Asteroizii sistemului solar. Ce sunt asteroizii? Forma orbitei asteroidului

Dimensiuni și greutăți. Dimensiunile planetelor sunt determinate prin măsurarea unghiului la care diametrul lor este vizibil de pe Pământ. Această metodă nu este aplicabilă asteroizilor: sunt atât de mici încât chiar și în telescoape par a fi puncte ca stelele (de unde și numele de „asteroizi”, adică „ca stea”).

Doar primii patru asteroizi pot fi distinși după discul lor. Diametrul unghiular al lui Ceres s-a dovedit a fi cel mai mare: ajunge la 1 » (pentru Pallas, Juno și Vesta este de câteva ori mai mic). Dimensiunile unghiulare ale acestor asteroizi au fost măsurate foarte precis încă din 1890 de E. Barnard la observatoarele Lick și Yerk. După ce a determinat în momentul observării distanța până la Ceres, Pallas, Juno și Vesta și după ce a făcut calculele necesare, Barnard a constatat că diametrele lor sunt de 770, 490, 190 și respectiv 380 km (după cum puteți vedea, toate s-ar putea încadra în zona ocupată de Alaska!) .

Cum se determină dimensiunea multor alți asteroizi mai mici?

Până de curând, acestea au fost estimate pe baza luminozității asteroizilor, iar mărimea asteroidului a fost comparată cu mărimile lui Ceres, Pallas, Juno și Vesta (ale căror dimensiuni erau deja cunoscute). Cu toate acestea, luminozitatea asteroizilor se modifică: în primul rând, cu o modificare a distanței asteroidului față de Soare (datorită unei modificări a cantității de lumină solară care cade pe asteroid); în al doilea rând, cu o modificare a distanței față de Pământ (datorită unei modificări a cantității de lumină care ajunge pe Pământ, reflectată de asteroid); în al treilea rând, cu o schimbare a unghiului de fază, deoarece odată cu creșterea acestui unghi, o fracțiune tot mai mică din suprafața iluminată a asteroidului devine vizibilă de pe Pământ. Prin urmare, pentru a determina dimensiunile unghiulare, nu mărimile stelare vizibile ale asteroizilor sunt comparate între ele, ci mărimile pe care acești asteroizi le-ar avea dacă ar fi „plasați” la anumite distanțe (single) de Soare și Pământ și dacă erau „aranjate” astfel încât faza lor unghiul să fie zero.

Înainte de McDonald Review, aceste mărimi reduse (numite și absolute) au fost exprimate de diferiți observatori în propriile lor sisteme fotometrice, incomparabile, care au oferit o largă răspândire în estimările dimensiunii asteroizilor. În McDonald Survey, pentru toți asteroizii numerotați, au fost stabilite magnitudini stelare absolute, deja exprimate în Sistemul Fotografic Internațional unificat (același sistem a fost folosit și în ancheta Palomar-Leiden).

Adevărat, rămâne o altă dificultate aparent insurmontabilă a acestei metode: determinările dimensiunii trebuie făcute în baza anumitor ipoteze despre reflectivitatea asteroizilor - albedo-ul lor. De obicei, se presupune că albedo-ul unui asteroid este același cu albedo-ul mediu al celor mai mari patru asteroizi. Între timp, este clar că, în aceleași condiții de observație, un asteroid mic compus din materie ușoară, care reflectă bine se poate dovedi a fi mai luminos decât un asteroid mare, dar mai întunecat. Cu toate acestea, atunci când se estimează dimensiunea multor asteroizi, albedo-ul mediu este folosit chiar și acum.

Deci, dacă știm magnitudinea absolută a asteroidului m a 6 c , atunci presupunând că albedo-ul tuturor asteroizilor este același, putem determina cu ușurință raza (în kilometri) a asteroidului R printr-o formulă foarte simplă: lg R \u003d 3.245-0.2m la 6 s.

În plus, pe baza razei deja calculate, putem estima masa asteroidului M, dacă se cunoaşte densitatea materiei de asteroizi. De obicei, se crede că este egală cu densitatea medie a substanței fragmentelor de asteroizi - meteoriți care cad din când în când pe Pământul nostru. Această densitate g, măsurată în laboratoarele terestre, este de 3,5 g/cm 3 (deși există probe destul de ușoare, cu o densitate de aproximativ 2 g/cm vezi 3).

În unele cazuri, a fost posibil să se determine dimensiunea asteroizilor într-un mod „non-standard”, de exemplu, atunci când se acoperă stelele cu ei (natura acestui fenomen este aceeași ca atunci când se acoperă stelele cu Lună). Una dintre aceste ocultări a avut loc în seara zilei de 23 ianuarie 1975 și a fost observată în SUA. Asteroidul Eros, așa cum a prezis B. Marsden, ar fi trebuit să acopere steaua x lebădă. O fâșie de acoperire cu o lățime de aproximativ 25 km urma să treacă prin orașele Albany, Hartfert, Connecticut și aproape de marginea de est a Long Island. Au fost organizate 17 puncte de observare, unde studenții colegiilor din jur și studenții secțiilor de astronomie au fost amplasați la o distanță de 6-8 km de-a lungul benzii de acoperire.

În timpul acoperirii lui Eros (aproximativ 9 m) cu o viteză unghiulară de 0,2-0,3 ° pe oră s-a apropiat de stea % Cygnus, care era mult mai strălucitor decât asteroidul (aproximativ 4 m). Deodată, lumina stelei a dispărut (în calea razelor sale care veneau spre noi a apărut o barieră opacă - un asteroid), iar după câteva secunde steaua a reapărut (Fig. 3).

Din durata acoperirii, Marsden a stabilit că diametrul aparent al lui Eros era de aproximativ 24 km.

Cum altfel (în afară de o estimare a mărimii absolute) se poate determina masele de asteroizi? În principiu, este posibil, deși foarte dificil, să se calculeze masa asteroizilor pe baza perturbațiilor lor reciproce (în timpul abordărilor) pe care le experimentează asteroizii. Această metodă de determinare a maselor a fost dezvoltată de I. Schubart de la Institutul Astronomic din Heidelberg. L-a aplicat pentru a determina masele celor mai mari asteroizi și a obținut că masa lui Ceres este (5,9 ± 0,3) 10 -11 Mc (Unde Mc - masa Soarelui), masa lui Pallas - (1,14±0,22) 10 -11 Mcu. Printr-o metodă similară, alți astronomi au obținut că masa lui Vesta este (1,20 ± 0,12) 10 -11 Mcu. Astfel, masa chiar și a celui mai mare asteroid - Ceres - este de 5000 de ori mai mică decât masa Pământului și de 600 de ori mai mică decât masa Lunii.

