Asteroido orbitos forma

Matmenys ir svoriai. Planetų dydžiai nustatomi matuojant kampą, kuriuo jų skersmuo matomas iš Žemės. Šis metodas netaikomas asteroidams: jie tokie maži, kad net per teleskopus atrodo kaip taškai kaip žvaigždės (iš čia ir kilo pavadinimas „asteroidai“, tai yra „panašūs į žvaigždes“).

Tik pirmuosius keturis asteroidus galima atskirti pagal jų diską. Cereros kampinis skersmuo pasirodė didžiausias: jis siekia 1 » (Pallas, Juno ir Vesta ji kelis kartus mažesnė). Šių asteroidų kampinius matmenis dar 1890 metais labai tiksliai išmatavo E. Barnardas Licko ir Yerko observatorijose. Stebėjimo metu nustatęs atstumą iki Cereros, Pallas, Juno ir Vesta ir atlikęs reikiamus skaičiavimus, Barnardas nustatė, kad jų skersmenys yra atitinkamai 770, 490, 190 ir 380 km (kaip matote, jie visi tilpo Aliaskos užimama teritorija!) .

Kaip nustatyti daugelio kitų mažesnių asteroidų dydį?

Dar visai neseniai jie buvo vertinami pagal asteroidų ryškumą, o asteroido dydis lyginamas su Cereros, Pallas, Juno ir Vesta dydžiais (kurių dydžiai jau buvo žinomi). Tačiau asteroidų ryškumas keičiasi: pirma, pasikeitus asteroido atstumui nuo Saulės (dėl pakitusio ant asteroido krentančios saulės šviesos kiekio); antra, pasikeitus atstumui nuo Žemės (dėl pasikeitusio Žemę pasiekiančios šviesos kiekio, atsispindėjusios nuo asteroido); trečia, pasikeitus fazės kampui, nes didėjant šiam kampui iš Žemės tampa matoma vis mažesnė apšviesto asteroido paviršiaus dalis. Todėl, norint nustatyti kampinius matmenis, lyginami ne matomi asteroidų žvaigždžių dydžiai, o dydžiai, kuriuos šie asteroidai turėtų, jei jie būtų „pastatyti“ tam tikru (vienu) atstumu nuo Saulės ir Žemės. jei jie būtų „išdėlioti“ taip, kad jų fazė kampas būtų lygus nuliui.

Prieš „McDonald Review“ šiuos sumažintus dydžius (taip pat vadinamus absoliučiais) skirtingi stebėtojai išreiškė savo, neprilygstamose fotometrinėse sistemose, todėl asteroidų dydis buvo plačiai paplitęs. McDonaldo tyrime visiems sunumeruotiems asteroidams buvo nustatyti absoliutūs žvaigždžių dydžiai, jau išreikšti vieningoje tarptautinėje fotografijos sistemoje (ta pati sistema buvo naudojama ir Palomaro-Leideno tyrime).

Tiesa, išlieka dar vienas, atrodytų, neįveikiamas šio metodo sunkumas: dydžio nustatymai turi būti atliekami remiantis tam tikromis prielaidomis apie asteroidų atspindį – jų albedo. Paprastai manoma, kad asteroido albedas yra toks pat kaip vidutinis keturių didžiausių asteroidų albedas. Tuo tarpu aišku, kad tokiomis pačiomis stebėjimo sąlygomis mažas asteroidas, sudarytas iš lengvos, gerai atspindinčios medžiagos, gali pasirodyti ryškesnis nei didelis, bet tamsesnis asteroidas. Nepaisant to, vertinant daugelio asteroidų dydį, ir dabar naudojamas vidutinis albedas.

Taigi, jei žinome absoliutųjį asteroido dydį m a 6 c, tai darydami prielaidą, kad visų asteroidų albedas yra vienodas, galime nesunkiai nustatyti asteroido spindulį (kilometrais). R pagal labai paprastą formulę: lg R \u003d 3,245–0,2 m per 6 s.

Be to, pagal jau apskaičiuotą spindulį galime įvertinti asteroido masę M, jei žinomas asteroido medžiagos tankis. Paprastai manoma, kad jis prilygsta vidutiniam asteroidų fragmentų – meteoritų, karts nuo karto krentančių į mūsų Žemę, medžiagos tankiui. Šis tankis g, išmatuotas antžeminėse laboratorijose, yra 3,5 g/cm 3 (nors yra gana lengvų mėginių, kurių tankis apie 2 g/cm žr. 3).

Kai kuriais atvejais asteroidų dydį buvo galima nustatyti „nestandartiniu“ būdu, pavyzdžiui, jais dengiant žvaigždes (šio reiškinio pobūdis yra toks pat, kaip ir Mėnulio dangaus žvaigždes). Viena iš šių okultacijų įvyko 1975 m. sausio 23 d. vakare ir buvo pastebėta JAV. Asteroidas Erotas, kaip numatė B. Marsdenas, turėjo uždengti žvaigždę x gulbė. Maždaug 25 km pločio aprėpties juosta turėjo eiti per Olbanio, Hartferto, Konektikuto miestus ir netoli rytinio Long Ailendo krašto. Surengta 17 stebėjimo punktų, kuriuose 6-8 km atstumu išilgai aprėpties juostos buvo išsidėstę aplinkinių kolegijų studentai ir astronomijos katedrų studentai.

Eroso dengimo metu (apie 9 m) 0,2–0,3 ° per valandą kampiniu greičiu priartėjo prie žvaigždės % Cygnus, kuris buvo daug ryškesnis už asteroidą (apie 4 m). Staiga žvaigždės šviesa dingo (jos spindulių, artėjančių link mūsų, kelyje atsirado nepermatomas barjeras – asteroidas), o po kelių sekundžių žvaigždė vėl pasirodė (3 pav.).

Remdamasis aprėpties trukme, Marsdenas nustatė, kad tariamas Eroso skersmuo buvo apie 24 km.

Kaip kitaip (be absoliutaus dydžio įvertinimo) galima nustatyti asteroidų mases? Iš esmės įmanoma, nors ir labai sunku, apskaičiuoti asteroidų masę pagal jų tarpusavio trikdžius (artėjimo metu), kuriuos patiria asteroidai. Šį masių nustatymo metodą sukūrė I. Schubartas iš Astronomijos instituto Heidelberge. Jis taikė didžiausių asteroidų masėms nustatyti ir gavo, kad Cereros masė yra (5,9 ± 0,3) 10–11 Mc (kur Mc - Saulės masė), Paloso masė - (1,14±0,22) 10 -11 Msu. Panašiu metodu kiti astronomai nustatė, kad Vesta masė yra (1,20 ± 0,12) 10–11 Msu. Taigi net ir didžiausio asteroido – Cereros – masė yra 5000 kartų mažesnė už Žemės masę ir 600 kartų mažesnė už Mėnulio masę.

Po to, kai asteroidų juosta tapo „pasiekiama“ erdvėlaiviams, mums pavyko nustatyti labai mažų asteroidų mases.

Ant kosminių raketų sumontuota teleskopinė įranga leido nustatyti kelių centimetrų ir decimetrų skersmens asteroidų fragmentų žvaigždžių dydžius (ir dydžius) (kurie yra neprieinami stebėjimams iš Žemės).

Taigi šiuo metu yra informacijos apie „viso rango“ asteroidus – nuo ​​didelių kūnų, kurių masė siekia milijardus milijardų tonų, iki labai mažų, kurie galėtų tilpti į delną. Asteroido juostoje juda ir ištisi dulkių „debesys“, kurių savybes tyrinėja netiesioginiai ženklai. Visa tai leidžia susidaryti gana išsamų asteroido juostos vaizdą.

Dar šeštajame dešimtmetyje sovietų astronomas I. I. Putilinas apskaičiavo bendrą sunumeruotų (tai yra su gerai žinomomis orbitomis) asteroidų skaičių. Rezultatas nuostabus. Paaiškėjo, kad visi asteroidai kartu sutilps į kubą, kurio kraštinė yra tik apie 500 km! Beveik pusę tūrio užimtų Cerera su Vesta ir Pallasu. Dar 25% būtų buvę Juno su asteroidais iki 100-osios imtinai. Vėlesnių asteroidų (visų mažesnių) atradimai lėmė tik labai lėtą šios asteroidinės medžiagos „tūrio“ didėjimą, o po 1000-ojo asteroido jų bendro „tūrio“ augimas beveik visiškai sustojo (4 pav.). Neatrasta asteroidai tikriausiai yra tokie maži, kad, nepaisant didžiulio skaičiaus, jie negalės žymiai padidinti šio „tūrio“, o, remiantis skaičiavimais, mažų dalelių ir dulkių grūdelių vargu ar pakanka užpildyti tuštumas tarp asteroidų, esančių netoliese 500 m. km kubas.

Galima daryti prielaidą, kad bendras asteroidinės medžiagos tūris tarpplanetinėje erdvėje yra apie 10 23 cm. Bet asteroidai yra pasiskirstę didžiuliame tarpplanetinės erdvės tūryje, todėl vienam kūnui tenka daug kubinių kilometrų erdvės. Todėl erdvėlaivio, skrendančio per asteroidų juostą (pavyzdžiui, pakeliui į Jupiterį) susidūrimo su kai kuriais net mažyčiu asteroidu tikimybė yra nereikšminga.

