Asteroider i solsystemet. Hva er asteroider? Asteroidebaneform

Dimensjoner og vekter. Størrelsen på planetene bestemmes ved å måle vinkelen der diameteren deres er synlig fra jorden. Denne metoden er ikke anvendelig for asteroider: de er så små at selv i teleskoper ser de ut til å være punkter som stjerner (derav navnet "asteroider", det vil si "stjernelignende").

Bare de fire første asteroidene kan skilles fra skiven deres. Vinkeldiameteren til Ceres viste seg å være den største: den når 1 » (for Pallas, Juno og Vesta er den flere ganger mindre). Vinkeldimensjonene til disse asteroidene ble svært nøyaktig målt tilbake i 1890 av E. Barnard ved Lick og Yerk-observatoriene. Etter å ha bestemt på observasjonstidspunktet avstanden til Ceres, Pallas, Juno og Vesta og etter å ha gjort de nødvendige beregningene, fant Barnard ut at deres diametere er henholdsvis 770, 490, 190 og 380 km (som du kan se, kunne de alle passe inn i området okkupert av Alaska!).

Hvordan bestemme størrelsen på mange andre, mindre asteroider?

Inntil helt nylig ble de estimert på grunnlag av lysstyrken til asteroider, og størrelsen på asteroiden ble sammenlignet med størrelsene til Ceres, Pallas, Juno og Vesta (hvis størrelsene allerede var kjent). Imidlertid endres lysstyrken til asteroider: for det første med en endring i avstanden til asteroiden fra solen (på grunn av en endring i mengden sollys som faller på asteroiden); for det andre, med en endring i avstand fra jorden (på grunn av en endring i mengden lys som når jorden, reflektert fra asteroiden); for det tredje med en endring i fasevinkelen, siden med en økning i denne vinkelen blir en stadig mindre brøkdel av den opplyste overflaten til asteroiden synlig fra jorden. For å bestemme vinkeldimensjonene er det derfor ikke de synlige stjernestørrelsene til asteroider som sammenlignes med hverandre, men størrelsene som disse asteroidene ville ha hvis de ble "plassert" i visse (enkelt) avstander fra Solen og Jorden og hvis de var "ordnet" slik at deres fase var vinkelen null.

Før McDonald Review ble disse reduserte størrelsene (også kalt absolutte) uttrykt av forskjellige observatører i deres egne, uforlignelige, fotometriske systemer, noe som ga en bred spredning i estimater av størrelsen på asteroider. I McDonald Survey, for alle nummererte asteroider, ble absolutte stjernestørrelser etablert, allerede uttrykt i det enhetlige internasjonale fotografiske systemet (det samme systemet ble brukt i Palomar-Leiden-undersøkelsen).

Riktignok gjenstår en annen tilsynelatende uoverkommelig vanskelighet med denne metoden: størrelsesbestemmelsene må gjøres under visse antakelser om reflektiviteten til asteroider - deres albedo. Det antas vanligvis at albedoen til en asteroide er den samme som gjennomsnittsalbedoen til de fire største asteroidene. I mellomtiden er det klart at under de samme observasjonsforholdene kan en liten asteroide sammensatt av lett, godt reflekterende materie vise seg å være lysere enn en stor, men mørkere asteroide. Ikke desto mindre, når man estimerer størrelsen på mange asteroider, er det den gjennomsnittlige albedoen som brukes selv nå.

Så hvis vi vet den absolutte størrelsen til asteroiden m a 6 c , så forutsatt at albedoen til alle asteroider er den samme, kan vi enkelt bestemme radiusen (i kilometer) til asteroiden R med en veldig enkel formel: lg R \u003d 3,245-0,2m a 6 s.

Videre, basert på den allerede beregnede radiusen, kan vi estimere massen til asteroiden M, hvis tettheten til asteroidestoffet er kjent. Det antas vanligvis at det er lik den gjennomsnittlige tettheten av stoffet til asteroidefragmenter - meteoritter som faller fra tid til annen på jorden vår. Denne tettheten g, målt i terrestriske laboratorier, er 3,5 g/cm 3 (selv om det er ganske lette prøver, med en tetthet på ca. 2 g/cm se 3).

I noen tilfeller var det mulig å bestemme størrelsen på asteroider på en "ikke-standard" måte, for eksempel når du dekker stjerner med dem (naturen til dette fenomenet er den samme som når du dekker stjerner med månen). En av disse okkultasjonene skjedde om kvelden 23. januar 1975 og ble observert i USA. Asteroiden Eros, som spådd av B. Marsden, skulle ha dekket stjernen x svane. En dekningsstripe rundt 25 km bred skulle passere gjennom byene Albany, Hartfert, Connecticut og nær den østlige kanten av Long Island. Det ble organisert 17 observasjonspunkter, hvor studenter ved de omkringliggende høgskolene og studenter ved astronomiske avdelinger var lokalisert i en avstand på 6-8 km langs dekningsstripen.

Under dekningen av Eros (ca. 9 m) med en vinkelhastighet på 0,2-0,3 ° per time nærmet seg stjernen % Cygnus, som var mye lysere enn asteroiden (ca. 4 m). Plutselig forsvant lyset fra stjernen (en ugjennomsiktig barriere dukket opp i banen for dens stråler som kom mot oss - en asteroide), og etter noen sekunder dukket stjernen opp igjen (fig. 3).

Fra varigheten av dekningen bestemte Marsden at den tilsynelatende diameteren til Eros var omtrent 24 km.

Hvordan ellers (foruten et estimat etter absolutt størrelse) kan man bestemme massene til asteroider? Det er grunnleggende mulig, selv om det er svært vanskelig, å beregne massen til asteroider på grunnlag av deres gjensidige forstyrrelser (under tilnærminger) som asteroider opplever. Denne metoden for å bestemme massene ble utviklet av I. Schubart fra Astronomical Institute i Heidelberg. Han brukte det for å bestemme massene til de største asteroidene og oppnådde at massen til Ceres er (5,9 ± 0,3) 10 -11 Mc (hvor Mc - Solens masse), Pallas masse - (1,14±0,22) 10 -11 Mmed. Ved en lignende metode oppnådde andre astronomer at massen til Vesta er (1,20 ± 0,12) 10 -11 Mmed. Dermed er massen til selv den største asteroiden - Ceres - 5000 ganger mindre enn jordens masse og 600 ganger mindre enn månens masse.

Etter at asteroidebeltet ble "tilgjengelig" for romfartøyer, var vi i stand til å bestemme massene til svært små asteroider.

Teleskopisk utstyr installert på romraketter gjorde det mulig å bestemme stjernestørrelsene (og størrelsene) til asteroidefragmenter med diametre på flere centimeter og desimeter (som er utilgjengelige for observasjoner fra jorden).

Dermed er det for tiden informasjon om asteroider av "alle rekker" - fra store kropper med masser av milliarder av milliarder tonn til veldig små som kan passe i håndflaten din. Hele "skyer" av støv beveger seg også i asteroidebeltet, hvis egenskaper studeres av indirekte tegn. Alt dette lar oss lage et ganske fullstendig bilde av asteroidebeltet.

Tilbake på 1950-tallet gjorde den sovjetiske astronomen I. I. Putilin beregninger av det totale antallet nummererte (det vil si med velkjente baner) asteroider. Resultatet er fantastisk. Det viste seg at alle asteroidene satt sammen ville passe i en kube med en side på bare rundt 500 km! Nesten halvparten av volumet ville bli okkupert av Ceres med Vesta og Pallas. Ytterligere 25 % ville vært Juno med asteroider til og med den 100. Funnene av påfølgende asteroider (alle mindre) førte bare til en veldig langsom økning i dette "volumet" av asteroidestoff, og etter den 1000. asteroiden stoppet veksten av deres totale "volum" nesten fullstendig (fig. 4). Uoppdagede asteroider er sannsynligvis så små at de, til tross for deres enorme antall, ikke vil være i stand til å øke dette "volumet" betydelig, og ifølge estimater er små partikler og støvkorn neppe nok til å fylle tomrommene mellom asteroider som ligger i nærheten i 500 km kube.