După ce centura de asteroizi a devenit „accesabilă” pentru nave spațiale, am putut determina masele de asteroizi foarte mici.

Echipamentele telescopice instalate pe rachetele spațiale au făcut posibilă determinarea mărimilor (și dimensiunilor) stelare ale fragmentelor de asteroizi cu diametre de câțiva centimetri și decimetri (care sunt inaccesibile pentru observațiile de pe Pământ).

Astfel, în prezent, există informații despre asteroizi de „toate rangurile” – de la corpuri mari cu mase de miliarde de miliarde de tone până la cele foarte mici care ar putea încăpea în palma mâinii tale. În centura de asteroizi se mișcă și „nori” întregi de praf, ale căror proprietăți sunt studiate prin semne indirecte. Toate acestea ne permit să facem o imagine destul de completă a centurii de asteroizi.

În anii 1950, astronomul sovietic I. I. Putilin a făcut calcule ale numărului total de asteroizi numerotați (adică cu orbite binecunoscute). Rezultatul este uimitor. S-a dovedit că toți asteroizii adunați împreună ar încăpea într-un cub cu o latură de numai aproximativ 500 km! Aproape jumătate din volum ar fi ocupat de Ceres cu Vesta și Pallas. Alte 25% ar fi fost Juno cu asteroizi până la al 100-lea inclusiv. Descoperirile asteroizilor ulterioare (toți mai mici) au condus doar la o creștere foarte lentă a acestui „volum” de materie de asteroizi, iar după al 1000-lea asteroid, creșterea „volumului” lor total sa oprit aproape complet (Fig. 4). Asteroizii nedescoperiți sunt probabil atât de mici încât, în ciuda numărului lor mare, ei nu vor putea crește semnificativ acest „volum” și, conform estimărilor, particulele mici și boabele de praf sunt cu greu suficiente pentru a umple golurile dintre asteroizii aflați în apropiere în 500. km cub.

Se poate presupune că volumul total de materie de asteroizi în spațiul interplanetar este de aproximativ 10 23 cm. Dar asteroizii sunt distribuiți pe un volum uriaș de spațiu interplanetar, astfel încât există mulți kilometri cubi de spațiu pe corp. Prin urmare, probabilitatea unei coliziuni a unei nave spațiale care zboară prin centura de asteroizi (de exemplu, în drum spre Jupiter) cu unele chiar și cu un asteroid mic este neglijabilă.

Dacă luăm valoarea de 3,5 g/cm 3 (vezi mai sus) ca densitate medie a materiei asteroizilor, atunci obținem că masa totală a tuturor asteroizilor este de aproximativ 3,5 10 23 g - un număr care este uriaș conform ideilor noastre pământești. , dar neglijabil după scara astronomică. (Pentru a „orbi” toți asteroizii – cunoscuți și necunoscuți – ar fi necesar să se rupe un strat de „doar” 500 m grosime de la suprafața Pământului!)

Recent, I. Schubart a determinat masa materiei asteroizilor din perturbațiile totale pe care cei mai mari asteroizi le experimentează atunci când se deplasează înconjurați de numeroșii lor omologi. A primit valoarea 3 10 23 g, ceea ce este în excelent acord cu estimarea obținută mai devreme.

De asemenea, s-au încercat să se determine efectul câmpului gravitațional al centurii de asteroizi asupra mișcării lui Marte. Cu toate acestea, Marte s-a dovedit a fi prea masiv pentru asteroizi, iar acest efect nu a putut fi detectat, ceea ce confirmă, de asemenea, nesemnificația masei totale a asteroizilor. Adevărat, se presupune că în apropierea orbitei lui Jupiter se mișcă corpuri masive necunoscute nouă. Dar este puțin probabil să fie prea mulți dintre ei și este puțin probabil ca acestea să crească semnificativ estimarea masei totale a materialului de asteroizi.

La ce duc dimensiunile mici? Conform legii gravitației universale, fiecare asteroid atrage alte corpuri. Dar cât de slabă este această atracție! Pe un asteroid destul de mare (cu diametrul de 200 km), forța gravitațională la suprafață este de 100 de ori mai mică decât pe Pământ, astfel încât o persoană, odată pe el, ar cântări mai puțin de 1 kg și cu greu și-ar simți greutatea. . După ce a sărit pe un asteroid de la înălțimea unei clădiri de 10 etaje, acesta ar fi coborât la suprafață aproape un sfert de minut, atingând o viteză de numai aproximativ 1,5 m/s în momentul „aterizării”. În general, a rămâne pe asteroizi nu este foarte diferit de a rămâne în condiții de imponderabilitate completă.

Prima viteză cosmică pe ele este destul de mică: pe Ceres - aproximativ 500 m / s, iar pe un asteroid de mărimea unui kilometru - doar aproximativ 1 m / s. A doua viteză cosmică este de 1,4 ori mai mare, astfel încât, deplasându-se cu viteza unei mașini (aproximativ 100 km/h), ar fi posibil să zboare pentru totdeauna de pe un asteroid cu un diametru chiar și de 5 km. Este atunci surprinzător că nu există atmosferă pe asteroizi? Chiar dacă unele gaze s-ar fi eliberat din adâncurile asteroizilor, forțele gravitaționale nu le-ar putea reține moleculele și ar fi trebuit să fie dispersate pentru totdeauna în spațiul interplanetar.

În 1973, absența atmosferelor pe asteroizi a fost confirmată prin măsurători ale spectrelor asteroizilor din domeniul infraroșu. Spectrele obținute de astrofizicianul american O. Gansen pentru mai mulți asteroizi mari din regiunea lungimii de undă de aproximativ 12 μm au indicat doar că asteroizii erau ușor încălziți.

Cu toate acestea, în spectrul radiației infraroșii al lui Ceres a existat o caracteristică: aproximativ o lungime de undă de 12 microni, într-o bandă îngustă, un „salt” de radiație aproape a fost dublat. Astfel de „benzi” spectrale de radiații sunt caracteristice gazelor și, prin urmare, sunt observate pe acele planete și sateliții lor care sunt înconjurate de o atmosferă. Dar Ceres este prea mic pentru a menține o atmosferă!