Jei laikysime 3,5 g/cm 3 reikšmę (žr. aukščiau) kaip vidutinį asteroidų medžiagos tankį, tai gausime, kad bendra visų asteroidų masė yra apie 3,5 10 23 g – tai yra didžiulis skaičius pagal mūsų žemiškąsias idėjas. , bet nereikšmingas pagal astronominį mastelį. (Norint „apakinti“ visus – žinomus ir nežinomus – asteroidus, reikėtų nuo Žemės paviršiaus nuplėšti „tik“ 500 m storio sluoksnį!)

Neseniai I. Schubartas asteroidų materijos masę nustatė iš bendrų trikdžių, kuriuos patiria didžiausi asteroidai judėdami apsupti daugybės jų atitikmenų. Jis gavo 3 10 23 g vertę, kuri puikiai atitinka anksčiau gautą sąmatą.

Taip pat buvo bandoma nustatyti asteroido juostos gravitacinio lauko įtaką Marso judėjimui. Tačiau Marsas asteroidams pasirodė per masyvus, ir šio efekto aptikti nepavyko, o tai patvirtina ir bendros asteroidų masės nereikšmingumą. Tiesa, spėjama, kad netoli Jupiterio orbitos juda mums nežinomi masyvūs kūnai. Tačiau mažai tikėtina, kad jų bus per daug, ir vargu ar jie žymiai padidins bendros asteroidų medžiagos masės įvertinimą.

Ką lemia maži dydžiai? Pagal visuotinės gravitacijos dėsnį kiekvienas asteroidas pritraukia kitus kūnus. Bet kokia silpna ši atrakcija! Gana dideliame asteroide (kurio skersmuo 200 km) gravitacijos jėga paviršiuje yra 100 kartų mažesnė nei Žemėje, todėl žmogus, patekęs ant jo, svertų mažiau nei 1 kg ir beveik nejaustų savo svorio. . Užšokęs ant asteroido iš 10 aukštų pastato aukščio, jis į paviršių būtų nusileidęs beveik ketvirtį minutės, „nusileidimo“ momentu pasiekęs tik apie 1,5 m/s greitį. Paprastai tariant, buvimas ant asteroidų mažai kuo skiriasi nuo buvimo visiško nesvarumo sąlygomis.

Pirmasis kosminis greitis ant jų yra gana mažas: Cereroje - apie 500 m / s, o ant kilometro dydžio asteroido - tik apie 1 m / s. Antrasis kosminis greitis yra 1,4 karto didesnis, todėl, judant automobilio greičiu (apie 100 km/h), būtų galima amžinai skristi iš net 5 km skersmens asteroido. Ar stebina tai, kad ant asteroidų nėra atmosferos? Net jei kai kurios dujos būtų išleistos iš asteroidų gelmių, gravitacijos jėgos negalėtų sulaikyti jų molekulių ir jos turėjo būti amžinai išsklaidytos tarpplanetinėje erdvėje.

1973 metais asteroidų atmosferos nebuvimas buvo patvirtintas infraraudonųjų spindulių diapazone esančių asteroidų spektrų matavimais. Amerikiečių astrofiziko O. Ganseno gauti kelių didelių asteroidų spektrai, esantys maždaug 12 μm bangos ilgio srityje, tik rodė, kad asteroidai buvo šiek tiek šilti.

Tačiau Cereros infraraudonosios spinduliuotės spektre buvo viena ypatybė: maždaug 12 mikronų bangos ilgis siauroje juostoje spinduliuotės „šuolis“ buvo beveik dvigubai didesnis. Tokios spektrinės spinduliuotės „juostos“ būdingos dujoms, todėl jos stebimos tose planetose ir jų palydovuose, kuriuos supa atmosfera. Bet Cerera per maža, kad išlaikytų atmosferą!

Norėdami paaiškinti šį paradoksą, Hansenas iškėlė viliojančią hipotezę: Cereroje nuolat išgaruoja lakiosios medžiagos, kurios turėtų būti (!) Jos paviršiaus medžiagos sudėtyje. Reikėtų pasakyti, kad tarp įvairių Cereros masės ir skersmens įverčių galima pasirinkti porą šių dydžių verčių, dėl kurių bus mažas vidutinis jos medžiagos tankis (apie 1 g/cm). 3), atitinka prielaidą, kad Cererą daugiausia sudaro ledas. Tačiau ši prielaida net pačiam Hansenui atrodė tokia neįtikėtina, kad jis tiesiog suabejojo ​​savo skaičiavimais, manydamas, kad prieš darydamas galutinę išvadą būtina gauti naujus, tikslesnius Cereros masės ir tūrio įvertinimus. Be to, Hanseno prielaidai prieštaravo Cereros poliametrinių stebėjimų rezultatai, pagal kuriuos šis asteroidas, nors ir yra labai tamsus objektas, paviršiuje negali turėti per daug laisvų struktūrų, kurios turėjo susidaryti garuojant ledui. Taigi Cereros infraraudonųjų spindulių spektrinės juostos vis dar yra paslaptis.

Dėl savo mažo dydžio asteroidai turi labai kampinę formą. Nežymi gravitacijos jėga asteroidams nesugeba suteikti jiems rutulio formos, būdingos planetoms ir dideliems jų palydovams. Pastaruoju atveju didžiulė gravitacijos jėga gniuždo atskirus blokus, juos taranuodami. Žemėje prie jų padų tarsi plinta aukšti kalnai. Pasirodo, kad akmens stiprumas yra nepakankamas, kad atlaikytų daugelio tonų apkrovas 1 cm 2, o akmuo kalno papėdėje nesutraiškytas, neskilęs yra suspaustas iš visų pusių, tarsi „tekantis“, tik labai lėtai.

Asteroiduose, kurių skersmuo yra iki 200–300 km, dėl mažo akmens „svorio“ tokio „skysčio“ reiškinio visiškai nėra, o didžiausiuose asteroiduose jis vyksta per lėtai ir net tada tik jų gelmės. Asteroidų paviršiuje didžiuliai kalnai ir įdubos išlieka nepakitę, daug didesnio dydžio nei Žemėje ir kitose planetose (vidutiniai nukrypimai bet kuria kryptimi nuo paviršiaus lygio yra apie 10 km ir daugiau), o tai pasireiškia radarų stebėjimų rezultatuose. asteroidų (5 pav.).

Netaisyklingą asteroidų formą patvirtina ir tai, kad didėjant fazės kampui jų ryškumas mažėja neįprastai greitai (žr. išnašą p. 11). Tokie Mėnulio ryškumo pokyčiai mums puikiai žinomi: per pilnatį būna labai šviesu, paskui vis silpniau šviečia, kol jaunaties visiškai išnyksta. Tačiau Mėnulyje šie pokyčiai vyksta daug lėčiau nei asteroidų, todėl juos galima visiškai paaiškinti tik iš Žemės matomos Saulės apšviesto paviršiaus dalies sumažėjimu (šešėliai iš Mėnulio kalnų ir įdubimų turi mažai įtakos apie bendrą Mėnulio šviesumą). Kitokia situacija yra su asteroidais. Tokių greitų jų ryškumo pokyčių negalima paaiškinti vien Saulės apšviesto asteroido paviršiaus pasikeitimu. O pagrindinė tokio ryškumo kitimo priežastis (ypač mažiems asteroidams) slypi netaisyklingoje asteroidų formoje, dėl kurios kai kurios jų apšviesto paviršiaus dalys yra apsaugotos nuo saulės spindulių kitų.

Netaisyklinga asteroidų forma taip pat buvo stebima tiesiai per teleskopą. Pirmą kartą tai nutiko 1931 m., kai labai egzotiška orbita judantis mažasis asteroidas Erotas, apie kurį kalbėsime vėliau, neįprastai mažu atstumu (tik 28 mln. km) priartėjo prie Žemės. Tada per teleskopą jie pamatė, kad šis asteroidas atrodė kaip „hantelis“ arba neišspręsta dviguba žvaigždė, kurios kampinis atstumas tarp komponentų yra apie 0,18 colio; net buvo matyti, kad „hantelis“ sukasi!

1975 metų sausį Erotas priartėjo prie Žemės dar arčiau – 26 milijonų km atstumu. Jis buvo stebimas per didelį orbitos segmentą, ir tai leido pamatyti Erosą tiesiogine prasme iš skirtingų pusių. Kruopšti daugelio Eroso stebėjimų, atliktų įvairiose pasaulio observatorijose, rezultatų analizė atvedė į labai įdomų atradimą.