Det kan antas at det totale volumet av asteroidestoff i interplanetarisk rom er omtrent 10 23 cm. Men asteroider er fordelt over et enormt volum av interplanetarisk rom, slik at det er mange kubikkkilometer rom per kropp. Derfor er sannsynligheten for en kollisjon av et romfartøy som flyr gjennom asteroidebeltet (for eksempel på vei til Jupiter) med noen til og med en liten asteroide ubetydelig.

Hvis vi tar verdien av 3,5 g/cm 3 (se ovenfor) som gjennomsnittlig tetthet av asteroidestoff, får vi at den totale massen til alle asteroider er omtrent 3,5 10 23 g - et tall som er enormt i henhold til våre jordiske ideer , men ubetydelig i astronomisk målestokk. (For å "blinde" alle asteroidene - kjente og ukjente - ville det være nødvendig å rive av et lag på "bare" 500 m tykt fra jordoverflaten!)

Nylig bestemte I. Schubart massen av asteroidemateriale fra de totale forstyrrelsene som de største asteroidene opplever når de beveger seg omgitt av sine tallrike kolleger. Han mottok verdien 3 10 23 g, som er i utmerket overensstemmelse med anslaget som er oppnådd tidligere.

Det er også gjort forsøk på å bestemme effekten av gravitasjonsfeltet til asteroidebeltet på bevegelsen til Mars. Mars viste seg imidlertid å være for massiv for asteroider, og denne effekten kunne ikke oppdages, noe som også bekrefter ubetydeligheten til den totale massen av asteroider. Riktignok antas det at i nærheten av Jupiters bane beveger det seg massive kropper som er ukjente for oss. Men det er usannsynlig at det blir for mange av dem, og de vil neppe øke anslaget på den totale massen av asteroidemateriale vesentlig.

Hva fører små størrelser til? I henhold til loven om universell gravitasjon tiltrekker hver asteroide andre kropper. Men hvor svak er denne attraksjonen! På en ganske stor asteroide (med en diameter på 200 km) er tyngdekraften på overflaten 100 ganger mindre enn på jorden, slik at en person, når den først var på den, ville veie mindre enn 1 kg og neppe ville føle vekten sin . Etter å ha hoppet på en asteroide fra høyden til en 10-etasjers bygning, ville den ha gått ned til overflaten i nesten et kvarter, og nådd en hastighet på bare omtrent 1,5 m / s i øyeblikket av "landing". Generelt sett er det å bo på asteroider ikke mye forskjellig fra å bo i forhold med fullstendig vektløshet.

Den første kosmiske hastigheten på dem er ganske liten: på Ceres - omtrent 500 m / s, og på en kilometerstor asteroide - bare omtrent 1 m / s. Den andre kosmiske hastigheten er 1,4 ganger større, slik at ved å bevege seg med hastigheten til en bil (ca. 100 km / t), ville det være mulig å fly for alltid fra en asteroide med en diameter på til og med 5 km. Er det da overraskende at det ikke er atmosfære på asteroider? Selv om noen gasser ble frigjort fra dypet av asteroider, kunne ikke tyngdekreftene holde på molekylene deres, og de burde for alltid vært spredt i det interplanetære rommet.

I 1973 ble fraværet av atmosfærer på asteroider bekreftet ved målinger av spektrene til asteroider i det infrarøde området. Spektrene innhentet av den amerikanske astrofysikeren O. Gansen for flere store asteroider i bølgelengdeområdet rundt 12 μm indikerte bare at asteroidene var litt varme.

I spekteret av infrarød stråling til Ceres var det imidlertid ett trekk: omtrent en bølgelengde på 12 mikron, innenfor et smalt bånd, ble et "hopp" av stråling nesten doblet. Slike spektrale "bånd" av stråling er karakteristiske for gasser, og derfor observeres de i de planetene og deres satellitter som er omgitt av en atmosfære. Men Ceres er for liten til å holde en atmosfære!

For å forklare dette paradokset fremsatte Hansen en fristende hypotese: på Ceres er det en kontinuerlig fordampning av flyktige stoffer, som burde være (!) i sammensetningen av stoffet på overflaten. Det skal sies at blant ulike estimater av massen og diameteren til Ceres, kan man velge et par verdier av disse mengdene som vil føre til et lavt estimat av den gjennomsnittlige tettheten til stoffet (ca. 1 g / cm) 3), i samsvar med antakelsen om at Ceres i stor grad består av is. Imidlertid virket denne antagelsen så utrolig selv for Hansen selv at han rett og slett tvilte på beregningene sine, og vurderte det som nødvendig å få nye, mer nøyaktige estimater av massen og volumet til Ceres før han konkluderte endelig. I tillegg ble Hansens antagelse motsagt av resultatene av polarimetriske observasjoner av Ceres, ifølge hvilke denne asteroiden, selv om den er et veldig mørkt objekt, ikke kan ha for løse strukturer på overflaten, som skulle ha blitt dannet under fordampning av is. Dermed er de infrarøde spektralbåndene til Ceres fortsatt et mysterium.

På grunn av sin lille størrelse har asteroider en veldig kantete form. Den ubetydelige tyngdekraften på asteroider er ikke i stand til å gi dem form som en ball, som er karakteristisk for planetene og deres store satellitter. I det sistnevnte tilfellet knuser en enorm tyngdekraft individuelle blokker og stamper dem. På jorden sprer det seg så å si høye fjell ved fotsålene. Styrken på steinen viser seg å være utilstrekkelig til å tåle belastninger på mange tonn per 1 cm 2, og steinen ved foten av fjellet, uten å knuse, uten å splitte, blir komprimert fra alle sider, som om den bare "flyter" veldig sakte.

På asteroider med en diameter på opptil 200-300 km, på grunn av den lille "vekten" av steinen, er fenomenet med slik "fluiditet" helt fraværende, og på de største asteroidene skjer det for sakte, og selv da bare i deres dybder. På overflaten av asteroider forblir enorme fjell og fordypninger uendret, mye større i størrelse enn på jorden og andre planeter (gjennomsnittlige avvik i begge retninger fra overflatenivået er omtrent 10 km eller mer), noe som manifesteres i resultatene av radarobservasjoner av asteroider (fig. 5).

Den uregelmessige formen til asteroider bekreftes også av at deres lysstyrke avtar uvanlig raskt med økende fasevinkel (se fotnote på s. 11). Slike endringer i månens lysstyrke er velkjent for oss: det er veldig lyst ved fullmåne, så skinner det svakere og svakere, til det forsvinner helt ved nymåne. Men for månen skjer disse endringene mye saktere enn for asteroider, og derfor kan de fullstendig forklares bare av en reduksjon i andelen av overflaten som er opplyst av solen som er synlig fra jorden (skygger fra månefjellene og depresjonene har liten effekt på månens generelle lysstyrke). Situasjonen er annerledes med asteroider. Slike raske endringer i deres lysstyrke kan ikke forklares med bare en endring i overflaten til en asteroide opplyst av solen. Og hovedårsaken (spesielt for små asteroider) til denne typen endring i lysstyrke ligger i den uregelmessige formen til asteroider, på grunn av hvilken noen deler av deres opplyste overflate er skjermet fra solens stråler av andre.

Den uregelmessige formen til asteroider ble også observert direkte gjennom et teleskop. Dette skjedde først i 1931, da den lille asteroiden Eros, som beveget seg i en veldig eksotisk bane, som vi skal snakke om senere, nærmet seg jorden på en uvanlig liten avstand (bare 28 millioner km). Så, gjennom et teleskop, så de at denne asteroiden så ut som en "hantel" eller en uløst dobbeltstjerne med en vinkelavstand mellom komponentene på omtrent 0,18 "; det ble til og med sett at "hantelen" snurret!

I januar 1975 kom Eros enda nærmere jorden – i en avstand på 26 millioner km. Han ble observert over et stort segment av banen, og dette gjorde det mulig å se Eros bokstavelig talt fra forskjellige sider. En nøye analyse av resultatene av en rekke observasjoner av Eros, utført ved forskjellige observatorier rundt om i verden, førte til en veldig interessant oppdagelse.