Pentru a explica acest paradox, Hansen a formulat o ipoteză tentantă: pe Ceres are loc o evaporare continuă a substanțelor volatile, care ar trebui să fie (!) În compoziția substanței suprafeței sale. Trebuie spus că dintre diversele estimări ale masei și diametrului lui Ceres, se poate alege o pereche de valori ale acestor cantități care vor duce la o estimare scăzută a densității medii a materiei sale (aproximativ 1 g/cm). 3), în concordanță cu ipoteza că Ceres este compus în mare parte din gheață. Cu toate acestea, această presupunere i s-a părut atât de incredibilă chiar și lui Hansen însuși, încât pur și simplu s-a îndoit de calculele sale, considerând că este necesar să obțină noi estimări mai precise ale masei și volumului lui Ceres înainte de a face o concluzie finală. În plus, presupunerea lui Hansen a fost contrazisă de rezultatele observațiilor polarimetrice ale lui Ceres, conform cărora acest asteroid, deși este un obiect foarte întunecat, nu poate avea structuri prea libere la suprafață, care ar fi trebuit să se formeze în timpul evaporării gheții. Astfel, benzile spectrale infraroșii ale lui Ceres sunt încă un mister.

Datorită dimensiunilor lor mici, asteroizii au o formă foarte unghiulară. Forța nesemnificativă a gravitației asupra asteroizilor nu este capabilă să le dea forma unei mingi, care este caracteristică planetelor și sateliților lor mari. În acest din urmă caz, o forță uriașă a gravitației zdrobește blocurile individuale, lovindu-le. Pe Pământ, munții înalți la tălpile lor, parcă, se răspândesc. Rezistența pietrei se dovedește a fi insuficientă pentru a rezista la sarcini de multe tone la 1 cm 2, iar piatra de la poalele muntelui, fără zdrobire, fără despicare, este comprimată din toate părțile, ca și cum „curge”, doar foarte incet.

Pe asteroizii cu un diametru de până la 200-300 km, din cauza „greutății” mici a pietrei, fenomenul unei astfel de „fluidități” este complet absent, iar pe cei mai mari asteroizi are loc prea lent și chiar și atunci numai în adâncurile lor. Pe suprafața asteroizilor, munții uriași și depresiunile rămân neschimbate, cu dimensiuni mult mai mari decât pe Pământ și pe alte planete (abaterile medii în orice direcție de la nivelul suprafeței sunt de aproximativ 10 km sau mai mult), ceea ce se manifestă în rezultatele observațiilor radar. de asteroizi (Fig. 5).

Forma neregulată a asteroizilor este confirmată și de faptul că luminozitatea lor scade neobișnuit de rapid odată cu creșterea unghiului de fază (vezi nota de subsol de la p. 11). Asemenea modificări ale luminozității Lunii ne sunt binecunoscute: este foarte strălucitoare la luna plină, apoi strălucește din ce în ce mai slab, până când dispare complet la luna nouă. Dar pentru Lună, aceste schimbări au loc mult mai lent decât pentru asteroizi și, prin urmare, ele pot fi explicate pe deplin doar printr-o scădere a fracției de suprafață iluminată de Soare vizibilă de pe Pământ (umbrele din munții și depresiunile lunari au un efect redus. asupra strălucirii generale a Lunii). Situația este diferită în cazul asteroizilor. Astfel de schimbări rapide ale luminozității lor nu pot fi explicate printr-o simplă modificare a suprafeței unui asteroid iluminat de Soare. Și principalul motiv (în special pentru asteroizii mici) al acestei schimbări a luminozității constă în forma neregulată a asteroizilor, datorită căreia unele părți ale suprafeței lor iluminate sunt protejate de razele soarelui de către altele.

Forma neregulată a asteroizilor a fost observată și direct printr-un telescop. Acest lucru s-a întâmplat pentru prima dată în 1931, când micul asteroid Eros, deplasându-se pe o orbită foarte exotică, despre care vom vorbi mai târziu, s-a apropiat de Pământ la o distanță neobișnuit de mică (doar 28 de milioane de km). Apoi, printr-un telescop, au văzut că acest asteroid arată ca o „halteră” sau o stea dublă nerezolvată, cu o distanță unghiulară între componente de aproximativ 0,18”; s-a văzut chiar că se învârtea „gantera”!

În ianuarie 1975, Eros s-a apropiat și mai mult de Pământ - la o distanță de 26 de milioane de km. El a fost observat pe un segment mare al orbitei, iar acest lucru a făcut posibil să-l vedem literalmente pe Eros din diferite părți. O analiză atentă a rezultatelor numeroaselor observații ale lui Eros, efectuate la diferite observatoare din întreaga lume, a condus la o descoperire foarte interesantă.

Erosul în timpul observațiilor și-a schimbat foarte mult strălucirea - cu 1,5 m(adică de aproape patru ori) cu o perioadă de 2 ore și puțin (Fig. 6). S-a presupus că aceste modificări de luminozitate se datorează unei modificări a secțiunii transversale a Erosului „în formă de gantere” care se rotește în jurul axei sale, vizibil de pe Pământ, și că secțiunile sale transversale maxime și minime diferă exact cu un factor de 4. În acest caz, luminozitatea minimă a asteroidului ar fi trebuit să fie observată în momentul în care Eros se află în fața noastră cu capătul ascuțit. Totuși, totul s-a dovedit a fi mult mai complicat. În primul rând, contrar așteptărilor, maximele și minimele succesive de luminozitate au avut forme și amplitudini diferite. Analiza rezultatelor observațiilor, efectuată folosind modelarea de laborator a formei lui Eros, a arătat că jocul de lumini și umbre pe suprafața neuniformă a asteroidului ar trebui să aibă o mare influență asupra luminozității lui Eros. Drept urmare, luminozitatea minimă a lui Eros a fost observată chiar atunci când asteroidul era în fața noastră cu secțiunea transversală aproape maximă! În plus, perioada de revoluție a lui Eros s-a dovedit a fi egală cu două perioade de fluctuație a luminozității - 5 h 16 min. După cum sa dovedit, acest asteroid este un corp alungit cu un raport lungime/grosime de aproximativ 1:2,5. El. se rotește în jurul unei axe scurte în sens invers acelor de ceasornic și în așa fel încât axa se află aproape în planul orbitei sale (Eros călătorește în jurul sistemului solar ca și cum ar fi întins pe „partea sa”).

Fluctuațiile de luminozitate cauzate de același motiv (rotația în jurul propriilor axe ale corpurilor de formă neregulată) au fost observate la mulți asteroizi. Și ceea ce este cel mai interesant, toate se rotesc în aceeași direcție - în sens invers acelor de ceasornic. Acest lucru a fost stabilit abia în ultimii ani cu ajutorul unor tehnici sensibile de observare electron-optică.

Pământul și asteroizii se mișcă în spațiu pe orbite diferite în jurul Soarelui și cu viteze diferite. Și deși orbitează într-o singură direcție, ni se pare că de la Pământ asteroizii se mișcă pe cer printre stele fie înainte (de la dreapta la stânga când depășesc Pământul), apoi înapoi (de la stânga la dreapta când Pământul îi depășește). ). Acest model diferit de mișcare al asteroizilor afectează și schimbarea luminozității lor: atunci când asteroizii se deplasează pe cer de la stânga la dreapta (Pământul îi depășește), perioada de schimbare a luminozității este puțin mai scurtă.