Erosas stebėjimų metu labai pakeitė savo blizgesį - 1,5 m(t.y. beveik keturis kartus) su 2 valandų laikotarpiu ir šiek tiek (6 pav.). Buvo daroma prielaida, kad šie ryškumo pokyčiai atsiranda dėl „hantelio formos“ Eroso, besisukančio aplink savo ašį, matomo iš Žemės, skerspjūvio pasikeitimo, o jo maksimalus ir minimalus skerspjūviai skiriasi tiksliai 4 kartus. Šiuo atveju minimalus asteroido ryškumas turėjo būti stebimas tuo metu, kai Erotas yra priešais mus savo aštriu galu. Tačiau viskas pasirodė daug sudėtingiau. Pirma, priešingai nei tikėtasi, vienas po kito einantys ryškumo maksimumai ir minimumai turėjo skirtingas formas ir skirtingas amplitudes. Stebėjimų, atliktų laboratoriniu Eroso formos modeliavimu, rezultatų analizė parodė, kad šviesos ir šešėlių žaismas nelygiame asteroido paviršiuje turėtų turėti didelės įtakos Eroto ryškumui. Dėl to mažiausias Eroso ryškumas buvo pastebėtas būtent tada, kai asteroidas buvo atsuktas į mus beveik didžiausiu savo skerspjūviu! Be to, Eroso apsisukimo laikotarpis pasirodė lygus dviem ryškumo svyravimų periodams - 5 h 16 min. Kaip paaiškėjo, šis asteroidas yra pailgas kūnas, kurio ilgio ir storio santykis yra maždaug 1:2,5. Jis. sukasi aplink trumpą ašį prieš laikrodžio rodyklę, ir taip, kad ašis beveik atsidurtų savo orbitos plokštumoje (Erotas keliauja aplink Saulės sistemą tarsi gulėdamas ant jos „šono“).

Daugelyje asteroidų buvo pastebėti ryškumo svyravimai dėl tos pačios priežasties (netaisyklingos formos kūnų sukimosi aplink savo ašis). Ir kas įdomiausia, jie visi sukasi ta pačia kryptimi – prieš laikrodžio rodyklę. Tai buvo nustatyta tik pastaraisiais metais naudojant jautrius elektroninius-optinius stebėjimo metodus.

Žemė ir asteroidai erdvėje juda skirtingomis orbitomis aplink Saulę ir skirtingu greičiu. Ir nors jie skrieja viena kryptimi, iš Žemės mums atrodo, kad asteroidai juda danguje tarp žvaigždžių arba pirmyn (iš dešinės į kairę, kai lenkia Žemę), tada atgal (iš kairės į dešinę, kai Žemė juos lenkia). ). Šis skirtingas asteroidų judėjimo modelis turi įtakos ir jų ryškumo pokyčiui: asteroidams judant dangumi iš kairės į dešinę (Žemė juos lenkia), ryškumo kitimo laikotarpis yra šiek tiek trumpesnis.

Įdomu tai, kad asteroidų ryškumo kitimo laikotarpis yra gana trumpas ir beveik vienodas – reikšmių intervalas nuo 2-3 iki 10-15 valandų. Kas privertė juos taip greitai suktis? Vienu metu buvo iškelta hipotezė, kad ne itin dideli netaisyklingos formos asteroidai gali įgyti sukimąsi veikiami „saulės vėjo“ (Saulės išmestų dalelių) srautų, „pučiančių“ milijardus metų. Kad ir koks silpnas būtų šis „vėjas“, jis vis tiek turi perduoti asteroidams tam tikrą impulso impulsą, kuris dėl netaisyklingos asteroido formos yra netolygiai paskirstytas ant asteroido iš skirtingų jo svorio centro pusių. Dėl to atsiranda nulinė jėga, „saulės vėjo“ spaudimo jėgų, veikiančių kiekvieną 1 cm 2 asteroido paviršiaus, rezultatas, ir asteroidas pradeda suktis (iš pradžių labai lėtai, o vėliau greičiau ir greičiau).

Skaičiavimai rodo, kad kai kuriuos asteroidus (labai netaisyklingos formos) „saulės vėjas“ gali taip sukti, kad juos gali net suplėšyti išcentrinės sukimosi jėgos. Tačiau šis paaiškinimas netinka didesniems asteroidams ir reikia manyti, kad jie sukimąsi įgijo formavimosi laikotarpiu.

Bet gal ryškumo svyravimai atsiranda ne dėl netaisyklingos formos, o dėl asteroidų „dėmėtumo“ (jei skirtingos asteroidų paviršiaus dalys susideda iš skirtingų medžiagų)? Žinoma, asteroidų „dėmėjimas“ yra įmanomas, o šviesūs ir tamsesni (skirtingų medžiagų) plotai tikriausiai gali egzistuoti jų paviršiuose. Tačiau vien prielaidos apie „dėmėjimą“ nepakanka, ir, kaip buvo parodyta, asteroidų sukimosi pobūdis negali būti paaiškintas vien „dėmėjimo“ pagalba.

Net ir viename didžiausių asteroidų – Vestoje ryškumo pokyčiai siejami ne su „dėmėmis“, o su netaisyklinga jo forma. 1971 metais Vestos stebėjimai naudojant elektroninius optinius keitiklius parodė, kad vėlesni šio asteroido ryškumo maksimumai ir minimumai šiek tiek skiriasi dydžiu, o Vesta sukimasis vyksta su periodu – dvigubai ilgesniu nei manyta anksčiau – 10 valandų 41 minutė. Amerikiečių astrofizikas R. Tayloras, ištyręs šio asteroido šviesos kreivių ypatybes, pasiūlė tokį modelį: Vesta yra triašis sferoidas, kurio vienas skersmuo yra 15% ilgesnis nei kitų dviejų. Tiesiog jo pietiniame ašigalyje, išilgai ilgosios pusės, driekiasi išlyginta sritis, kuri tęsiasi ne toliau kaip 45 laipsnių platumos ir nėra matoma iš šiaurinio Vestos pusrutulio. Ši sritis, Tayloro nuomone, gali būti didžiulis smūgio krateris (beveik 400 km skersmens!).

Iš ko pagaminti asteroidai? Jau seniai pastebėta, kad asteroidų šviesa turi gelsvą atspalvį, panašų į Mėnulio ir Merkurijaus šviesą.

Kadangi asteroidai šviečia nuo atsispindėjusios saulės šviesos, jų spalvą iš dalies lemia paties asteroido paviršiaus atspindinčios savybės. Todėl kilo mintis nustatyti, iš kokių medžiagų jis susideda, lyginant asteroidų spalvą su antžeminių objektų ir meteoritų spalva. Vieną pirmųjų tokių tyrimų mūsų šalyje praėjusio amžiaus ketvirtajame dešimtmetyje atliko sovietinis meteoritų tyrinėtojas E. L. Krinovas. Jis nustatė, kad daugelio meteoritų spalva panaši į tam tikrų asteroidų spalvą. Didelė pažanga tiriant asteroidų savybes buvo padaryta septintojo dešimtmečio pabaigoje, kai grupė amerikiečių mokslininkų ėmėsi poliarimetrinių tyrimų. Lygindami nuo įvairių antžeminių medžiagų, mėnulio dirvožemio ir meteoritų atsispindinčios šviesos poliarizaciją, jie nustatė, kad yra tam tikras ryšys tarp medžiagų atspindžio (albedo) ir nuo šių medžiagų atsispindinčios šviesos poliarizacijos pobūdžio.

Iš dalies poliarizuota buvo ir iš asteroidų į mus sklindanti šviesa. Jo analizė leido mokslininkams padaryti svarbias išvadas apie asteroido paviršiaus prigimtį (7 pav.).

T. Gerelsas JAV surengė didelę poliametrinių asteroidų stebėjimų seriją. Paaiškėjo, kad pagal paviršiaus pobūdį asteroidai skirstomi į kelias grupes (8 pav.). Paaiškėjo, kad gausiausia grupė, turinti labai panašias savybes, buvo asteroidai, kurių šviesos poliarizacija yra panaši į šviesos, atsispindėjusios nuo šviesios spalvos antžeminių akmeninių medžiagų, daugiausia susidedančių iš įvairių silikatų, poliarizaciją. Juno pateko į šią asteroidų grupę.

Paaiškėjo, kad kitą grupę sudarė asteroidai su tamsiu, prastai atspindinčiu paviršiumi. Jų medžiaga panaši į tamsius bazaltinius stiklus arba breccias (klastines uolienas) iš mėnulio dirvožemio pavyzdžių, taip pat į tamsią meteoritų įvairovę ir į Marso mėnulio Fobo paviršiaus medžiagą. Tarp šių tamsių asteroidų buvo Cerera.

Yra keletas asteroidų, turinčių tarpines paviršiaus savybes. Taip pat yra nedaug asteroidų, pasižyminčių ypatingomis savybėmis (pavyzdžiui, tamsesnių ir šviesesnių).

Poliarimetrinis metodas leido nustatyti tikslius asteroidų matmenis, nes buvo atsižvelgta į tikrąjį (o ne vidutinį) jų atspindį (albedo). Visų pirma, buvo nurodyti pirmųjų keturių asteroidų dydžiai. Paaiškėjo, kad Cereros skersmuo šiek tiek viršija 1000 km, Pallas – apie 600 km, Juno – 240 km, o Vesta – 525 km. Perskaičiavus ir kitų poliarimetriniu metodu tirtų asteroidų dydžius, paaiškėjo, kad teisę vadintis didžiausiais gali pretenduoti ne tik šie, bet dar mažiausiai šeši asteroidai, kurie pasirodė net didesni už Junoną. Visi jie turi mažą atspindį ir, nepaisant didelio dydžio, skleidžia mažai šviesos. Todėl, kai asteroidų skersmenys buvo įvertinti pagal jų tariamą ryškumą, šių šešių dydžiai pasirodė esą labai neįvertinti. Tiesą sakant, Hygiea (10 asteroidas) skersmuo yra 400, Interamnia (704) yra 340, Davids (511) yra 290, Psyche (16) yra 250 km, o Bambergi (324) ir Fortuny (19) - 240 km ( toks pat kaip Juno).