Eros under observasjoner endret sin glans i stor grad - med 1,5 m(dvs. nesten fire ganger) med en periode på 2 timer og litt (fig. 6). Det ble antatt at disse lysstyrkeendringene skyldes en endring i tverrsnittet til den "hantelformede" Eros som roterer rundt sin akse, synlig fra jorden, og at dens maksimale og minste tverrsnitt avviker nøyaktig med en faktor på 4. I dette tilfellet burde minimumslysstyrken til asteroiden vært observert i det øyeblikket Eros vender mot oss med sin skarpe ende. Alt viste seg imidlertid å være mye mer komplisert. For det første, i motsetning til forventningene, hadde påfølgende lysstyrkemaksima og minima forskjellige former og forskjellige amplituder. Analyse av resultatene av observasjoner, utført ved hjelp av laboratoriemodellering av formen til Eros, viste at lys- og skyggespillet på den ujevne overflaten til asteroiden skulle ha stor innflytelse på lysstyrken til Eros. Som et resultat ble minimumslysstyrken til Eros observert akkurat da asteroiden vendte mot oss med nesten maksimalt tverrsnitt! Dessuten viste revolusjonsperioden til Eros seg å være lik to perioder med lysstyrkefluktuasjoner - 5 t 16 min. Som det viste seg, er denne asteroiden en langstrakt kropp med et lengde/tykkelsesforhold på omtrent 1:2,5. Han. roterer rundt en kort akse mot klokken, og på en slik måte at aksen nesten ligger i baneplanet (Eros reiser rundt i solsystemet som om den ligger på "siden").

Lysstyrkesvingninger forårsaket av samme årsak (rotasjon rundt deres egne akser av uregelmessig formede kropper) ble observert i mange asteroider. Og det som er mest interessant, de roterer alle i samme retning - mot klokken. Dette har blitt etablert først de siste årene ved hjelp av sensitive elektron-optiske observasjonsteknikker.

Jorden og asteroidene beveger seg i verdensrommet i forskjellige baner rundt solen og med forskjellige hastigheter. Og selv om de går i bane i én retning, ser det ut for oss fra jorden som om asteroider beveger seg på himmelen blant stjernene enten fremover (fra høyre til venstre når de innhenter jorden), så bakover (fra venstre til høyre når jorden tar dem forbi) ). Dette forskjellige bevegelsesmønsteret til asteroider påvirker også endringen i lysstyrken deres: når asteroider beveger seg over himmelen fra venstre til høyre (Jorden overtar dem), er perioden med endring i lysstyrke litt kortere.

Det er interessant at perioden med endringer i lysstyrken til asteroider er ganske kort og nesten den samme - med et intervall av verdier fra 2-3 til 10-15 timer. Hva fikk dem til å rotere så raskt? På et tidspunkt ble det fremsatt en hypotese om at ikke veldig store uregelmessig formede asteroider kan skaffe seg rotasjon under påvirkning av strømmer av "solvinden" (partikler som skytes ut av solen), "blåser" i milliarder av år. Uansett hvor svak denne "vinden" er, må den likevel overføre en eller annen impuls til asteroidene, som på grunn av asteroidens uregelmessige form er ujevnt fordelt over asteroiden fra forskjellige sider av dens tyngdepunkt. Som et resultat dukker det opp en kraft som ikke er null, resultatet av trykkkreftene som utøves av "solvinden" på hver 1 cm 2 av asteroidens overflate, og asteroiden begynner å rotere (meget sakte først, og deretter raskere og raskere).

Beregninger viser at noen asteroider (av svært uregelmessig form) kan spinnes av "solvinden" så mye at de til og med kan rives i stykker av sentrifugale rotasjonskrefter. Denne forklaringen er imidlertid ikke egnet for større asteroider, og man må anta at de har fått rotasjon i løpet av dannelsesperioden.

Men kanskje skyldes svingningene i lysstyrken ikke en uregelmessig form, men "flekking" av asteroider (hvis forskjellige deler av overflaten til asteroider er sammensatt av forskjellige stoffer)? Selvfølgelig er "flekking" av asteroider mulig, og lyse og mørkere områder (av forskjellige stoffer) kan sannsynligvis eksistere på overflatene deres. Men bare antagelsen om "spotting" er ikke nok, og, som det har blitt vist, kan ikke arten av rotasjonen av asteroider forklares ved hjelp av "spotting" alene.

Selv i en av de største asteroidene - Vesta, er lysstyrkeendringene ikke assosiert med "spotting", men med dens uregelmessige form. I 1971 viste observasjoner av Vesta ved bruk av elektron-optiske omformere at de påfølgende maksima og minima for lysstyrken til denne asteroiden avviker litt i størrelsesorden, og Vestas rotasjon skjer med en periode – dobbelt så lang som tidligere antatt – 10 timer 41 minutter. Den amerikanske astrofysikeren R. Taylor, etter å ha studert egenskapene til lyskurvene til denne asteroiden, foreslo følgende modell: Vesta er en triaksial sfæroid, en av hvis diametere er 15 % lengre enn de to andre. Like ved sørpolen, langs langsiden, strekker det seg et flatt område som ikke strekker seg lenger enn 45 graders breddegrad og ikke er synlig fra den nordlige halvkule av Vesta. Dette området, mener Taylor, kan være et enormt nedslagskrater (nesten 400 km i diameter!).

Hva er asteroider laget av? Det har lenge vært observert at lyset fra asteroider har en gulaktig fargetone, lik lyset fra Månen og Merkur.

Siden asteroider skinner av reflektert sollys, skyldes fargen deres delvis de reflekterende egenskapene til selve asteroidens overflate. Derfor oppsto ideen om å bestemme hvilke stoffer den er sammensatt av, ved å sammenligne fargen på asteroider med fargen på terrestriske objekter og meteoritter. En av de første slike studiene i vårt land ble utført på 1930-tallet av den sovjetiske forskeren av meteoritter E. L. Krinov. Han fant ut at mange meteoritter har en farge som ligner på fargen til visse asteroider. Store fremskritt i studiet av egenskapene til asteroider ble gjort på slutten av 1960-tallet, da en gruppe amerikanske forskere tok opp polarimetriske studier. Ved å sammenligne polarisasjonen av lys reflektert fra forskjellige terrestriske stoffer, månejord og meteoritter, fant de at det er en viss sammenheng mellom reflektiviteten (albedo) til materialer og arten av polarisasjonen av lys som reflekteres fra disse materialene.

Delvis polarisert var også lyset som kom til oss fra asteroider. Analysen tillot forskerne å trekke viktige konklusjoner om arten av asteroideoverflaten (fig. 7).

En stor serie polarimetriske observasjoner av asteroider ble organisert i USA av T. Gerels. Det viste seg at i henhold til overflatens beskaffenhet faller asteroider inn i flere grupper (fig. 8). Den mest tallrike gruppen med svært like egenskaper viste seg å være asteroider, hvis polarisering av lys ligner polariseringen av lys reflektert fra terrestriske steinete stoffer med lys farge, hovedsakelig bestående av forskjellige silikater. Juno falt inn i denne gruppen av asteroider.

Den andre gruppen viste seg å være sammensatt av asteroider med en mørk, dårlig reflekterende overflate. Stoffet deres ligner på mørke basaltiske glass eller breccias (klastiske bergarter) av månens jordprøver, så vel som på en mørk rekke meteoritter og stoffet på overflaten til Mars' måne Phobos. Blant disse mørke asteroidene var Ceres.

Det er få asteroider med mellomliggende overflateegenskaper. Det er også få asteroider med ekstreme egenskaper (for eksempel mørkere og lysere).