Este interesant că perioada de modificări ale luminozității asteroizilor este destul de scurtă și aproape aceeași - cu un interval de valori de la 2-3 la 10-15 ore.Ce i-a făcut să se rotească atât de repede? La un moment dat, a fost înaintată o ipoteză că asteroizii nu foarte mari de formă neregulată pot dobândi rotație sub influența fluxurilor „vântului solar” (particule ejectate de Soare), „suflând” de miliarde de ani. Oricât de slab ar fi acest „vânt”, trebuie totuși să transmită asteroizilor un impuls de impuls, care, datorită formei neregulate a asteroidului, este distribuit inegal peste asteroid din diferite părți ale centrului său de greutate. Ca urmare, apare o forță diferită de zero, rezultanta forțelor de presiune exercitate de „vântul solar” pe fiecare 1 cm 2 din suprafața asteroidului, iar asteroidul începe să se rotească (foarte încet la început, apoi mai rapid și Mai repede).

Calculele arată că unii asteroizi (de formă foarte neregulată) pot fi învârtiți de „vântul solar” atât de mult încât pot fi chiar sfâșiați de forțele centrifuge de rotație. Cu toate acestea, această explicație nu este potrivită pentru asteroizii mai mari și trebuie să presupunem că aceștia au dobândit rotație în timpul perioadei de formare.

Dar poate că fluctuațiile de luminozitate se datorează nu unei forme neregulate, ci „punctării” asteroizilor (dacă diferite părți ale suprafeței asteroizilor sunt compuse din substanțe diferite)? Desigur, „observarea” asteroizilor este posibilă, iar pe suprafețele lor pot exista probabil zone luminoase și mai întunecate (din diferite substanțe). Cu toate acestea, simpla presupunere a „observării” nu este suficientă și, așa cum s-a arătat, natura rotației asteroizilor nu poate fi explicată doar cu ajutorul „depistarii”.

Chiar și la unul dintre cei mai mari asteroizi - Vesta, schimbările de luminozitate nu sunt asociate cu „pătarea”, ci cu forma sa neregulată. În 1971, observațiile lui Vesta folosind convertoare electron-optice au arătat că maximele și minimele ulterioare ale luminozității acestui asteroid diferă ușor în mărime, iar rotația lui Vesta are loc cu o perioadă - de două ori mai lungă decât se credea anterior - 10 ore și 41 de minute. Astrofizicianul american R. Taylor, după ce a studiat trăsăturile curbelor de lumină ale acestui asteroid, a propus următorul model: Vesta este un sferoid triaxial, unul dintre diametrele căruia este cu 15% mai lung decât celelalte două. Chiar la polul său sudic, de-a lungul laturii lungi, se întinde o regiune aplatizată care nu se întinde mai departe de 45 de grade latitudine și nu este vizibilă din emisfera nordică a Vestei. Această zonă, crede Taylor, ar putea fi un crater de impact uriaș (aproape 400 km în diametru!).

Din ce sunt alcătuiți asteroizii? S-a observat mult timp că lumina asteroizilor are o nuanță gălbuie, asemănătoare cu lumina Lunii și a lui Mercur.

Deoarece asteroizii strălucesc prin reflectarea luminii solare, culoarea lor se datorează, în parte, proprietăților reflectorizante ale suprafeței asteroidului în sine. Prin urmare, a apărut ideea de a determina din ce substanțe este compus, comparând culoarea asteroizilor cu culoarea obiectelor terestre și a meteoriților. Unul dintre primele astfel de studii din țara noastră a fost realizat în anii 1930 de către cercetătorul sovietic al meteoriților E. L. Krinov. El a descoperit că mulți meteoriți au o culoare asemănătoare cu culoarea anumitor asteroizi. Un mare progres în studiul proprietăților asteroizilor s-a făcut la sfârșitul anilor 1960, când un grup de oameni de știință americani s-au apucat de studii polarimetrice. Comparând polarizarea luminii reflectate de diverse substanțe terestre, sol lunar și meteoriți, ei au descoperit că există o anumită relație între reflectivitatea (albedo) materialelor și natura polarizării luminii reflectate de aceste materiale.

Parțial polarizată era și lumina care venea la noi de la asteroizi. Analiza sa a permis oamenilor de știință să tragă concluzii importante despre natura suprafeței asteroidului (Fig. 7).

O serie mare de observații polarimetrice ale asteroizilor a fost organizată în SUA de T. Gerels. S-a dovedit că, în funcție de natura suprafeței, asteroizii se împart în mai multe grupuri (Fig. 8). Cel mai numeros grup cu proprietăți foarte asemănătoare s-a dovedit a fi asteroizii, a căror polarizare a luminii este similară cu polarizarea luminii reflectate de substanțele pietroase terestre de culoare deschisă, constând în principal din diverși silicați. Juno a căzut în acest grup de asteroizi.

Celălalt grup s-a dovedit a fi compus din asteroizi cu o suprafață întunecată, slab reflectantă. Substanța lor este similară cu sticlele bazaltice întunecate sau cu brecii (roci clastice) ale mostrelor de sol lunar, precum și cu o varietate întunecată de meteoriți și cu substanța de pe suprafața lunii Phobos de pe Marte. Printre acești asteroizi întunecați s-a numărat și Ceres.

Există puțini asteroizi cu caracteristici de suprafață intermediare. Există, de asemenea, puțini asteroizi cu caracteristici extreme (de exemplu, mai întunecați și mai deschisi).

Metoda polarimetrică a făcut posibilă determinarea dimensiunilor exacte ale asteroizilor, deoarece a ținut cont de reflectivitatea lor adevărată (și nu medie) (albedo). În primul rând, au fost specificate dimensiunile primilor patru asteroizi. S-a dovedit că diametrul lui Ceres depășește puțin 1000 km, diametrul lui Pallas este de aproximativ 600 km, Juno este de 240 km și Vesta este de 525 km. Când au fost recalculate și dimensiunile altor asteroizi studiați prin metoda polarimetrică, s-a dovedit că nu numai aceștia, ci cel puțin încă șase asteroizi, care s-au dovedit a fi chiar mai mari decât Juno, pot pretinde dreptul de a fi numiți cei mai mari. Toate au reflectivitate scăzută și, în ciuda dimensiunilor lor mari, oferă puțină lumină. Prin urmare, atunci când diametrele asteroizilor au fost estimate din luminozitatea lor aparentă, dimensiunile acestor șase s-au dovedit a fi mult subestimate. De fapt, diametrul lui Hygiea (al 10-lea asteroid) este de 400, Interamnia (al 704-lea) este de 340, Davids (al 511-lea) este de 290, Psyche (al 16-lea) este de 250 km, iar Bambergi (al 324-lea) și Fortuny (al 19-lea) - 240 km ( la fel ca Juno).