Fortūna yra tamsiausias objektas Saulės sistemoje. Atsispindėjusios šviesos kiekiu net susmulkinta juodoji anglis gali konkuruoti su Fortūna.

Ryškiausi objektai tiek tarp asteroidų, tiek tarp visų Saulės sistemos kūnų apskritai buvo Angelina (64-as asteroidas), atspindintis beveik pusę šviesos, ir Lisa (44-oji), šiek tiek prastesnė už Angeliną. Šiek tiek tamsesnė nei Vesta, kurios atspindys yra maždaug 1,5-2 kartus blogesnis nei Angelinos. Dėl didelio „Vesta“ atspindžio, būdama tokiu pat atstumu nuo Cereros, atrodo, kad ji yra 20% ryškesnė už ją (esant tokioms pačioms apšvietimo ir stebėjimo sąlygoms), o „Pallas“ yra dvigubai ryškesnis.

Poliarimetrinius tikrojo albedo, taigi ir teisingesnių asteroidų dydžių, nustatymo rezultatus patvirtina ir kitas metodas, kuris taip pat pasirodė pastaraisiais metais. Tai radiometrinis metodas, kurį 1970 m. sukūrė ir pirmą kartą asteroidams pritaikė amerikiečių mokslininkai D. Allenas ir D. Matsonas. Jis pagrįstas asteroido šiluminės (infraraudonosios) spinduliuotės (dažniausiai 10–20 bangų ilgių diapazone) matavimu. mikronai). Dideli tamsūs ir maži šviesūs asteroidai dėl skirtingo atspindžio gali turėti vienodą dydį matomoje šviesos srityje. Kalbant apie jų ryškumą infraraudonųjų spindulių diapazone, jis yra didesnis dideliems kūnams (dėl didelio spinduliuojamo paviršiaus dydžio ir dėl aukštesnės tamsių kūnų temperatūros, kurios geriau sugeria saulės spinduliuotę). Asteroido ryškumo reikšmių santykis matomame ir infraraudonajame diapazone kaip tik apibūdina jo atspindį (taip pat ir dydį).

Poliarimetriniai stebėjimai taip pat parodė, kad asteroidų šviesos poliarizacija yra daug didesnė nei ta, kuri galėtų atsirasti dėl vieno šviesos atspindžio nuo jų paviršiaus. Laboratorijose Žemėje atliktų eksperimentų pagalba buvo atskleista, kad toks pat šviesos poliarizacijos laipsnis kaip ir asteroidų gaunamas atsispindėjus nuo paviršiaus, padengto dulkėmis ir įvairaus dydžio akmenų skeveldromis.

Tiesiog tyrimo metu paaiškėjo, kad toks „dulkėtas“ paviršius erdvės vakuume elgsis visai kitaip. Tokia išvada padaryta remiantis mėnulio dirvožemio savybių analize. Dėl vis dar neaiškių priežasčių dulkės Mėnulyje elgiasi kitaip nei dulkės Žemėje: iš jų susidaro neįprastai birios struktūros, kurių viduje tarsi labirinte „skraido“ šviesos spindulys, patiriantis daugybę atspindžių, ir jo poliarizacijos laipsnis tampa labai didelis, daug didesnis nei nuo antžeminių dulkių ar nuo asteroidų atsispindinčios šviesos poliarizacijos laipsnis.

Tolesni tyrimai parodė, kad asteroidų paviršius, sprendžiant pagal poliarizaciją, turi būti sudarytas iš gana didelių akmenų, padengtų labai plonu dulkių sluoksniu. Kaip matysime vėliau, tai atitinka asteroidų paviršiaus prigimties sampratą, gautą remiantis visiškai skirtingais tyrimo metodais.

Nuo 1970 metų JAV pradėjo vykdyti spektrinius asteroidų stebėjimus, kurie apėmė ir matomą spektro dalį, ir gretimą infraraudonųjų spindulių diapazoną. Gauti ir išanalizuoti dešimčių asteroidų spinduliavimo spektrai (9 pav.). Rezultatai, kaip ir taikant kitus aukščiau aprašytus metodus, buvo lyginami su sausumos uolienų, Mėnulio ir meteorito medžiagų, taip pat įvairių grynų mineralų laboratorinių tyrimų rezultatais. Ypač puikiai interpretuodamas gautus duomenis atliko amerikiečių astrofizikas C. Chapmanas.

Šiuo metu iš įvairių spektrų ypatybių, ypač iš tam tikriems mineralams ir jų mišiniams būdingų sugerties juostų, taip pat iš šviesos sugerties laipsnio šiose spektrinėse juostose, buvo įmanoma nustatyti daugelio asteroidų prigimtį. mineralų, sudarančių jų paviršiaus medžiagą, ir, pavyzdžiui, geležies kiekio procentais. Pasirodo, kad daugumą asteroidų sudaro geležies ir magnio silikatai, kaip ir dauguma meteoritų (nors tik keli asteroidai turi tokią pačią šių silikatų sudėtį).

Tyrėjų nuostabai buvo nustatyta, kad kai kurie asteroidai atspindi šviesą ir poliarizuoja ją taip pat, kaip metalai. Tokie, pavyzdžiui, yra asteroidai Psyche (16 asteroidas), Lutetia (21) ir Julia (89). „Metalinių“ asteroidų egzistavimą liudija ir į Žemę krentantys geležies meteoritai. Jie susideda iš nikelio „tirpalo“ geležyje su nedidelėmis kai kurių kitų medžiagų priemaišomis. Toks buvo, pavyzdžiui, gerai žinomas Sikhote-Alin meteoritas, 1947 metų vasario 12 dieną nukritęs Primorskio krašto Usūrijos taigoje. Apie 100 tonų sveriantis metalinis blokas į Žemės atmosferą įskrido apie 15 km/s greičiu ir dėl didžiulio pasipriešinimo išsisklaidęs atmosferoje nusėtas geležies skeveldromis kelis kvadratinius kilometrus žemės paviršiaus.

Tai rodo, kad praeityje asteroidai buvo kaitinami iki aukštų temperatūrų, dėl kurių susiformavo metalinės šerdys, kurių dalis dabar yra apnuogintos ir iš dalies suskaidyta. Tiesa, reikia pastebėti, kad tokiam perlydymui reikalingos šilumos šaltinis nėra iki galo aiškus. Skaičiavimai rodo, kad iš mažų kūnų šiluma labai greitai patenka į kosmosą. Todėl toks šaltinis turi būti labai galingas. Galbūt čia įtakos turėjo radioaktyviųjų elementų skilimas. Tačiau tokie elementai kaip uranas, toris ir radioaktyvusis kalio izotopas, kurie, matyt, užtikrino didžiųjų planetų (Merkurijaus, Veneros, Žemės ir Marso), taip pat Mėnulio materijos įkaitinimą ir perlydymą, skyla per lėtai ir negali. pakelti mažų asteroidų temperatūrą. Todėl šiuo atveju reikalingas radioaktyvusis izotopas, kurio pusinės eliminacijos laikas yra pakankamai trumpas, be to, jo turi būti pakankamai didelis kiekis (kad būtų užtikrintas didelis šilumos išsiskyrimas per laiko vienetą). Toks izotopas, pasak mokslininkų, gali būti radioaktyvus aliuminio izotopas 26 A1. Tačiau, remiantis skaičiavimais, paaiškėjo, kad formuojantis asteroidams šis izotopas buvo palyginti mažas.

Kitas toks asteroidų šildymo šaltinis gali būti Saulė (žinoma, ne saulės spindulių pagalba, o, pavyzdžiui, veikiant kintamiems elektromagnetiniams laukams, kuriuos tarpplanetinėje erdvėje sukuria „saulės vėjas“). Akivaizdu, kad šiuolaikinė Saulė tokio šildymo neduoda. Tačiau anksčiau, pradiniame savo egzistavimo etape, manoma, kad Saulė buvo daug karštesnė nei dabar, o asteroidai galėjo įkaisti labai stipriai.

Jei nubraižysime asteroidų skaičiaus priklausomybę nuo jų dydžio, paaiškės, kad asteroidų skaičius sparčiai mažėja didėjant jų dydžiui (tai paprastai suprantama), tačiau jų dydžių diapazone yra 50-100 km. , ši atrasta priklausomybė keičia savo pobūdį (žr. toliau). ). Kažkodėl tokio dydžio asteroidų skaičius yra didesnis nei turėtų būti, jei naudotume mažesniems asteroidams būdingą priklausomybę. Bandydamas tai paaiškinti, K. Chapmanas užsiminė, kad dideliems asteroidams praeityje buvo atliktas visiškas arba dalinis perlydymas, po kurio jų viduje susiformavo geležies-nikelio šerdys, o „paviršiaus“ silikatai suformavo apvalkalą. Jei asteroidai susidūrė ir buvo sutraiškyti, toks apvalkalas turėtų lengvai subyrėti. Kai buvo atskleista stipri metalinė šerdis, ji gniuždo ir dėl to sumažėjo dydžio mažėjimas, o tai lėmė aptiktą poveikį.

asteroidų temperatūra. Kad ir kaip karšti asteroidai buvo tolimoje praeityje, jie jau seniai atvėso. Dabar jie yra šalti negyvi blokai, skraidantys tarpplanetinėje erdvėje, o saulės spinduliai nepajėgūs jų sušildyti.