Den polarimetriske metoden gjorde det mulig å bestemme de nøyaktige dimensjonene til asteroider, siden den tok hensyn til deres sanne (og ikke gjennomsnittlige) refleksjonsevne (albedo). Først av alt ble størrelsene på de fire første asteroidene spesifisert. Det viste seg at diameteren til Ceres litt overstiger 1000 km, diameteren til Pallas er omtrent 600 km, Juno er 240 km, og Vesta er 525 km. Da størrelsene på andre asteroider studert med den polarimetriske metoden også ble beregnet på nytt, viste det seg at ikke bare disse, men minst seks asteroider til, som viste seg å være enda større enn Juno, kan kreve retten til å bli kalt den største. Alle har lav reflektivitet og gir lite lys til tross for sin store størrelse. Derfor, når diameteren til asteroider ble estimert ut fra deres tilsynelatende lysstyrke, viste størrelsene til disse seks seg å være sterkt undervurdert. Faktisk er diameteren til Hygiea (10. asteroide) 400, Interamnia (704.) er 340, Davids (511.) er 290, Psyche (16.) er 250 km, og Bambergi (324.) og Fortuny (19.) - 240 km ( samme som Juno).

Fortuna er det mørkeste objektet i solsystemet. Når det gjelder mengden reflektert lys, kan selv knust svart kull konkurrere med Fortuna.

De lyseste objektene både blant asteroidene og blant alle solsystemets kropper generelt var Angelina (64. asteroide), som reflekterte nesten halvparten av lyset, og Lisa (44.), litt dårligere enn Angelina. Litt mørkere enn Vesta, hvis reflektivitet er omtrent 1,5-2 ganger dårligere enn Angelinas. På grunn av den høye reflektiviteten til Vesta, som er i samme avstand fra Ceres, ser den ut til å være 20 % lysere enn den (under samme lys- og observasjonsforhold), og Pallas er dobbelt så lyssterk.

De polarimetriske resultatene av å bestemme den sanne albedo, og følgelig de mer korrekte størrelsene på asteroider, bekreftes også av en annen metode, som også dukket opp i de siste årene. Dette er en radiometrisk metode som ble utviklet og først brukt på asteroider av amerikanske forskere D. Allen og D. Matson i 1970. Den er basert på måling av den termiske (infrarøde) strålingen til en asteroide (vanligvis i bølgelengdeområdet 10-20) mikron). Store mørke asteroider og små lyse, på grunn av ulik reflektivitet, kan ha samme størrelse i det synlige området av lys. Når det gjelder lysstyrken i det infrarøde området, er den større for store legemer (på grunn av den store størrelsen på den utstrålende overflaten og på grunn av den høyere temperaturen til mørke legemer, som bedre absorberer solstråling). Forholdet mellom lysstyrkeverdiene til en asteroide i det synlige og infrarøde området karakteriserer bare dens reflektivitet (så vel som størrelsen).

Polarimetriske observasjoner viste også at polarisasjonen av lys fra asteroider er mye større enn den som kan oppstå fra en enkelt refleksjon av lys fra overflaten deres. Ved hjelp av eksperimenter utført i laboratorier på jorden ble det avslørt at samme grad av polarisering av lys som for asteroider oppnås når det reflekteres fra en overflate dekket med støv og fragmenter av steiner av forskjellige størrelser.

Bare i løpet av studieperioden ble det klart at en slik "støvet" overflate i rommets vakuum ville oppføre seg ganske annerledes. Denne konklusjonen ble gjort på grunnlag av en analyse av egenskapene til månejorden. Av grunner som fortsatt ikke er helt klare, oppfører støvet på månen seg annerledes enn støvet på jorden: det dannes uvanlig løse strukturer av det, inne i hvilke en lysstråle "suser rundt" som i en labyrint, og opplever flere refleksjoner, og graden av polariseringen blir veldig stor, mye større, enn graden av polarisering av lys reflektert fra jordbasert støv eller fra asteroider.

Ytterligere studier viste at overflaten til asteroider, etter polarisasjonen å dømme, må være sammensatt av relativt store steiner dekket med et veldig tynt lag med støv. Som vi vil se senere, er dette i samsvar med begrepet arten av overflaten til asteroider, oppnådd på grunnlag av helt andre forskningsmetoder.

Siden 1970 begynte USA å utføre spektrale observasjoner av asteroider, som dekket både den synlige delen av spekteret og det tilstøtende infrarøde området. Strålingsspektrene til dusinvis av asteroider ble oppnådd og analysert (fig. 9). Resultatene, som med andre metoder beskrevet ovenfor, ble sammenlignet med resultatene fra laboratoriestudier av terrestriske bergarter, måne- og meteorittmateriale, samt ulike rene mineraler. Den amerikanske astrofysikeren C. Chapman gjorde en spesielt god jobb med å tolke dataene som ble innhentet.

For tiden, fra forskjellige trekk ved spektrene, spesielt fra absorpsjonsbåndene som er karakteristiske for visse mineraler og deres blandinger, samt fra graden av lysabsorpsjon innenfor disse spektralbåndene, har det vært mulig å bestemme naturen for mange asteroider av mineralene som utgjør stoffet på overflaten deres og, for eksempel, prosentandel av jerninnholdet. Det viser seg at de fleste asteroider er sammensatt av jern-magnesianske silikater, som de fleste meteoritter (selv om bare noen få asteroider har samme sammensetning av disse silikatene).

Til forskernes overraskelse ble det funnet at noen asteroider reflekterer lys og polariserer det på samme måte som metaller. Slike er for eksempel asteroidene Psyche (16. asteroide), Lutetia (21.) og Julia (89.). Eksistensen av "metall" asteroider er også bevist av jernmeteoritter som faller til jorden. De består av en "løsning" av nikkel i jern med små urenheter av noen andre stoffer. Slik var for eksempel den velkjente Sikhote-Alin-meteoritten som falt 12. februar 1947 i Ussuri-taigaen i Primorsky Krai. En metallblokk som veier rundt 100 tonn fløy inn i jordens atmosfære med en hastighet på rundt 15 km / s og spredte seg i atmosfæren på grunn av dens enorme motstand, strødd med jernfragmenter flere kvadratkilometer av jordens overflate.

Dette viser at tidligere ble asteroider varmet opp til høye temperaturer, noe som førte til dannelsen av metallkjerner, hvorav noen nå er eksponert og delvis fragmentert. Riktignok bør det bemerkes at varmekilden som er nødvendig for en slik omsmelting ikke er helt klar. Beregninger viser at varme meget raskt slipper ut i verdensrommet fra små kropper. Derfor må en slik kilde være veldig kraftig. Kanskje spilte forfallet av radioaktive grunnstoffer en rolle her. Men grunnstoffer som uran, thorium og den radioaktive isotopen av kalium, som tilsynelatende sørget for oppvarming og omsmelting av stoffet til de store planetene (Merkur, Venus, Jorden og Mars), samt Månen, forfaller for sakte og kan ikke øke temperaturen på små asteroider. Derfor er det i dette tilfellet nødvendig med en radioaktiv isotop med tilstrekkelig kort halveringstid, og dessuten må det være en tilstrekkelig stor mengde av den (for å sikre stor varmeutgivelse per tidsenhet). En slik isotop kan ifølge forskere være en radioaktiv isotop av aluminium 26 A1. Ifølge beregninger viser det seg imidlertid at denne isotopen var relativt liten under dannelsen av asteroider.

En annen slik kilde til oppvarming av asteroider kan være solen (selvfølgelig ikke ved hjelp av solstråler, men for eksempel under påvirkning av variable elektromagnetiske felt skapt i det interplanetære rommet av "solvinden"). Den moderne solen gir åpenbart ikke slik oppvarming. Men tidligere, i den innledende fasen av sin eksistens, antas solen å ha vært mye varmere enn den er nå, og oppvarmingen av asteroider kan være veldig sterk.

Hvis vi plotter avhengigheten av antall asteroider av størrelsen, viser det seg at antallet asteroider raskt avtar med en økning i størrelsen deres (som generelt er forståelig), men i størrelsesområdet 50-100 km. , endrer denne oppdagede avhengigheten sin karakter (se nedenfor). ). Av en eller annen grunn er antallet asteroider av denne størrelsen større enn det burde være hvis vi bruker avhengighetskarakteristikken til mindre asteroider. For å prøve å forklare dette, foreslo K. Chapman at store asteroider tidligere gjennomgikk fullstendig eller delvis omsmelting, hvoretter jern-nikkelkjerner dannet seg inne i dem, og de "overflatede" silikatene dannet et skall. Hvis asteroider kolliderte og knuste, bør et slikt skall lett kollapse. Når en sterk metallkjerne ble eksponert, knuste og følgelig avtok størrelsesreduksjonen, noe som førte til den oppdagede effekten.

temperatur på asteroider. Uansett hvor varme asteroidene var i den fjerne fortiden, har de lenge kjølt seg ned. Nå er de kalde livløse blokker som flyr i det interplanetære rommet, og solstrålene klarer ikke å varme dem opp.