Averea este cel mai întunecat obiect din sistemul solar. În ceea ce privește cantitatea de lumină reflectată, chiar și cărbunele negru zdrobit poate concura cu Fortuna.

Cele mai strălucitoare obiecte atât dintre asteroizi, cât și dintre toate corpurile sistemului solar în general au fost Angelina (al 64-lea asteroid), reflectând aproape jumătate din lumină, și Lisa (al 44-lea), ușor inferioară Angelinei. Puțin mai întunecat decât Vesta, a cărei reflectivitate este de aproximativ 1,5-2 ori mai slabă decât cea a Angelinei. Datorită reflexivității mari a Vestei, fiind la aceeași distanță de Ceres, pare să fie cu 20% mai strălucitoare decât aceasta (în aceleași condiții de iluminare și observare), iar Pallas este de două ori mai luminos.

Rezultatele polarimetrice ale determinării albedo-ului adevărat și, în consecință, a dimensiunilor mai corecte ale asteroizilor, sunt confirmate și de o altă metodă, apărută și în ultimii ani. Aceasta este o metodă radiometrică care a fost dezvoltată și aplicată pentru prima dată asteroizilor de către oamenii de știință americani D. Allen și D. Matson în 1970. Se bazează pe măsurarea radiației termice (infraroșii) a unui asteroid (de obicei în intervalul de lungimi de undă 10-20). microni). Asteroizii mari întunecați și cei mici luminoși, datorită reflectivității diferite, pot avea aceeași magnitudine în regiunea vizibilă a luminii. În ceea ce privește luminozitatea lor în domeniul infraroșu, aceasta este mai mare pentru corpurile mari (datorită dimensiunii mari a suprafeței radiante și datorită temperaturii mai ridicate a corpurilor întunecate, care absorb mai bine radiația solară). Raportul dintre valorile luminozității unui asteroid în intervalele vizibil și infraroșu caracterizează doar reflectivitatea acestuia (precum și dimensiunea).

Observațiile polarimetrice au arătat, de asemenea, că polarizarea luminii de la asteroizi este mult mai mare decât cea care ar putea apărea dintr-o singură reflectare a luminii de pe suprafața lor. Cu ajutorul experimentelor desfășurate în laboratoarele de pe Pământ, s-a dezvăluit că același grad de polarizare a luminii ca cel al asteroizilor se obține atunci când este reflectat de pe o suprafață acoperită cu praf și fragmente de pietre de diferite dimensiuni.

Chiar în perioada studiului, a devenit clar că o astfel de suprafață „prafuită” în vidul spațiului s-ar comporta cu totul diferit. Această concluzie a fost făcută pe baza unei analize a proprietăților solului lunar. Din motive care nu sunt încă în totalitate clare, praful de pe Lună se comportă diferit decât praful de pe Pământ: din el se formează structuri neobișnuit de libere, în interiorul cărora un fascicul de lumină „se repezi în jur” ca într-un labirint, experimentând reflexii multiple, iar gradul de polarizare a acesteia devine foarte mare, mult mai mare, decât gradul de polarizare a luminii reflectate de praful terestru sau de asteroizi.

Studiile ulterioare au arătat că suprafața asteroizilor, judecând după polarizare, trebuie să fie compusă din pietre relativ mari acoperite cu un strat foarte subțire de praf. După cum vom vedea mai târziu, acest lucru este în concordanță cu conceptul de natură a suprafeței asteroizilor, obținut pe baza unor metode de cercetare complet diferite.

Din 1970, Statele Unite au început să efectueze observații spectrale ale asteroizilor, care au acoperit atât partea vizibilă a spectrului, cât și domeniul infraroșu adiacent. Au fost obținute și analizate spectrele de radiații a zeci de asteroizi (Fig. 9). Rezultatele, ca și în cazul altor metode descrise mai sus, au fost comparate cu rezultatele studiilor de laborator ale rocilor terestre, ale materiei lunare și meteoritice, precum și ale diferitelor minerale pure. Astrofizicianul american C. Chapman a făcut o treabă deosebit de grozavă în interpretarea datelor obținute.

În prezent, din diferitele trăsături ale spectrelor, în special, din benzile de absorbție caracteristice anumitor minerale și amestecurile acestora, precum și din gradul de absorbție a luminii în cadrul acestor benzi spectrale, a fost posibil să se determine pentru mulți asteroizi natura a mineralelor care alcătuiesc substanța suprafeței lor și, de exemplu, procentul din conținutul de fier. Se pare că majoritatea asteroizilor sunt compuși din silicați de fier-magnezie, ca majoritatea meteoriților (deși doar câțiva asteroizi au aceeași compoziție a acestor silicați).

Spre surprinderea cercetătorilor, s-a constatat că unii asteroizi reflectă lumina și o polarizează în același mod ca și metalele. Astfel, de exemplu, sunt asteroizii Psyche (al 16-lea asteroid), Lutetia (al 21-lea) și Julia (al 89-lea). Existența asteroizilor „metalici” este evidențiată și de meteoriții de fier căzuți pe Pământ. Ele constau dintr-o „soluție” de nichel în fier cu impurități mici din alte substanțe. Așa a fost, de exemplu, binecunoscutul meteorit Sikhote-Alin, care a căzut la 12 februarie 1947 în taiga Ussuri din Primorsky Krai. Un bloc metalic cu o greutate de aproximativ 100 de tone a zburat în atmosfera Pământului cu o viteză de aproximativ 15 km/s și, împrăștiindu-se în atmosferă datorită rezistenței sale uriașe, a presărat cu fragmente de fier pe câțiva kilometri pătrați de suprafața pământului.

Acest lucru arată că în trecut asteroizii erau încălziți la temperaturi ridicate, ceea ce a dus la formarea de miezuri metalice, dintre care unele sunt acum expuse și parțial fragmentate. Adevărat, trebuie menționat că sursa de căldură necesară pentru o astfel de topire nu este complet clară. Calculele arată că căldura scapă foarte repede în spațiul cosmic din corpurile mici. Prin urmare, o astfel de sursă trebuie să fie foarte puternică. Poate că dezintegrarea elementelor radioactive a jucat un rol aici. Cu toate acestea, elemente precum uraniul, toriul și izotopul radioactiv al potasiului, care aparent au asigurat încălzirea și retopirea materiei marilor planete (Mercur, Venus, Pământ și Marte), precum și Luna, se descompun prea lent și nu pot. ridică temperatura asteroizilor mici. Prin urmare, în acest caz, este necesar un izotop radioactiv cu un timp de înjumătățire suficient de scurt și, în plus, trebuie să existe o cantitate suficient de mare din acesta (pentru a asigura o eliberare mare de căldură pe unitatea de timp). Un astfel de izotop, conform oamenilor de știință, poate fi un izotop radioactiv al aluminiului 26 A1. Conform calculelor, însă, se dovedește că acest izotop a fost relativ mic în timpul formării asteroizilor.