Apytikslę vidutinę asteroido temperatūrą apskaičiuoti nesunku. Palyginkime šilumos srautus, krentančius ant asteroido ir ant Žemės. Taškiniu šaltiniu imant Saulę, gauname, kad šilumos srautai yra atvirkščiai proporcingi Žemės ir asteroido atstumo nuo Saulės kvadratams. Įkaitusi Žemė ir asteroidas skleidžia šiluminę energiją į kosmosą. Todėl kiekvieno kūno temperatūra nustatoma tokia, kad spinduliuotei prarastos šilumos kiekis būtų lygus šilumos kiekiui, kurį kūnas gauna iš Saulės. Be to, naudojant Stefano-Boltzmanno dėsnį, galima gauti tokį ryšį: T 4 a /T 4 3 = a 2 3 / a 2 a , kur T yra absoliuti temperatūra, išreikšta Kelvino laipsniais, ir a - vidutinis atstumas (pagrindinė orbitos ašis) iki nagrinėjamo kūno astronominiais vienetais.

Vidutinė Žemės temperatūra yra žinoma. Tai 288 K (15 °C). Pakeitę jį į gautą santykį ir ištraukę ketvirtąją abiejų lygties pusių šaknį, po nedidelių transformacijų gauname: T a (K) \u003d 288 šaknis a a.

Pavyzdžiui, Cereroje temperatūra (tačiau skaičiuojama pagal tikslesnę formulę) yra 165 K (t. y. – 108 °C). Maždaug tokioje temperatūroje ir esant normaliam atmosferos slėgiui Žemėje užšąla amoniakas, alkoholis ir eteris.

Cerera neseniai buvo įtraukta į Saulės sistemos objektų, kuriuos galima tyrinėti radijo teleskopais, sąrašą. Naudodamas didelį radijo interferometrą Green Bank radijo astronomijos observatorijoje (JAV), F. Briggsas nustatė Cereros šiluminę spinduliuotę, kurios bangos ilgis siekia 3,7 cm. Cerera pasirodė esanti labai silpnas radijo šaltinis, kurio srautas siekė 0,0024 Jy. Darant prielaidą, kad Cereros skersmuo yra 1025 km, Briggsas nustatė absoliučią Cereros temperatūrą pagal radijo ryškumą, kuri pasirodė esanti 160 ± 55 K, o tai atitinka aukščiau pateiktą įvertinimą. Tai patvirtina, kad Cereros radijo spinduliuotė yra šiluminės kilmės.

Vesta, kuri, skirtingai nuo Cereros, sudaryta iš lengvos, gerai atspindinčios medžiagos, turi žemesnę paviršiaus temperatūrą ir yra tik 133 K, nes šis asteroidas sunaudoja mažesnę jo paviršių pasiekiančios saulės energijos dalį, kad įkaistų. Ant asteroidų, judančių toliau nuo Saulės, dar šalčiau. Tik keliuose neįprastomis orbitomis judančių asteroidų, kurie gali priartėti prie Saulės, prasiskverbdami net į Merkurijaus orbitos vidų, paviršius įšyla iki kelių šimtų Kelvino laipsnių, o būdamas kaitinamas net pradeda silpnai šviesti. Tačiau tai trunka neilgai, nes asteroidai, sekdami savo orbitas, vėl tolsta nuo Saulės, greitai atvėsdami.

Kraterio susidarymas. Milijardus metų asteroidai sukasi aplink Saulę ir susiduria vienas su kitu, o vėliau ir su susidariusiomis skeveldromis. Susidūrimo greičiai asteroidų juostoje yra dideli – vidutiniškai apie 5 km/s, todėl šių susidūrimų metu vykstantys reiškiniai yra grandioziniai. Tokiu greičiu kiekvienas asteroidinės medžiagos gramas turi 10 11 ergų (apie 12 kJ arba 3 kcal) kinetinę energiją. Kai net mažas asteroidas „įsitrenkia“ į savo didelio atitikmens paviršių, visa ši energija akimirksniu išsiskiria ir „įvyksta milžiniškas sprogimas. Susidūrimo momentu prisilietę asteroidų sluoksniai yra taip stipriai suspaudžiami, kad iš dalies virsta dujomis, iš dalies ištirpsta. Nuo smūgio vietos visomis kryptimis išsiskiria suspaudimo ir retėjimo smūginės bangos, kurios spaudžia, trupa ir purto medžiagą. Virš asteroido kyla didžiulis skeveldrų ir dulkių fontanas. Jo paviršiuje lieka krateris, o po krateriu yra plati susmulkintų uolienų zona.

SSRS ir užsienyje atlikti meteoritų kraterių tyrimai Žemėje, sprogmenų ir smūgių eksperimentai (ypač skirtingų medžiagų taikinių „bombardavimas“ itin greitais rutuliais), leidžia daryti nemažai išvadų. apie procesus, vykstančius asteroidų krateriuose. Visų pirma, kai asteroidas atsitrenkia į paviršių, sudarytą iš didelių monolitinių uolų blokų (pavyzdžiui, šviežias lūžęs paviršius, susidaręs dėl suspaudimo galingo smūgio metu), skrendančių skeveldrų greitis turėtų būti šimtai metrų per minutę. antra. Jei kritimas įvyksta ant asteroido, sudaryto iš medžiagos, suskaidytos po daugelio ankstesnių susidūrimų su kitais asteroidais, paviršiaus, fragmentai turėtų išsisklaidyti daug mažesniu greičiu (dešimtis metrų per sekundę).

Aukščiau pateikti skaičiavimai yra tik vidutinis greitis. Tarp skeveldrų visada pasitaiko ir greitesnių, skrendančių net nukritusio asteroido greitį viršijančiu greičiu, ir lėtesnių.

Nors „asteroidų masės yra mažos, jie vis tiek gali sulaikyti dalį fragmentų, kurie skrenda mažesniu nei antrasis kosminis greitis, kuris Cereroje yra apie 600 m/s, o Junonoje – daugiau nei 100 m/s. . Net 10 km skersmens kūdikiai gali laikyti skeveldras, kurių greitis siekia iki 6 m / s.

Amerikiečių astrofizikas D. Gaultas, analizuodamas eksperimentinius duomenis apie skraidančių fragmentų greičių pasiskirstymą, priėjo prie išvados, kad 200 km skersmens asteroidui apie 85% virš jo pakilusių skeveldrų nepajėgia. įveikti asteroido trauką ir vėl kristi ant jo paviršiaus. 100 km skersmens asteroidai laiko apie pusę jų fragmentų. Tiesa, iš kraterio išmestos skeveldros gali nuskristi nuo kraterio dideliais atstumais (skristi į užpakalinę asteroido pusę) arba net pradėti judėti beveik asteroido orbitomis. Taigi, kraterio atsiradimą ant asteroido turėtų lydėti trumpalaikis akmenų ir dulkių debesies susidarymas virš viso asteroido – jo uolinės „atmosferos“. Po kurio laiko skeveldros ir dulkės nusėda plonu sluoksniu ant asteroido paviršiaus.

Reikėtų pažymėti, kad asteroido, susidūrusio su Cerera, medžiaga šiame „sluoksnyje“ bus visiškai nepastebimos priemaišos pavidalu, nes iš kraterio išmestos medžiagos tūris yra šimtus ir tūkstančius kartų didesnis nei „nukritusio“ asteroido tūris.

Kol kas neturime nė vienos asteroido nuotraukos, padarytos nedideliu atstumu nuo jo paviršiaus naudojant kokį nors erdvėlaivį. Tačiau ar asteroidų išvaizda gali labai skirtis nuo Marso palydovų – Fobo ir Deimo? Nuotraukų serija, daryta iš erdvėlaivių, išsiųstų į Marsą, parodė, kad net šie mažyčiai kūnai (apie 15 ir 6 km dydžio), besisukantys netoli Marso, toliau nuo tankiausiai apgyvendintų asteroidų juostos dalių, buvo bombarduojami asteroido skeveldros ir visi yra visiškai krateriuoti, dideli ir maži, kurių skersmuo nuo kelių kilometrų iki kelių dešimčių metrų. Tikriausiai ant jų yra ir tokių smulkių, kurių gautose nuotraukose nesimatė. Asteroidai, kurie bent trumpam įskrenda į tankias asteroidų juostos dalis, nuo Fobo ir Deimo gali skirtis tik tuo, kad bus nusėti dar daugiau kraterių.

Triuškinant asteroidus susidūrimo metu susidaro ištisi dulkių „debesys“ kartu su dideliais ir mažais fragmentais. Todėl dažnai buvo manoma, kad asteroido diržas tiesiogine prasme buvo jo prisotintas. Tačiau, kaip paaiškėjo, asteroidų juostoje dulkių nėra daugiau nei vidiniuose Saulės sistemos regionuose, o veikiau dar mažiau. Taigi, asteroido juosta turi būti nuolat valoma nuo dulkių. Būna taip.