Det er ikke vanskelig å beregne omtrentlig gjennomsnittstemperaturen til en asteroide. La oss sammenligne varmestrømmene som faller på asteroiden og på jorden. Tar vi solen som en punktkilde, finner vi at varmestrømmene er omvendt proporsjonale med kvadratene på avstandene til Jorden og asteroiden fra Solen. Den oppvarmede jorden og asteroiden utstråler termisk energi ut i verdensrommet. Derfor er temperaturen til hvert legeme satt slik at mengden varme tapt for stråling er lik mengden varme som kroppen mottar fra solen. Videre, ved å bruke Stefan-Boltzmann-loven, kan følgende forhold oppnås: T 4 a /T 4 3 = en 2 3 / en 2 a , hvor T er den absolutte temperaturen, uttrykt i grader Kelvin, og en - den gjennomsnittlige avstanden (hovedaksen til banen) til den betraktede kroppen i astronomiske enheter.

Gjennomsnittstemperaturen på jorden er kjent. Det er 288 K (15 °C). Ved å erstatte det med det resulterende forholdet og trekke ut den fjerde roten av begge sider av ligningen, etter små transformasjoner får vi: T a (K) \u003d 288 rot a a.

På Ceres, for eksempel, er temperaturen (beregnet imidlertid i henhold til en mer nøyaktig formel) 165 K (dvs. - 108 ° C). Omtrent ved denne temperaturen og ved normalt atmosfærisk trykk fryser ammoniakk, alkohol og eter på jorden.

Ceres har nylig blitt lagt til listen over solsystemobjekter som kan studeres med radioteleskoper. Ved å bruke et stort radiointerferometer ved Green Bank Radio Astronomy Observatory (USA) bestemte F. Briggs termisk stråling fra Ceres ved en bølgelengde på 3,7 cm Ceres viste seg å være en svært svak radiokilde med en fluks på 0,0024 Jy. Forutsatt at diameteren til Ceres er 1025 km, bestemte Briggs den absolutte temperaturen til Ceres ved hjelp av radiolysstyrke, som viste seg å være 160 ± 55 K, noe som stemmer overens med anslaget ovenfor. Dette bekrefter at radiostrålingen fra Ceres er av termisk opprinnelse.

Vesta, som, i motsetning til Ceres, er sammensatt av et lett, godt reflekterende stoff, har lavere overflatetemperatur og er bare 133 K, siden denne asteroiden bruker en mindre del av solenergien som når overflaten til å varme opp. På asteroider som beveger seg lenger fra solen, er det enda kaldere. Bare i noen få asteroider som beveger seg i uvanlige baner, som kan nærme seg solen, trenge inn selv inne i banen til Merkur, varmes overflaten opp til flere hundre grader Kelvin, og begynner til og med å lyse svakt når den er glødende. Dette varer imidlertid ikke lenge, siden asteroidene, som følger banene sine, igjen beveger seg bort fra solen og kjøler seg raskt ned.

Kraterdannelse. I milliarder av år sirkler asteroider rundt solen og kolliderer med hverandre, og deretter med de resulterende fragmentene. Kollisjonshastighetene i asteroidebeltet er høye - omtrent 5 km/s i gjennomsnitt, og derfor er fenomenene som oppstår under disse kollisjonene grandiose. Ved denne hastigheten bærer hvert gram asteroidalt stoff en kinetisk energi i størrelsesorden 10 11 erg (omtrent 12 kJ, eller 3 kcal). Når til og med en liten asteroide "slår" inn i overflaten til sin store motpart, frigjøres all denne energien øyeblikkelig, og "en gigantisk eksplosjon oppstår. Lagene av asteroider som berørte i kollisjonsøyeblikket utsettes for så sterk kompresjon at de delvis blir til gass, delvis smelter. Fra støtstedet divergerer sjokkbølger av kompresjon og rarfaksjon i alle retninger, som presser, smuldrer og rister stoffet. En enorm fontene av fragmenter og støv stiger over asteroiden. Et krater forblir på overflaten, og under krateret er det en omfattende sone med knuste steiner.

Studiet av meteorittkratere på jorden, eksplosive og nedslagseksperimenter (spesielt "bombardement" av mål laget av forskjellige materialer med ultrahøyhastighetsballer), utført i USSR og i utlandet, lar oss trekke en rekke konklusjoner om prosessene under kratering på asteroider. Når spesielt en asteroide treffer en overflate som består av store monolittiske blokker av steinete stoffer (for eksempel en frisk oppsprukket overflate dannet som følge av knusing under et kraftig sammenstøt), bør hastigheten til de flygende fragmentene være hundrevis av meter pr. sekund. Hvis fallet skjer på overflaten av en asteroide som er sammensatt av materie fragmentert av tallrike tidligere møter med andre asteroider, bør fragmentene spre seg med mye lavere hastigheter (talls meter per sekund).

Anslagene ovenfor er kun gjennomsnittshastigheter. Blant fragmentene er det alltid raskere, som flyr med hastigheter som til og med overstiger hastigheten til den falne asteroiden, og langsommere.

Selv om massene av "asteroider er små, er de fortsatt i stand til å holde deler av fragmentene som flyr fra hverandre med hastigheter mindre enn den andre kosmiske hastigheten, som er omtrent 600 m / s på Ceres, og mer enn 100 m / s på Juno . Selv babyer med en diameter på 10 km kan holde fragmenter med en hastighet på opptil 6 m / s.

Den amerikanske astrofysikeren D. Gault, som analyserte de eksperimentelle dataene om fordelingen av hastighetene til flygende fragmenter, kom til den konklusjon at for en asteroide med en diameter på 200 km, er omtrent 85 % av fragmentene som er skutt opp over den ikke i stand til å overvinne tiltrekningen til asteroiden og fall igjen på overflaten. Asteroider 100 km på tvers inneholder omtrent halvparten av fragmentene deres. Riktignok kan fragmenter som kastes ut fra krateret fly bort fra krateret over lange avstander (flyr til baksiden av asteroiden) eller kan til og med begynne å bevege seg i nesten asteroidebaner. Dermed bør utseendet til et krater på en asteroide ledsages av opprettelsen av en kortsiktig sky av steiner og støv over hele asteroiden - dens steinete "atmosfære". Etter en tid legger fragmenter og støv seg i et tynt lag på overflaten av asteroiden.

Det skal bemerkes at stoffet til asteroiden som kolliderer med Ceres vil være tilstede i dette "laget" i form av en fullstendig umerkelig urenhet, siden volumet av stoffet som kastes ut fra krateret er hundrevis og tusenvis av ganger større enn volumet til den "falne" asteroiden.

Foreløpig har vi ikke et eneste fotografi av en asteroide tatt i liten avstand fra overflaten med et romfartøy. Men kan utseendet til asteroider avvike betydelig fra satellittene til Mars - Phobos og Deimos? En serie fotografier tatt fra romfartøy sendt til Mars viste at selv disse bittesmå kroppene (omtrent 15 og 6 km store), som sirkler nær Mars, vekk fra de tettest befolkede delene av asteroidebeltet, ble bombardert av asteroidefragmenter, og alle er fullstendig krateret, store og små, med diametre fra flere kilometer til flere titalls meter. Sannsynligvis er det også slike små på dem, som ikke kunne sees på de mottatte fotografiene. Asteroider som flyr i det minste for en kort stund inn i de tette delene av asteroidebeltet kan skille seg fra Phobos og Deimos bare ved at de vil bli strødd med enda flere kratere.

Når du knuser asteroider i kollisjoner, dannes hele "skyer" av støv sammen med store og små fragmenter. Derfor ble det ofte antatt at asteroidebeltet bokstavelig talt var mettet med det. Men som det viste seg, er det ikke mer støv i asteroidebeltet enn i de indre områdene av solsystemet, men enda mindre. Dermed må asteroidebeltet kontinuerlig renses for støv. Det skjer slik.