O altă astfel de sursă de încălzire a asteroizilor poate fi Soarele (desigur, nu cu ajutorul razelor solare, ci, de exemplu, sub influența câmpurilor electromagnetice variabile create în spațiul interplanetar de „vântul solar”). Soarele modern, evident, nu dă o astfel de încălzire. Dar în trecut, în stadiul inițial al existenței sale, se crede că Soarele a fost mult mai fierbinte decât este acum, iar încălzirea asteroizilor ar putea fi foarte puternică.

Dacă trasăm dependența numărului de asteroizi de dimensiunea lor, atunci se dovedește că numărul de asteroizi scade rapid odată cu creșterea dimensiunii lor (ceea ce este în general de înțeles), dar în intervalul dimensiunilor lor de 50-100 km. , această dependență descoperită își schimbă caracterul (vezi mai jos). ). Din anumite motive, numărul de asteroizi de această dimensiune este mai mare decât ar trebui să fie dacă folosim caracteristica de dependență a asteroizilor mai mici. Încercând să explice acest lucru, K. Chapman a sugerat că asteroizii mari au suferit o topire completă sau parțială în trecut, după care în interiorul lor s-au format miezuri de fier-nichel, iar silicații „apărați la suprafață” au format o coajă. Dacă asteroizii s-au ciocnit și s-au zdrobit, atunci o astfel de coajă ar trebui să se prăbușească cu ușurință. Când un miez de metal puternic a fost expus, zdrobindu-se și, în consecință, reducerea dimensiunii a încetinit, ceea ce a dus la efectul descoperit.

temperatura asteroizilor. Indiferent cât de fierbinți erau asteroizii în trecutul îndepărtat, ei s-au răcit de mult. Acum sunt blocuri reci, fără viață, care zboară în spațiul interplanetar, iar razele soarelui nu sunt capabile să le încălzească.

Nu este greu de calculat aproximativ temperatura medie a unui asteroid. Să comparăm fluxurile de căldură care cad pe asteroid și pe Pământ. Luând Soarele ca sursă punctuală, constatăm că fluxurile de căldură sunt invers proporționale cu pătratele distanțelor Pământului și asteroidului față de Soare. Pământul încălzit și asteroidul radiază energie termică în spațiu. Prin urmare, temperatura fiecărui corp este setată astfel încât cantitatea de căldură pierdută pentru radiație să fie egală cu cantitatea de căldură primită de corp de la Soare. În plus, folosind legea Stefan-Boltzmann, se poate obține următoarea relație: T 4 a /T 4 3 = A 2 3 / A 2 a , Unde T este temperatura absolută, exprimată în grade Kelvin și A - distanta medie (axa majora a orbitei) a corpului considerat in unitati astronomice.

Temperatura medie a Pământului este cunoscută. Este 288 K (15°C). Înlocuindu-l în raportul rezultat și extragând a patra rădăcină a ambelor părți ale ecuației, după mici transformări obținem: T a (K) \u003d 288 rădăcină a a.

La Ceres, de exemplu, temperatura (calculată, însă, după o formulă mai precisă) este de 165 K (adică - 108 ° C). Aproximativ la această temperatură și la presiunea atmosferică normală, amoniacul, alcoolul și eterul îngheață pe Pământ.

Ceres a fost adăugat recent pe lista obiectelor din sistemul solar care pot fi studiate cu radiotelescoape. Folosind un radio interferometru mare de la Observatorul de radioastronomie Green Bank (SUA), F. Briggs a determinat radiația termică de la Ceres la o lungime de undă de 3,7 cm.Ceres s-a dovedit a fi o sursă radio foarte slabă cu un flux de 0,0024 Jy. Presupunând că diametrul lui Ceres este de 1025 km, Briggs a determinat temperatura absolută a lui Ceres prin luminozitatea radio, care s-a dovedit a fi de 160 ± 55 K, ceea ce este în concordanță cu estimarea de mai sus. Acest lucru confirmă faptul că emisia radio de la Ceres este de origine termică.

Vesta, care, spre deosebire de Ceres, este compus dintr-o substanță ușoară, care reflectă bine, are o temperatură la suprafață mai scăzută și are doar 133 K, deoarece acest asteroid folosește o parte mai mică din energia solară care ajunge la suprafața sa pentru a se încălzi. Pe asteroizii care se deplasează mai departe de Soare, este și mai frig. Doar la câțiva asteroizi care se deplasează pe orbite neobișnuite, care se pot apropia de Soare, pătrunzând chiar și în interiorul orbitei lui Mercur, suprafața se încălzește până la câteva sute de grade Kelvin și, fiind incandescentă, chiar începe să strălucească slab. Totuși, acest lucru nu durează mult, deoarece asteroizii, urmându-și orbitele, se îndepărtează din nou de Soare, răcindu-se rapid.

Formarea craterului. De miliarde de ani, asteroizii se învârt în jurul Soarelui și se ciocnesc între ei, apoi cu fragmentele rezultate. Vitezele de coliziune în centura de asteroizi sunt mari - aproximativ 5 km/s în medie și, prin urmare, fenomenele care apar în timpul acestor ciocniri sunt grandioase. La această viteză, fiecare gram de materie asteroidală poartă o energie cinetică de ordinul a 10 11 erg (aproximativ 12 kJ, sau 3 kcal). Atunci când chiar și un asteroid mic „zdrobește” suprafața omologul său mare, toată această energie este eliberată instantaneu și „are loc o explozie uriașă. Straturile de asteroizi care intră în contact în momentul coliziunii sunt supuse unei compresii atât de puternice încât se transformă parțial în gaz, parțial se topesc. De la locul impactului, undele de șoc de compresie și rarefacție diverg în toate direcțiile, care apasă, se sfărâmă și scutură substanța. O fântână uriașă de fragmente și praf se ridică deasupra asteroidului. Pe suprafața sa rămâne un crater, iar sub crater există o zonă extinsă de roci zdrobite.