Veikiant lengvam saulės spindulių slėgiui, mažiausios asteroido dulkės (keleto mikrometrų dydžio dulkių grūdeliai) turėtų palikti Saulės sistemą hiperbolinėmis orbitomis, o didesnės dalelės lėtai sulėtėja ir pereina į vis mažesnes orbitas Saulės atžvilgiu. . Daugelis jų pakeliui apsigyvena Marse, Žemėje, Veneroje ir Merkurijuje, likusieji „miršta“ Saulėje. Asteroido komponentas tarpplanetinėse dulkėse yra apie 2 % (2 10 13 t).

> Asteroidai

Viskas apie asteroidai vaikams: aprašymas ir paaiškinimas su nuotraukomis, įdomūs faktai apie asteroidą ir meteoritus, asteroidų juostą, kritimą į Žemę, rūšys ir pavadinimas.

Mažiesiems svarbu atsiminti, kad asteroidas yra mažas uolėtas objektas, neturintis oro, skriejantis aplink žvaigždę ir nėra pakankamai didelis, kad jį būtų galima laikyti planeta. Tėvai arba mokytojai mokykloje Gegužė paaiškinti vaikams kad bendra asteroidų masė yra mažesnė už žemės. Tačiau nemanykite, kad jų dydis nekelia grėsmės. Anksčiau daugelis jų atsitrenkdavo į mūsų planetą, ir tai gali pasikartoti. Štai kodėl mokslininkai nuolat tyrinėja šiuos objektus, skaičiuoja jų sudėtį ir trajektoriją. Ir jei į mus veržiasi pavojingas kosminis akmuo, tada geriau pasiruošti.

Asteroidų susidarymas – paaiškinimas vaikams

Pradėti paaiškinimas vaikams Tai įmanoma dėl to, kad asteroidai yra likutinė medžiaga po mūsų sistemos susidarymo prieš 4,6 milijardo metų. Kai susidarė, jis tiesiog neleido kitoms planetoms atsirasti tarp savęs ir. Dėl šios priežasties ten susidūrė smulkūs objektai ir virto asteroidais.

Svarbu, kad vaikai suprato šį procesą, nes kiekvieną dieną mokslininkai vis gilinasi į praeitį. Pastaruoju metu sklando dvi teorijos: Nicos modelis ir Grand Tack. Jie mano, kad prieš nusistovėdami į savo įprastas orbitas dujų milžinai keliavo per sistemą. Šis judėjimas galėjo ištraukti asteroidus iš pagrindinės juostos, pakeisdamas pirminę jo išvaizdą.

Fizinės asteroidų savybės – paaiškinimas vaikams

Asteroidai skiriasi dydžiu. Kai kurios gali būti tokios didelės kaip Cereros (940 km pločio). Jei imtume mažiausią, tai buvo 2015 metų TC25 (2 metrai), skridęs arti mūsų 2015 metų spalį. Bet vaikai gali nesijaudinti, nes artimiausiu metu mažai tikėtina, kad asteroidai pakryps mūsų link.

Beveik visi asteroidai susiformavo netaisyklingos formos. Nors didžiausios gali priartėti prie sferos. Jie rodo įdubas ir kraterius. Pavyzdžiui, Vesta turi didžiulį kraterį (460 km). Daugumos paviršius nusėtas dulkėmis.

Asteroidai taip pat apeina žvaigždę elipsėje, todėl savo kelyje daro chaotiškus salto ir posūkius. Mažiesiems bus įdomu išgirsti, kad kai kurie turi mažą palydovą ar du mėnulius. Yra dvejetainių arba dvigubų asteroidų, taip pat trigubų. Jie yra maždaug tokio paties dydžio. Asteroidai gali išsivystyti, jei juos sugriebs planetos gravitacija. Tada jie padidina savo masę, iškeliauja į orbitą ir virsta palydovais. Tarp kandidatų: ir (Marso palydovai), taip pat dauguma palydovų prie Jupiterio, ir.

Jie skiriasi ne tik dydžiu, bet ir forma. Jie yra kieti gabalėliai arba maži fragmentai, sujungti gravitacijos. Tarp Urano ir Neptūno yra asteroidas su savo žiedų sistema. Ir dar vienas yra apdovanotas šešiomis uodegomis!

Vidutinė temperatūra siekia -73°C. Milijardus metų jie egzistavo beveik nepakitę, todėl norint pažvelgti į primityvų pasaulį, svarbu juos ištirti.

Asteroidų klasifikacija – paaiškinimas vaikams

Objektai yra trijose mūsų sistemos zonose. Didžioji jo dalis yra susitelkę milžiniškoje žiedinėje srityje tarp Marso ir Jupiterio orbitų. Tai yra pagrindinė juosta, kurioje yra daugiau nei 200 asteroidų, kurių skersmuo yra 100 km, taip pat 1,1–1,9 mln., kurių skersmuo 1 km.

Tėvai arba mokykloje turėtų paaiškinti vaikams kad juostoje gyvena ne tik Saulės sistemos asteroidai. Anksčiau Cerera buvo laikoma asteroidu, kol buvo perkelta į nykštukinių planetų klasę. Be to, ne taip seniai mokslininkai nustatė naują klasę – „pagrindinius asteroidus“. Tai smulkūs akmeniniai daiktai su uodegomis. Uodega atsiranda, kai jie susitrenkia, išsiskiria arba priešais jus yra paslėpta kometa.

Daug akmenų yra už pagrindinės juostos. Jie susirenka prie pagrindinių planetų tam tikrose vietose (Lagranžo taške), kur saulės ir planetos gravitacija yra pusiausvyroje. Dauguma atstovų yra Jupiterio Trojos arklys (pagal skaičių jie beveik pasiekia asteroido juostos skaičių). Jie taip pat turi Neptūną, Marsą ir Žemę.

Netoli Žemės esantys asteroidai skrieja arčiau mūsų nei . Kupidonai priartėja orbitoje, bet nesikerta su žeme. Apolonas kertasi su mūsų orbita, tačiau dažniausiai jie yra tolumoje. Atonai taip pat kerta orbitą, bet yra jos viduje. Atyrai yra artimiausi. Europos kosmoso agentūros duomenimis, mus supa 10 000 žinomų arti Žemės esančių objektų.

Be skirstymo į orbitas, jie taip pat skirstomi į tris sudėties klases. C tipo (anglies) yra pilkos spalvos ir užima 75% žinomų asteroidų. Labiausiai tikėtina, kad jie susidaro iš molio ir akmenuotų silikatinių uolienų ir gyvena išorinėse pagrindinės juostos zonose. S tipo (silicio dioksidas) - žalia ir raudona, sudaro 17% objektų. Sukurta iš silikatinių medžiagų ir nikelio-geležies ir dominuoja vidiniame dirže. M tipo (metalinis) - raudonas ir sudaro likusius atstovus. Susideda iš nikelio-geležies. tikrai, vaikai Reikėtų žinoti, kad pagal sudėtį yra daug daugiau veislių (V tipo - Vesta, kuri turi bazalto vulkaninę plutą).

Asteroido ataka – paaiškinimas vaikams

Nuo mūsų planetos susiformavimo praėjo 4,5 milijardo metų, o asteroidų kritimas į Žemę buvo dažnas reiškinys. Norint padaryti didelę žalą Žemei, asteroidas turėtų būti ¼ mylios pločio. Dėl to į atmosferą pakils toks dulkių kiekis, kuris sudarys „branduolinės žiemos“ sąlygas. Vidutiniškai stiprūs smūgiai įvyksta kartą per 1000 metų.

Mažesni objektai krenta kas 1000-10000 metų ir gali sunaikinti visą miestą arba sukelti cunamį. Jei asteroidas nepasieks 25 metrų, jis greičiausiai sudegs atmosferoje.

Kosmose keliauja dešimtys potencialių pavojingų smogikų, kurie nuolat stebimi. Kai kurie yra gana artimi, o kiti svarsto tai padaryti ateityje. Kad būtų laiko reaguoti, turėtų būti 30–40 metų marža. Nors dabar vis daugiau žmonių kalba apie tokių objektų tvarkymo technologiją. Tačiau kyla grėsmės nepastebėjimo pavojus ir tada tiesiog nebeliks laiko reaguoti.

Svarbu paaiškinti mažiesiems kad galima grėsmė kupina naudos. Juk kažkada tai buvo asteroido smūgis, dėl kurio atsiradome. Susiformavusi planeta buvo sausa ir nevaisinga. Kritusios kometos ir asteroidai paliko ant jos vandens ir kitų anglies pagrindu pagamintų molekulių, kurios leido susiformuoti gyvybei. Saulės sistemos formavimosi metu objektai stabilizavosi ir leido šiuolaikinėms gyvybės formoms įsitvirtinti.

Jei asteroidas ar jo dalis nukrenta ant planetos, tada jis vadinamas meteoritu.

Asteroidų kompozicija – paaiškinimas vaikams

• Geležies meteoritai: geležis (91%), nikelis (8,5%) ), kobalto (0,6%).
• Akmeniniai meteoritai: deguonis (6%), geležis (26%), silicis (18%), magnis (14%), aliuminis (1,5%), nikelis (1,4%), kalcis (1,3%).

Asteroidų atradimas ir pavadinimas – paaiškinimas vaikams

1801 m. italų kunigas Giuseppe Piazzi kūrė žvaigždžių diagramą. Visai atsitiktinai tarp Marso ir Jupiterio jis pastebėjo pirmąjį ir didelį asteroidą Cererą. Nors šiandien ji jau yra nykštukinė planeta, nes jos masė sudaro ¼ visų žinomų asteroidų masės pagrindinėje juostoje ar netoliese.