Under påvirkning av det lette trykket fra solstrålene, bør det minste asteroidestøvet (støvkorn som er noen mikrometer store) forlate solsystemet langs hyperbolske baner, mens større partikler sakte bremser og beveger seg til stadig mindre baner i forhold til solen . Mange av dem slår seg ned på Mars, Jorden, Venus og Merkur underveis, resten «dør» på Solen. Asteroidekomponenten i interplanetært støv er omtrent 2 % (2 10 13 t).

> Asteroider

Alt om asteroider for barn: beskrivelse og forklaring med bilder, interessante fakta om en asteroide og meteoritter, asteroidebelte, fall til jorden, typer og navn.

For de minste det er viktig å huske at en asteroide er et lite steinete objekt, blottet for luft, i bane rundt en stjerne, og ikke stort nok til å kvalifisere som en planet. Foreldre eller lærere på skolen kan forklare barna at den totale massen av asteroider er dårligere enn jordens. Men ikke tro at størrelsen deres ikke er en trussel. Tidligere krasjet mange av dem inn i planeten vår, og dette kan skje igjen. Det er grunnen til at forskere hele tiden studerer disse objektene, beregner sammensetningen og banen. Og hvis en farlig romstein skynder seg mot oss, er det bedre å forberede seg.

Dannelse av asteroider - forklaring for barn

Å begynne forklaring til barn Det er mulig fra det faktum at asteroider er restmaterialet etter dannelsen av systemet vårt for 4,6 milliarder år siden. Da den ble dannet, lot den rett og slett ikke andre planeter dukke opp i gapet mellom seg selv og. På grunn av dette kolliderte små gjenstander der og ble til asteroider.

Det er viktig å barn forsto denne prosessen, for hver dag stuper forskere dypere inn i fortiden. To teorier har sirkulert i det siste: Nice-modellen og Grand Tack. De tror at før de slo seg ned i sine vanlige baner, reiste gassgigantene gjennom systemet. Denne bevegelsen kunne ha trukket asteroider ut av hovedbeltet og endret dets opprinnelige utseende.

Fysiske egenskaper til asteroider - forklaring for barn

Asteroider varierer i størrelse. Noen kan være så store som Ceres (940 km brede). Hvis vi tar den minste, så var det 2015 TC25 (2 meter), som fløy nær oss i oktober 2015. Men barn kanskje ikke bekymre deg, siden det i nær fremtid er liten sjanse for asteroider å dra mot oss.

Nesten alle asteroider ble dannet i en uregelmessig form. Selv om de største kan nærme seg sfæren. De viser forsenkninger og kratere. For eksempel har Vesta et enormt krater (460 km). Overflaten til de fleste er strødd med støv.

Asteroider går også rundt stjernen i en ellipse, så de gjør kaotiske saltomortaler og svinger på vei. For de minste det skal bli interessant å høre at noen har en liten satellitt eller to måner. Det er binære eller doble asteroider, så vel som trippel. De er omtrent like store. Asteroider kan utvikle seg hvis de blir grepet av planetens tyngdekraft. Så øker de massen, går i bane og blir til satellitter. Blant kandidatene: og (Mars-satellitter), samt de fleste av satellittene nær Jupiter, og.

De skiller seg ikke bare i størrelse, men også i form. De er solide stykker eller små fragmenter bundet sammen av tyngdekraften. Mellom Uranus og Neptun er det en asteroide med eget ringsystem. Og en til er utstyrt med seks haler!

Gjennomsnittstemperaturen når -73°C. I milliarder av år har de eksistert nesten uendret, så det er viktig å utforske dem for å ta en titt på den primitive verden.

Klassifisering av asteroider - forklaring for barn

Objektene er plassert i tre soner i systemet vårt. Det meste er samlet i et gigantisk ringformet område mellom banene til Mars og Jupiter. Dette er hovedbeltet, med mer enn 200 asteroider med en diameter på 100 km, samt fra 1,1-1,9 millioner med en diameter på 1 km.

Foreldre eller på skolen bør forklare barna at ikke bare asteroidene i solsystemet lever i beltet. Tidligere ble Ceres betraktet som en asteroide inntil den ble overført til klassen av dvergplaneter. Dessuten, for ikke så lenge siden, har forskere identifisert en ny klasse - "hovedbelteasteroider." Dette er små steinobjekter med haler. Halen vises når de krasjer, bryter opp, eller foran deg er en skjult komet.

Mye steiner ligger utenfor hovedbeltet. De samles i nærheten av de store planetene på visse steder (Lagrange-punktet) der solenergien og planetens tyngdekraft er i balanse. De fleste representantene er trojanerne fra Jupiter (i form av antall når de nesten nummeret til asteroidebeltet). De har også Neptun, Mars og Jorden.

Jordnære asteroider går nærmere oss enn . Cupids kommer tett i bane, men krysser ikke jorden. Apolloene krysser banen vår, men mesteparten av tiden befinner de seg i det fjerne. Atoner krysser også banen, men er inne i den. Atyrene er nærmest. I følge European Space Agency er vi omgitt av 10 000 kjente jordnære objekter.

I tillegg til inndelingen i baner, kommer de også i tre klasser i komposisjon. C-type (karbonholdig) er grå og opptar 75 % av kjente asteroider. Mest sannsynlig er de dannet av leire og steinete silikatbergarter og bor i de ytre sonene av hovedbeltet. S-type (silica) - grønn og rød, representerer 17% av objektene. Laget av silikatmaterialer og nikkel-jern og dominerer det indre beltet. M-type (metall) - rød og utgjør resten av representantene. Består av nikkel-jern. Sikkert, barn bør være klar over at det finnes mange flere varianter basert på sammensetning (V-type - Vesta, som har en basalt vulkanskorpe).

Asteroideangrep - forklaring for barn

4,5 milliarder år har gått siden dannelsen av planeten vår, og fallet av asteroider til jorden var en hyppig forekomst. For å forårsake alvorlig skade på jorden, må en asteroide være ¼ mil bred. På grunn av dette vil en slik mengde støv stige opp i atmosfæren som vil danne betingelsene for en "atomvinter". I gjennomsnitt skjer sterke påvirkninger en gang hvert 1000. år.

Mindre gjenstander faller med intervaller på 1000-10000 år og kan ødelegge en hel by eller skape en tsunami. Dersom asteroiden ikke når 25 meter, vil den mest sannsynlig brenne opp i atmosfæren.

Dusinvis av potensielle farlige angripere reiser i verdensrommet, som konstant overvåkes. Noen er ganske nærme, mens andre vurderer å gjøre det i fremtiden. For å ha tid til å reagere bør det være en margin på 30-40 år. Selv om nå flere og flere mennesker snakker om teknologien for å håndtere slike gjenstander. Men det er en fare for å gå glipp av trusselen og da blir det rett og slett ikke tid til å reagere.

Viktig forklare for de minste at en mulig trussel er full av fordeler. Tross alt, en gang var det et asteroide-nedslag som forårsaket vårt utseende. Da den ble dannet, var planeten tørr og karrig. Fallende kometer og asteroider etterlot vann og andre karbonbaserte molekyler på den, som gjorde at liv kunne dannes. Under dannelsen av solsystemet stabiliserte objekter seg og lot moderne livsformer få fotfeste.

Hvis en asteroide eller en del av den faller på en planet, kalles den en meteoritt.

Sammensetning av asteroider - forklaring for barn

• Jernmeteoritter: jern (91 %), nikkel (8,5 % ), kobolt (0,6 %).
• Steinmeteoritter: oksygen (6%), jern (26%), silisium (18%), magnesium (14%), aluminium (1,5%), nikkel (1,4%), kalsium (1,3%).

Funn og navn på asteroider - forklaring for barn

I 1801 laget en italiensk prest, Giuseppe Piazzi, et stjernekart. Helt tilfeldig, mellom Mars og Jupiter, la han merke til den første og store asteroiden Ceres. Selv om det i dag allerede er en dvergplanet, fordi massen utgjør ¼ av massen til alle kjente asteroider i hovedbeltet eller i nærheten.