Studiul craterelor de meteoriți de pe Pământ, experimentele explozive și de impact (în special, „bombardarea” țintelor din diferite materiale cu bile de viteză ultra-mare), efectuate în URSS și în străinătate, ne permit să tragem o serie de concluzii despre procesele din timpul craterării pe asteroizi. Când, în special, un asteroid lovește o suprafață compusă din blocuri monolitice mari de materie stâncoasă (de exemplu, o suprafață proaspătă fracturată formată ca urmare a strivirii în timpul unui impact puternic), viteza fragmentelor zburătoare ar trebui să fie de sute de metri pe fiecare. al doilea. Dacă căderea are loc pe suprafața unui asteroid compus din materie fragmentată de numeroase întâlniri anterioare cu alți asteroizi, fragmentele ar trebui să se împrăștie la viteze mult mai mici (zeci de metri pe secundă).

Estimările de mai sus sunt doar viteze medii. Printre fragmente există întotdeauna unele mai rapide, care zboară cu viteze care depășesc chiar viteza asteroidului căzut, și altele mai lente.

Deși masele de „asteroizi sunt mici, ei sunt totuși capabili să țină o parte din fragmentele care zboară separat cu viteze mai mici decât viteza cosmică a doua, care este de aproximativ 600 m/s pe Ceres și mai mult de 100 m/s pe Juno. . Chiar și bebelușii cu un diametru de 10 km pot ține fragmente cu o viteză de până la 6 m/s.

Astrofizicianul american D. Gault, analizând datele experimentale privind distribuția vitezelor fragmentelor zburătoare, a ajuns la concluzia că pentru un asteroid cu diametrul de 200 km, aproximativ 85% din fragmentele împușcate deasupra acestuia nu sunt capabile să depășește atracția asteroidului și cădea din nou la suprafața acestuia. Asteroizii cu o lungime de 100 km dețin aproximativ jumătate din fragmentele lor. Adevărat, fragmentele ejectate din crater pot zbura departe de crater pe distanțe lungi (zburând spre partea din spate a asteroidului) sau chiar pot începe să se miște pe orbite apropiate de asteroid. Astfel, apariția unui crater pe un asteroid ar trebui să fie însoțită de crearea unui nor pe termen scurt de pietre și praf peste întregul asteroid - „atmosfera” sa stâncoasă. După ceva timp, fragmentele și praful se așează într-un strat subțire pe suprafața asteroidului.

Trebuie remarcat faptul că substanța asteroidului care se ciocnește cu Ceres va fi prezentă în acest „strat-” sub forma unei impurități complet imperceptibile, deoarece volumul substanței ejectate din crater este de sute și mii de ori mai mare decât volumul asteroidului „căzut”.

Până acum, nu avem o singură fotografie a unui asteroid făcută la o distanță mică de suprafața sa folosind vreo navă spațială. Dar poate aspectul asteroizilor să difere semnificativ de sateliții lui Marte - Phobos și Deimos? O serie de fotografii realizate de la navele spațiale trimise pe Marte au arătat că chiar și aceste corpuri minuscule (cu dimensiunea de aproximativ 15 și 6 km), care se învârteau în jurul lui Marte, departe de părțile cele mai dens populate ale centurii de asteroizi, au fost bombardate de fragmente de asteroizi și toate sunt complet craterizate, mari și mici, cu diametre de la câțiva kilometri la câteva zeci de metri. Probabil că există și așa mici pe ele, care nu au putut fi văzute în fotografiile primite. Asteroizii care zboară cel puțin pentru o perioadă scurtă de timp în părțile dense ale centurii de asteroizi pot diferi de Phobos și Deimos doar prin faptul că vor fi presărați cu și mai multe cratere.

La zdrobirea asteroizilor în ciocniri, se formează „nori” întregi de praf împreună cu fragmente mari și mici. Prin urmare, s-a presupus adesea că centura de asteroizi a fost literalmente saturată cu ea. Cu toate acestea, după cum sa dovedit, nu există mai mult praf în centura de asteroizi decât în ​​regiunile interioare ale sistemului solar, ci chiar mai puțin. Astfel, centura de asteroizi trebuie curățată continuu de praf. Se întâmplă așa.

Sub acțiunea presiunii ușoare a razelor solare, cel mai mic praf de asteroizi (granule de praf de câțiva micrometri) ar trebui să părăsească Sistemul Solar de-a lungul orbitelor hiperbolice, în timp ce particulele mai mari încetinesc încet și se deplasează pe orbite tot mai mici în raport cu Soarele. . Mulți dintre ei se stabilesc pe Marte, Pământ, Venus și Mercur pe parcurs, restul „mor” pe Soare. Componenta asteroidului în praful interplanetar este de aproximativ 2% (2 10 13 t).

> Asteroizi

Totul despre asteroizi pentru copii: descriere și explicație cu fotografii, fapte interesante despre un asteroid și meteoriți, centură de asteroizi, cădere pe Pământ, tipuri și nume.

Pentru cei mici este important să ne amintim că un asteroid este un obiect stâncos mic, lipsit de aer, care orbitează în jurul unei stele și nu este suficient de mare pentru a fi calificat drept planetă. Părinţi sau profesori la scoala Mai explica copiilor că masa totală a asteroizilor este inferioară celei a pământului. Dar să nu credeți că dimensiunea lor nu este o amenințare. În trecut, mulți dintre ei s-au prăbușit pe planeta noastră și acest lucru se poate întâmpla din nou. De aceea, cercetătorii studiază în mod constant aceste obiecte, calculând compoziția și traiectoria. Și dacă o piatră spațială periculoasă se năpustește asupra noastră, atunci este mai bine să ne pregătim.

Formarea asteroizilor - explicație pentru copii

A incepe explicatie pentru copii Este posibil din faptul că asteroizii sunt materialul rezidual după formarea sistemului nostru acum 4,6 miliarde de ani. Când s-a format, pur și simplu nu a permis altor planete să apară în decalajul dintre ele și. Din această cauză, obiectele mici s-au ciocnit acolo și s-au transformat în asteroizi.

Este important sa copii au înțeles acest proces, pentru că în fiecare zi oamenii de știință se cufundă mai adânc în trecut. Două teorii au circulat în ultima vreme: modelul Nice și Grand Tack. Ei cred că, înainte de a se instala pe orbitele lor obișnuite, giganții gazoși au călătorit prin sistem. Această mișcare ar fi putut scoate asteroizii din centura principală, schimbându-i aspectul inițial.

Caracteristicile fizice ale asteroizilor - explicație pentru copii

Asteroizii variază în dimensiune. Unele pot fi la fel de mari ca Ceres (940 km lățime). Dacă luăm cel mai mic, atunci a fost 2015 TC25 (2 metri), zburând aproape de noi în octombrie 2015. Dar copii s-ar putea să nu vă faceți griji, deoarece în viitorul apropiat sunt puține șanse ca asteroizii să se îndrepte spre noi.