XIX amžiaus pirmoje pusėje tokių objektų buvo rasta labai daug, tačiau visi jie buvo priskirti prie planetų. Tik 1802 m. Williamas Herschelis pasiūlė žodį „asteroidas“, nors kiti ir toliau juos vadino „mažosiomis planetomis“. Iki 1851 m. buvo rasta 15 naujų asteroidų, todėl pavadinimo principą teko keisti pridedant skaičius. Pavyzdžiui, Cerera tapo (1) Cerera.

Tarptautinė astronomų sąjunga nėra griežta suteikdama asteroidams pavadinimus, todėl dabar galite rasti objektų, pavadintų „Star Trek“ Spocko ar roko muzikanto Franko Happos vardu. 7 asteroidai pavadinti 2003 metais žuvusios erdvėlaivio „Columbia“ įgulos vardu.

Taip pat prie jų pridedami skaičiai – 99942 Apophis.

Asteroidų tyrinėjimas – paaiškinimas vaikams

Erdvėlaivis „Galileo“ pirmą kartą iš arti nufotografavo asteroidus 1991 m. 1994 metais jam taip pat pavyko rasti palydovą, skriejantį aplink asteroidą. NASA ilgą laiką tiria Eroso arti Žemės esantį objektą. Po ilgų svarstymų jie nusprendė nusiųsti jam prietaisą. NEAR sėkmingai nusileido ir tapo pirmuoju šiuo atžvilgiu.

Hayabusa buvo pirmasis erdvėlaivis, nusileidęs ir pakilęs nuo asteroido. Jis išvyko 2006 m., o grįžo 2010 m. birželį, atsinešęs mėginių. NASA 2007 m. pradėjo Aušros misiją, siekdama ištirti Vestą 2011 m. Po metų jie paliko asteroidą į Cererą ir pasiekė jį 2015 m. 2016 m. rugsėjį NASA išsiuntė OSIRIS-REx ištirti Bennu asteroidą.

2017 m. sausio mėn. NASA atrinko du projektus „Lucy“ ir „Psyche“ „Discovery“ programai. Juos planuojama pradėti 2021 metų spalį. Liusė keliaus į asteroidų juostą ir ištirs 6 Trojos arklys. Psyche skris į 16 Psyche, milžinišką metalinį asteroidą. Jis svarbus tuo, kad dėl stipraus susidūrimo gali pasirodyti, kad tai yra senovės planetos šerdis, neturinti plutos.

2012 m. Planetary Resources, Inc. paskelbė apie norą atsiųsti įrenginį vandeniui ir medžiagoms iš asteroidų išgauti. Po to NASA pradėjo kalbėti apie tokius siekius. Tai svarbus dalykas, nes asteroido juostoje yra didžiulis kiekis brangių išteklių, kurie prilygsta 100 milijardų dolerių kiekvienam žemiečiui.

Įvairaus amžiaus vaikai ir moksleiviai turėtų suprasti, kad asteroidų ar kometos kritimas šiuo metu nekelia pavojaus Žemei. NASA nuolat stebi potencialiai pavojingus kosminius objektus, žinodama didelių asteroidų orbitas, atstumus ir tikslius dydžius dar kelis dešimtmečius ir net šimtmečius. Būtinai atidžiai perskaitykite visus įdomius faktus apie asteroidus, taip pat peržiūrėkite nuotraukas ir paveikslėlius, kad geriau pažintumėte šiuos objektus.

Pagal masę asteroidai yra daug lengvesni už Saulės sistemos planetas, tačiau tuo pat metu jie gali turėti palydovų. Asteroidai neturi savo atmosferos, nes negali jos išlaikyti savo silpnu gravitaciniu lauku. Asteroido forma neteisinga.

Pats žodis „asteroidas“ yra kilęs iš graikiškų žodžių junginio, reiškiančių „kaip žvaigždė“, „žvaigždė“ ir „išvaizda“. O „asteroido“ sąvoką įvedė anglų astronomas Williamas Herschelis, remdamasis tuo, kad, stebint pro teleskopą, šie dangaus kūnai atrodė kaip žvaigždžių taškai, priešingai nei planetos, kurios atrodė kaip diskai.

Dar visai neseniai asteroidai buvo laikomi „mažosiomis planetomis“, nurodant, kad jų skersmuo nesiekia 1500 km. Tačiau 2006 m. Tarptautinės astronomų sąjungos XXVI asamblėjoje buvo pateiktas atnaujintas „planetos“ sąvokos apibrėžimas, ir nuo tada dauguma asteroidų buvo priskirti dangaus kūnams ir nebelaikomi planetomis.

Manoma, kad pirmąjį asteroidą Cecera atsitiktinai atrado italų astronomas. Giuseppe Piazzi 1801 m. sausio 1 d., nors šio asteroido orbitą dar prieš tai skaičiavo vokiečių astronomo vadovaujama astronomų grupė. Francas Ksaveris.

Vizualinio stebėjimo metodas, kuris pradžioje buvo naudojamas asteroidų paieškai, buvo pakeistas astrofotografijos metodu. Vokiečių astronomas 1891 m Maksimilijonas Vilkas pirmą kartą panaudojo naują metodą, kurio esmė buvo fotografuoti dangaus kūnus su ilgu ekspozicijos periodu. Nuotraukose asteroidai paliko trumpas šviesos linijas. Šis metodas labai paspartino naujų asteroidų atradimą.

Iki šiol jau buvo atrasti ir sunumeruoti keli tūkstančiai tokio tipo dangaus kūnų.

Naujai atrastiems asteroidams leidžiama suteikti bet kokius pavadinimus, taip pat ir jų atradėjų garbei, tačiau tik pakankamai patikimai apskaičiavus jų orbitą. Iki tol asteroidui yra suteiktas serijos numeris.

Kuo skiriasi asteroidas ir meteoroidas?

Meteoroidas (arba meteoroidas) yra kietas kosminis kūnas, judantis tarpplanetinėje erdvėje. Pagrindinis parametras, pagal kurį juos galima atskirti nuo asteroidų, yra jų dydis. Asteroidai, kaip jau minėta, yra kūnai, kurių skersmuo didesnis nei 30 m, o meteoroidai – daug mažesnio dydžio kūnai. Be to, jie negali būti lyginami kaip kosminiai objektai ta prasme, kad skiriasi dėsniai, pagal kuriuos asteroidas ir meteoroidas juda kosminėje erdvėje.

Ar asteroidas 2012DA14 pavojingas?

Mokslininkai mano, kad ne.

Pernai Ispanijos astronomų aptiktas asteroidas, kurio numeris 2012DA14, priartės prie Žemės 17 000 km atstumu. Palyginimui, aukštis, kuriame yra dirbtiniai Žemės palydovai, perduodantys televizijos signalus, yra daugiau nei 35 tūkst.

Asteroido dydis nedidelis: skersmuo – apie 45 metrai, svoris – 130 tūkstančių tonų. Jei jis būtų susidūręs su Žeme, sprogimas būtų išleidęs energiją, prilygstančią 2,4 megatonų TNT sprogimui.

Tačiau mokslininkai ramina: šis „susitikimas“ nekelia jokio susidūrimo su Žeme pavojaus. Bet netgi bus galima stebėti dangaus kūno „praėjimą“ šalia Žemės. Jį Australijos ir Azijos gyventojai matys žiūronų pagalba, o jei atmosfera bus pakankamai švari, tada plika akimi. Maskvoje asteroido skrydį galima stebėti naudojant stiprų žiūroną arba nedidelį teleskopą, toliau nuo miesto šviesų. Iš esmės, kaip teigia mokslininkai, dangaus reiškinį bus galima pamatyti visoje Rusijoje, išskyrus ryčiausius regionus, kur asteroidui priartėjus prie Žemės jau bus aušra.

Asteroidas arčiausiai Žemės priartės 23.25 val. Maskvos laiku.

Norintieji asteroido skrydį galės stebėti per internetinę transliaciją svetainėje NASA.

Ar dėl susidūrimo su asteroidu gresia pasaulinė katastrofa?

Dauguma jų yra juostoje, kuri tęsiasi tarp Jupiterio orbitų ir. Diržas yra toro formos, o jo tankis sumažėja daugiau nei 3,2 AU atstumu.

Iki 2006 metų rugpjūčio 24 dienos Cerera buvo laikoma didžiausiu asteroidu (975x909 km), tačiau jie nusprendė pakeisti jo statusą, suteikdami jai nykštukinės planetos titulą. O bendra visų pagrindinio diržo objektų masė yra nedidelė – 3,0 – 3,6,1021 kg, tai yra 25 kartus mažesnė už masę.

Nykštukinės Cereros planetos nuotrauka

Jautrūs fotometrai leidžia tirti kosminių kūnų ryškumo pokyčius. Pasirodo šviesos kreivė, iš kurios formos galite sužinoti asteroido sukimosi laikotarpį ir jo sukimosi ašies vietą. Periodiškumas yra nuo kelių valandų iki kelių šimtų valandų. Be to, šviesos kreivė gali padėti nustatyti asteroidų formas. Tik didžiausi objektai priartėja prie rutulio formos, likusieji yra netaisyklingos formos.