I første halvdel av 1800-tallet ble det funnet mange slike gjenstander, men de ble alle klassifisert som planeter. Det var ikke før i 1802 at William Herschel foreslo ordet "asteroide", selv om andre fortsatte å referere til dem som "mindre planeter". I 1851 var 15 nye asteroider funnet, så navneprinsippet måtte endres ved å legge til tall. For eksempel ble Ceres (1) Ceres.

Den internasjonale astronomiske union er ikke strenge med å navngi asteroider, så nå kan du finne objekter oppkalt etter Star Treks Spock eller rockemusiker Frank Happa. 7 asteroider er oppkalt etter mannskapet på romfartøyet Columbia som døde i 2003.

Tall er også lagt til dem - 99942 Apophis.

Asteroide utforskning - forklaring for barn

Romfartøyet Galileo tok nærbilder av asteroider for første gang i 1991. I 1994 klarte han også å finne en satellitt i bane rundt en asteroide. NASA har studert Eros nær-jord-objektet i lang tid. Etter mye overveielse bestemte de seg for å sende en enhet til ham. NEAR gjorde en vellykket landing, og ble den første i denne forbindelse.

Hayabusa var det første romfartøyet som landet og tok av fra en asteroide. Han reiste i 2006 og kom tilbake i juni 2010, og hadde med seg prøver. NASA lanserte Dawn-oppdraget i 2007 for å studere Vesta i 2011. Et år senere forlot de asteroiden til Ceres og nådde den i 2015. I september 2016 sendte NASA OSIRIS-REx for å utforske asteroiden Bennu.

I januar 2017 valgte NASA ut to prosjekter, Lucy og Psyche, for Discovery-programmet. De skal etter planen lanseres i oktober 2021. Lucy vil reise til asteroidebeltet og studere 6 trojanere. Psyche vil fly til 16 Psyche, en gigantisk metallisk asteroide. Det er viktig ved at det kan vise seg å være kjernen til en eldgammel planet uten skorpe på grunn av en sterk kollisjon.

I 2012, Planetary Resources, Inc. kunngjorde et ønske om å sende en enhet for å utvinne vann og materiale fra asteroider. Etter det begynte NASA å snakke om slike ambisjoner. Dette er et viktig poeng, siden asteroidebeltet inneholder en enorm mengde verdifulle ressurser, som tilsvarer 100 milliarder dollar for hver jordmann.

Barn og skoleelever i alle aldre bør forstå at fallet av asteroider eller en komet ikke utgjør en trussel mot jorden akkurat nå. NASA overvåker konstant potensielt farlige romobjekter, og kjenner banene, avstandene og nøyaktige størrelsene til store asteroider i flere tiår og til og med århundrer fremover. Sørg for å nøye lese alle interessante fakta om asteroider, samt se bilder og bilder for å bli bedre kjent med disse objektene.

Når det gjelder masse, er asteroider mye lettere enn planetene i solsystemet, men samtidig kan de ha satellitter. Asteroider har ikke sin egen atmosfære, siden de ikke kan holde den med sitt svake gravitasjonsfelt. Formen på asteroiden er feil.

Selve ordet "asteroide" kommer fra en kombinasjon av greske ord som betyr "som en stjerne", "stjerne" og "utseende". Og konseptet "asteroide" ble introdusert av den engelske astronomen William Herschel på grunnlag av at når de ble observert gjennom et teleskop, så disse himmellegemene ut som stjernepunkter, i motsetning til planetene, som så ut som disker.

Inntil nylig ble asteroider ansett som "mindre planeter", og spesifiserte at diameteren deres er mindre enn 1500 km. På XXVI-forsamlingen til Den internasjonale astronomiske union i 2006 ble det imidlertid gitt en oppdatert definisjon av begrepet "planet", og siden den gang har de fleste asteroider blitt klassifisert som himmellegemer og regnes ikke lenger som planeter.

Det antas at den første asteroiden Cecera ble oppdaget ved et uhell av en italiensk astronom. Giuseppe Piazzi 1. januar 1801, selv om banen til denne asteroiden ble beregnet allerede før det av en gruppe astronomer ledet av en tysk astronom Franz Xaver.

Metoden for visuell observasjon, som ble brukt til å søke etter asteroider i begynnelsen, ble erstattet av metoden for astrofotografering. I 1891 en tysk astronom Maximilian Wolf brukte først en ny metode, hvis essens var å fotografere himmellegemer med lang eksponeringstid. På fotografiene etterlot asteroidene korte lyslinjer. Denne metoden akselererte i stor grad oppdagelsen av nye asteroider.

Til dags dato er flere tusen himmellegemer av denne typen allerede oppdaget og nummerert.

Det er tillatt å gi navn til nyoppdagede asteroider, inkludert til ære for oppdagerne deres, men først etter at banen deres er beregnet pålitelig nok. Inntil da er asteroiden tildelt et serienummer.

Hva er forskjellen mellom en asteroide og en meteoroid?

En meteoroid (eller meteoroid) er et solid kosmisk legeme som beveger seg i interplanetarisk rom. Hovedparameteren der de kan skilles fra asteroider er størrelsen deres. Asteroider, som allerede nevnt, er kropper med en diameter på mer enn 30 m, mens meteoroider er kropper av mye mindre størrelse. I tillegg kan de ikke sammenlignes som romobjekter i den forstand at lovene som en asteroide og en meteoroid beveger seg i det ytre rom i henhold til er forskjellige.

Er asteroide 2012DA14 farlig?

Forskere tror ikke.

Asteroide nummerert 2012DA14, oppdaget av spanske astronomer i fjor, vil nærme seg jorden på 17 000 km. Til sammenligning er høyden som jordens kunstige satellitter befinner seg på, som sender TV-signaler, mer enn 35 tusen km.

Størrelsen på asteroiden er liten: diameter - omtrent 45 meter, vekt - 130 tusen tonn. Hvis den hadde kollidert med jorden, ville eksplosjonen ha frigjort energi som kan sammenlignes med eksplosjonen på 2,4 megatonn TNT.

Imidlertid beroliger forskere: dette "møtet" innebærer ingen fare for en kollisjon med jorden. Men det vil til og med være mulig å observere "passasjen" til et himmellegeme nær jorden. Det vil være synlig for innbyggerne i Australia og Asia ved hjelp av kikkert, og hvis atmosfæren er ren nok, så med det blotte øye. I Moskva kan asteroidens flukt observeres ved hjelp av en sterk kikkert eller et lite teleskop, vekk fra byens lys. I prinsippet, som forskerne sier, vil det være mulig å se himmelfenomenet i hele Russland, bortsett fra de østligste områdene, hvor det allerede vil være daggry når asteroiden nærmer seg jorden.

Asteroiden vil nærme seg jorden nærmest klokken 23.25 Moskva-tid.

De som ønsker det, vil kunne se flygingen til en asteroide gjennom en internettsending på nettstedet NASA.

Er det fare for en global katastrofe fra en kollisjon med en asteroide?

De fleste av dem ligger i et belte som strekker seg mellom banene til Jupiter og. Beltet er formet som en torus, og dens tetthet avtar utover en avstand på 3,2 AU.

Fram til 24. august 2006 ble Ceres ansett som den største asteroiden (975x909 km), men de bestemte seg for å endre statusen og ga den tittelen som en dvergplanet. Og den totale massen til alle gjenstander i hovedbeltet er liten - 3,0 - 3,6,1021 kg, som er 25 ganger mindre enn massen.

Foto av dvergplaneten Ceres

Sensitive fotometre gjør det mulig å studere endringer i lysstyrken til kosmiske kropper. Det viser seg en lyskurve, fra formen du kan finne ut rotasjonsperioden til asteroiden og plasseringen av rotasjonsaksen. Periodisiteten er fra flere timer til flere hundre timer. Lyskurven kan også hjelpe med å bestemme asteroideformer. Bare de største gjenstandene nærmer seg formen til en ball, resten har en uregelmessig form.

Av arten av endringen i lysstyrke kan det antas at noen asteroider har satellitter, mens andre er binære systemer eller kropper som ruller over hverandres overflater.