Atsižvelgiant į ryškumo pokyčio pobūdį, galima daryti prielaidą, kad kai kurie asteroidai turi palydovus, o kiti yra dvejetainės sistemos arba kūnai, kurie rieda vienas kito paviršiais.

Asteroidų orbitos keičiasi galingai veikiant planetoms, ypač Jupiteris daro įtaką jų orbitoms. Tai lėmė tai, kad yra ištisų zonų, kuriose nėra mažų planetų, o jei joms pavyksta ten patekti, tada labai trumpam. Tokios zonos, vadinamos liukais arba Kirkvudo tarpais, kaitaliojasi su sritimis, užpildytomis erdvių kūnų, sudarančių šeimas. Pagrindinė asteroidų dalis yra suskirstyta į šeimas, kurios greičiausiai susidaro išgniuždant didesnius kūnus.Šios grupės pavadintos didžiausio nario vardu.

Atstumu po 3,2 a.u. Jupiterio orbitoje sukasi du asteroidų pulkai – Trojos arklys ir Graikai. Vienas pulkas (graikai) aplenkia dujų milžiną, o kitas (trojėnai) atsilieka. Šios grupės juda gana stabiliai, nes yra „Lagranžo taškuose“, kur jas veikiančios gravitacinės jėgos yra išlygintos. Jų nukrypimo kampas yra vienodas – 60°. Trojos arklys sugebėjo kauptis dar ilgai po įvairių asteroidų susidūrimų evoliucijos. Tačiau yra ir kitų šeimų, kurių orbitos labai artimos, susiformavusios neseniai išsiskyrus jų tėvų kūnams. Toks objektas – apie 60 narių vienijanti Floros šeima.

Sąveika su Žeme

Netoli pagrindinės juostos vidinio krašto yra kūnų grupės, kurių orbitos gali susikirsti su Žemės ir antžeminių planetų orbitomis. Pagrindiniai objektai yra Apolono, Amūro, Atono grupės. Jų orbitos nėra stabilios, priklauso nuo Jupiterio ir kitų planetų įtakos. Tokių asteroidų skirstymas į grupes yra gana savavališkas, nes jie gali judėti iš grupės į grupę. Tokie objektai kerta Žemės orbitą, o tai sukuria potencialią grėsmę. Žemės orbitą periodiškai kerta apie 2000 objektų, didesnių nei 1 km.

Tai arba didesnių asteroidų fragmentai, arba kometų branduoliai, iš kurių išgaravo visas ledas. Po 10–100 milijonų metų šie kūnai tikrai nukris ant juos traukiančios planetos arba ant Saulės.

Asteroidai Žemės praeityje

Garsiausias tokio pobūdžio įvykis buvo asteroido kritimas prieš 65 milijonus metų, kai mirė pusė visų planetoje gyvenančių žmonių. Manoma, kad nukritusio kūno dydis siekė apie 10 km, o epicentru tapo Meksikos įlanka. Ant Taimyro taip pat aptikti šimto kilometrų kraterio pėdsakai (Popigų upės vingyje). Planetos paviršiuje yra apie 230 astroblemų – didelių smūginių žiedų darinių.

Junginys

Asteroidai gali būti klasifikuojami pagal jų cheminę sudėtį ir morfologiją. Nustatyti tokio mažo kūno, kaip asteroido, dydį didžiulėje Saulės sistemoje, kuris taip pat neskleidžia šviesos, yra itin sunkus. Tai padeda įgyvendinti fotometrinį metodą – dangaus kūno ryškumo matavimą. Sprendžiant apie asteroidų savybes, naudojami atspindėtos šviesos savybės ir pobūdis. Taigi, naudojant šį metodą, visi asteroidai buvo suskirstyti į tris grupes:

1. angliavandenių– tipo C. Dauguma jų – 75 proc. Jie prastai atspindi šviesą, bet yra diržo išorėje.
2. Sandy- tipo S. Šie kūnai stipriau atspindi šviesą ir yra vidinėje zonoje.
3. metalo- M tipo. Jų atspindėjimas panašus į S grupės kūnus, yra centrinėje juostos zonoje.

Asteroidų sudėtis yra panaši, nes pastarieji iš tikrųjų yra jų fragmentai. Jų mineraloginė sudėtis nėra įvairi. Nustatyta tik apie 150 mineralų, o Žemėje jų yra daugiau nei 1000.

Kiti asteroidų diržai

Panašūs kosminiai objektai egzistuoja ir už orbitos ribų. Saulės sistemos periferinėse dalyse jų yra gana daug. Už Neptūno orbitos yra Kuiperio juosta, kurioje yra šimtai objektų, kurių dydis svyruoja nuo 100 iki 800 km.

Tarp Kuiperio juostos ir pagrindinės asteroido juostos yra dar viena panašių objektų kolekcija, priklausanti „kentaurų klasei“. Pagrindinis jų atstovas buvo asteroidas Chironas, kuris kartais apsimeta kometa, apimtas komos ir išskleidžiantis uodegą. Šis dviveidis tipas yra 200 km dydžio ir yra įrodymas, kad tarp kometų ir asteroidų yra daug panašumų.

Kilmės hipotezės

Kas yra asteroidas – kitos planetos fragmentas ar protomedžiaga? Tai vis dar yra paslaptis, kurią jie ilgą laiką bandė įminti. Yra dvi pagrindinės hipotezės:

Planetos sprogimas. Romantiškiausia versija – susprogdinta mitinė Faetono planeta. Jame tariamai gyveno protingos būtybės, pasiekusios aukštą gyvenimo lygį. Tačiau kilo branduolinis karas, galiausiai sunaikinęs planetą. Tačiau meteoritų struktūros ir sudėties tyrimas atskleidė, kad tokiai įvairovei nepakanka tik vienos planetos medžiagos. O meteoritų amžius – nuo ​​milijono iki šimtų milijonų metų – rodo, kad asteroidų skilimas buvo ilgas. O Faetono planeta – tik graži pasaka.

Protoplanetinių kūnų susidūrimai.Ši hipotezė vyrauja. Tai gana patikimai paaiškina asteroidų kilmę. Planetos susidarė iš dujų ir dulkių debesies. Tačiau srityse tarp Jupiterio ir Marso procesas baigėsi protoplanetinių kūnų sukūrimu, iš kurių susidūrimo gimė asteroidai. Yra versija, kad didžiausios iš mažųjų planetų yra būtent tos planetos, kuriai nepavyko susiformuoti, embrionai. Tokie objektai yra Ceres, Vesta, Pallas.

didžiausi asteroidai

Ceres. Tai didžiausias objektas asteroidų juostoje, jo skersmuo siekia 950 km. Jo masė sudaro beveik trečdalį visų diržo kūnų masės. Cererą sudaro uolų šerdis, apsupta ledine mantija. Daroma prielaida, kad po ledu yra skysto vandens. Nykštukinė planeta aplink Saulę apsisuka per 4,6 metų 18 km/s greičiu. Jo sukimosi periodas – 9,15 valandos, o vidutinis tankis – 2 g/cm 3 .

Pallas. Antras pagal dydį objektas asteroidų juostoje, tačiau Cererą perkėlus į nykštukinės planetos statusą, tapo didžiausiu asteroidu. Jo parametrai yra 582x556x500 km. Žvaigždė praskrieja 4 metus 17 km/s greičiu. Diena Pallas yra 8 valandos, o paviršiaus temperatūra yra 164 ° K.

Vesta.Šis asteroidas tapo ryškiausiu ir vieninteliu, kurį galima pamatyti nenaudojant optikos. Korpuso matmenys – 578x560x458 km, o tik asimetrinė forma neleidžia Vestos priskirti prie nykštukinių planetų. Jo viduje yra geležies-nikelio šerdis, o aplinkui – akmeninė mantija.

Vestoje yra daug didelių kraterių, iš kurių didžiausias yra 460 km skersmens ir yra pietų ašigalio srityje. Šio darinio gylis siekia 13 km, o jo pakraščiai virš supančios lygumos pakyla 4–12 km.

Jevgenija.Šis gana didelis asteroidas, kurio skersmuo yra 215 km. Įdomu tai, kad jame yra du palydovai. Tai buvo „Mažasis princas“ (13 km) ir „S/2004“ (6 km). Jie yra atitinkamai 1200 ir 700 km atstumu nuo Evgenia.

Tyrimas apie

Išsamaus asteroidų tyrimo pradžią padėjo Pioneer erdvėlaivis. Tačiau pirmasis Gaspros ir Idos objektus nufotografavęs buvo „Galileo“ aparatas 1991 m. Detalią ekspertizę taip pat atliko NEAR Shoemaker ir Hayabusa aparatai. Jų taikinys buvo Erosas, Matilda ir Itokawa. Iš pastarųjų net buvo pristatytos dirvožemio dalelės. 2007 m. Aušros stotis išvyko į Vestą ir Cererą ir pasiekė Vestą 2011 m. liepos 16 d. Šiais metais stotis turėtų atvykti į Cererą, o tada ji bandys pasiekti Palasą.

Mažai tikėtina, kad ant asteroidų bus rasta gyvybė, tačiau ten tikrai yra daug įdomių dalykų. Iš šių objektų galima tikėtis daug, bet nesinori tik vieno – netikėto jų atvykimo, kad mus aplankytų.