Banene til asteroider endres under kraftig påvirkning fra planetene, spesielt Jupiter påvirker banene deres. Det førte til at det er hele soner der små planeter er fraværende, og hvis de klarer å komme seg dit, så for en veldig kort tid. Slike soner, kalt luker eller Kirkwood-gap, veksler med områder fylt med romkropper som danner familier. Hoveddelen av asteroider er delt inn i familier, som mest sannsynlig er dannet fraknuser større kropper. Disse klyngene er oppkalt etter deres største medlem.

På avstand etter 3.2 a.u. to flokker med asteroider sirkler i Jupiters bane – trojanere og grekere. En flokk (grekere) innhenter gassgiganten, og den andre (trojanere) henger etter. Disse gruppene beveger seg ganske jevnt, fordi de er ved "Lagrange-punktene", hvor gravitasjonskreftene som virker på dem utjevnes. Vinkelen på deres divergens er den samme - 60°. Trojanerne var i stand til å samle seg lenge etter utviklingen av ulike asteroidekollisjoner. Men det er andre familier med veldig nære baner, dannet av de nylige bruddene mellom foreldrekroppene deres. Et slikt objekt er familien Flora, som har rundt 60 medlemmer.

Interaksjon med jorden

Ikke langt fra den indre kanten av hovedbeltet er grupper av kropper hvis baner kan skjære banen til Jorden og de terrestriske planetene. Hovedobjektene inkluderer gruppene Apollo, Amur, Aten. Banene deres er ikke stabile, avhengig av påvirkningen fra Jupiter og andre planeter. Inndelingen i grupper av slike asteroider er ganske vilkårlig, fordi de kan bevege seg fra gruppe til gruppe. Slike objekter krysser jordens bane, noe som skaper en potensiell trussel. Rundt 2000 objekter større enn 1 km krysser med jevne mellomrom jordens bane.

De er enten fragmenter av større asteroider, eller kometkjerner som all isen har fordampet fra. Om 10 - 100 millioner år vil disse kroppene definitivt falle på planeten som tiltrekker dem, eller på Solen.

Asteroider i jordens fortid

Den mest kjente hendelsen av denne typen var fallet til en asteroide for 65 millioner år siden, da halvparten av alt som lever på planeten døde. Det antas at størrelsen på den falne kroppen var omtrent 10 km, og Mexicogulfen ble episenteret. På Taimyr ble det også funnet spor etter et hundre kilometer langt krater (i svingen av Popigai-elven). På overflaten av planeten er det rundt 230 astroblemer - store anslagsringformasjoner.

Sammensatt

Asteroider kan klassifiseres i henhold til deres kjemiske sammensetning og morfologi. Å bestemme størrelsen på en så liten kropp som en asteroide i det enorme solsystemet, som dessuten ikke avgir lys, er ekstremt vanskelig. Dette bidrar til å implementere den fotometriske metoden - måling av lysstyrken til et himmellegeme. Egenskapene og naturen til det reflekterte lyset brukes til å bedømme egenskapene til asteroider. Så ved å bruke denne metoden ble alle asteroider delt inn i tre grupper:

1. karbonholdig- type C. De fleste av dem - 75%. De reflekterer ikke lyset godt, men er plassert på utsiden av beltet.
2. Sand- type S. Disse kroppene reflekterer lys sterkere og befinner seg i den indre sonen.
3. metall- type M. Deres reflektivitet er lik kroppene til gruppe S, og de er plassert i den sentrale sonen av beltet.

Sammensetningen av asteroider er lik, fordi sistnevnte faktisk er deres fragmenter. Deres mineralogiske sammensetning er ikke mangfoldig. Bare rundt 150 mineraler er identifisert, mens det er mer enn 1000 på jorden.

Andre asteroidebelter

Lignende romobjekter finnes også utenfor banen. Det er ganske mange av dem i de perifere delene av solsystemet. Utenfor Neptuns bane er Kuiper-beltet, som inneholder hundrevis av objekter som varierer i størrelse fra 100 til 800 km.

Mellom Kuiperbeltet og hovedasteroidebeltet er en annen samling av lignende objekter som tilhører "klassen av kentaurer". Hovedrepresentanten deres var asteroiden Chiron, som noen ganger later til å være en komet, som ble dekket av koma og spredte halen. Denne tosidige typen er 200 km stor og er et bevis på at det er mange likheter mellom kometer og asteroider.

Opprinnelseshypoteser

Hva er en asteroide - et fragment av en annen planet eller protosubstans? Dette er fortsatt et mysterium, som de har prøvd å løse i lang tid. Det er to hovedhypoteser:

Planeteksplosjon. Den mest romantiske versjonen er den eksploderte mytiske planeten Phaeton. Det var angivelig bebodd av intelligente vesener som hadde nådd en høy levestandard. Men en atomkrig brøt ut som til slutt ødela planeten. Men studiet av strukturen og sammensetningen av meteoritter avslørte at substansen til bare én planet ikke er nok for en slik variasjon. Og meteorittenes alder – fra en million til hundrevis av millioner år – viser at fragmenteringen av asteroider var lang. Og planeten Phaeton er bare et vakkert eventyr.

Kollisjoner av protoplanetære legemer. Denne hypotesen råder. Det forklarer ganske pålitelig opprinnelsen til asteroider. Planetene ble dannet av en sky av gass og støv. Men i områdene mellom Jupiter og Mars endte prosessen med opprettelsen av protoplanetariske kropper, fra kollisjonen av hvilke asteroider ble født. Det er en versjon at den største av de små planetene er nettopp embryoene til planeten som ikke klarte å danne seg. Slike objekter inkluderer Ceres, Vesta, Pallas.

største asteroider

Ceres. Det er det største objektet i asteroidebeltet, med en diameter på 950 km. Massen er nesten en tredjedel av den totale massen til alle beltets kropper. Ceres er sammensatt av en steinete kjerne omgitt av en isete mantel. Det antas at det er flytende vann under isen. En dvergplanet kretser rundt solen på 4,6 år med en hastighet på 18 km/s. Dens rotasjonsperiode er 9,15 timer, og gjennomsnittlig tetthet er 2 g/cm 3 .

Pallas. Det nest største objektet i asteroidebeltet, men med overføringen av Ceres til status som en dvergplanet, ble den største asteroiden. Parametrene er 582x556x500 km. Stjernens forbiflyvning tar 4 år med en hastighet på 17 km/s. Et døgn på Pallas er 8 timer, og overflatetemperaturen er 164°K.

Vesta. Denne asteroiden har blitt den lyseste og eneste som kan sees uten bruk av optikk. Dimensjonene på kroppen er 578x560x458 km, og bare den asymmetriske formen tillater ikke at Vesta klassifiseres som en dvergplanet. Inni den er det en jern-nikkelkjerne, og rundt den er det en steinkappe.

Det er mange store kratere på Vesta, hvorav det største har en diameter på 460 km og ligger i regionen rundt sørpolen. Dybden til denne formasjonen når 13 km, og kantene stiger over den omkringliggende sletten med 4–12 km.

Evgenia. Denne ganske store asteroiden med en diameter på 215 km. Interessant ved at den har to satellitter. De var Den lille prinsen (13 km) og S/2004 (6 km). De er henholdsvis 1200 og 700 km unna Evgenia.

Studie av

Begynnelsen på en detaljert studie av asteroider ble lagt av romfartøyet Pioneer. Men den første som tok bilder av gjenstandene Gaspra og Ida var Galileo-apparatet i 1991. En detaljert undersøkelse ble også utført av NEAR Shoemaker og Hayabusa-apparatet. Målet deres var Eros, Matilda og Itokawa. Det ble til og med levert jordpartikler fra sistnevnte. I 2007 dro Dawn-stasjonen til Vesta og Ceres, og nådde Vesta 16. juli 2011. I år skal stasjonen ankomme Ceres, og da skal den prøve å nå Pallas.

Det er usannsynlig at noe liv vil bli funnet på asteroider, men det er absolutt mange interessante ting der. Du kan forvente mye av disse gjenstandene, men du vil ikke bare ha én ting: deres uventede ankomst for å besøke oss.