Aproape toți asteroizii s-au format într-o formă neregulată. Deși cele mai mari se pot apropia de sferă. Prezintă depresiuni și cratere. De exemplu, Vesta are un crater imens (460 km). Suprafața celor mai multe este plină de praf.

De asemenea, asteroizii ocolesc stele într-o elipsă, așa că fac caprici și viraj haotice în drumul lor. Pentru cei mici va fi interesant de auzit că unii au un satelit mic sau două luni. Există asteroizi binari sau dubli, precum și tripli. Au aproximativ aceeași dimensiune. Asteroizii pot evolua dacă sunt prinși de gravitația planetei. Apoi își măresc masa, intră pe orbită și se transformă în sateliți. Printre candidați: și (sateliți marțieni), precum și majoritatea sateliților din apropierea lui Jupiter și.

Ele diferă nu numai prin dimensiune, ci și prin formă. Sunt piese solide sau mici fragmente legate între ele prin gravitație. Între Uranus și Neptun există un asteroid cu propriul sistem de inele. Și încă unul este înzestrat cu șase cozi!

Temperatura medie ajunge la -73°C. De miliarde de ani, ele au existat aproape neschimbate, așa că este important să le explorezi pentru a arunca o privire asupra lumii primitive.

Clasificarea asteroizilor - explicație pentru copii

Obiectele sunt situate în trei zone ale sistemului nostru. Cea mai mare parte este grupată într-o regiune inelară gigantică între orbitele lui Marte și Jupiter. Aceasta este centura principală, cu peste 200 de asteroizi cu un diametru de 100 km, precum și de la 1,1-1,9 milioane cu un diametru de 1 km.

Părinţi sau la scoala ar trebui să explica copiilor că nu numai asteroizii sistemului solar trăiesc în centură. Anterior, Ceres a fost considerat un asteroid până când a fost transferat în clasa planetelor pitice. Mai mult decât atât, nu cu mult timp în urmă, oamenii de știință au identificat o nouă clasă - „asteroizii din centura principală”. Acestea sunt obiecte mici de piatră cu cozi. Coada apare atunci când se prăbușesc, se sparg sau în fața ta este o cometă ascunsă.

O mulțime de pietre sunt situate în afara centurii principale. Se adună în apropierea planetelor majore în anumite locuri (punctul Lagrange) unde gravitația solară și planetară sunt în echilibru. Majoritatea reprezentanților sunt troienii lui Jupiter (din punct de vedere al numerelor, ei aproape ajung la numărul centurii de asteroizi). Au și Neptun, Marte și Pământ.

Asteroizii din apropierea Pământului orbitează mai aproape de noi decât . Cupidonii se apropie pe orbită, dar nu se intersectează cu pământul. Apolo se intersectează cu orbita noastră, dar de cele mai multe ori sunt situate în depărtare. Atonii traversează și ei orbita, dar se află în interiorul ei. Atyrs sunt cei mai apropiați. Potrivit Agenției Spațiale Europene, suntem înconjurați de 10.000 de obiecte cunoscute apropiate de Pământ.

Pe lângă împărțirea în orbite, ele vin și în trei clase în compoziție. Tipul C (carbonos) este gri și ocupă 75% din asteroizii cunoscuți. Cel mai probabil, sunt formate din argilă și roci de silicat pietros și locuiesc în zonele exterioare ale centurii principale. Tipul S (silice) - verde și roșu, reprezintă 17% din obiecte. Creat din materiale silicate și nichel-fier și domină centura interioară. Tip M (metal) - roșu și alcătuiesc restul reprezentanților. Constă din nichel-fier. Cu siguranță, copii trebuie să știți că există mult mai multe soiuri bazate pe compoziție (tip V - Vesta, care are o crustă vulcanică bazaltică).

Atacul cu asteroizi - explicație pentru copii

Au trecut 4,5 miliarde de ani de la formarea planetei noastre, iar căderea asteroizilor pe Pământ a fost o întâmplare frecventă. Pentru a provoca daune grave Pământului, un asteroid ar trebui să aibă o lățime de ¼ de milă. Din această cauză, o astfel de cantitate de praf se va ridica în atmosferă care va forma condițiile unei „ierni nucleare”. În medie, impacturile puternice apar o dată la 1000 de ani.

Obiectele mai mici cad la intervale de 1000-10000 de ani și pot distruge un întreg oraș sau pot crea un tsunami. Dacă asteroidul nu atinge 25 de metri, cel mai probabil va arde în atmosferă.

Zeci de potențiali greviști periculoși călătoresc în spațiul cosmic, care sunt monitorizați în mod constant. Unii sunt destul de apropiați, în timp ce alții se gândesc să o facă în viitor. Pentru a avea timp să reacționeze, ar trebui să existe o marjă de 30-40 de ani. Deși acum tot mai mulți oameni vorbesc despre tehnologia de a trata astfel de obiecte. Dar există pericolul de a rata amenințarea și atunci pur și simplu nu va mai fi timp să reacționăm.

Important explica celor mici că o posibilă amenințare este plină de beneficii. La urma urmei, cândva, un impact de asteroizi a fost cel care a provocat apariția noastră. Când s-a format, planeta era uscată și sterilă. Căderea cometelor și asteroizilor au lăsat apă și alte molecule pe bază de carbon pe ea, ceea ce a permis formarea vieții. În timpul formării sistemului solar, obiectele s-au stabilizat și au permis formelor de viață moderne să capete un punct de sprijin.

Dacă un asteroid sau o parte a acestuia cade pe o planetă, atunci se numește meteorit.

Compoziția asteroizilor - explicație pentru copii

• Meteoriți de fier: fier (91%), nichel (8,5%) ), cobalt (0,6%).
• Meteoriți pietroși: oxigen (6%), fier (26%), siliciu (18%), magneziu (14%), aluminiu (1,5%), nichel (1,4%), calciu (1,3%).

Descoperirea și numele asteroizilor - explicație pentru copii

În 1801, un preot italian, Giuseppe Piazzi, crea o diagramă a stelelor. Din întâmplare, între Marte și Jupiter, a observat primul și marele asteroid Ceres. Deși astăzi este deja o planetă pitică, deoarece masa sa reprezintă ¼ din masa tuturor asteroizilor cunoscuți din centura principală sau din apropiere.

În prima jumătate a secolului al XIX-lea, au fost găsite o mulțime de astfel de obiecte, dar toate au fost clasificate drept planete. Abia în 1802 William Herschel a propus cuvântul „asteroid”, deși alții au continuat să se refere la ele ca „planete minore”. Până în 1851, au fost găsiți 15 asteroizi noi, așa că principiul denumirii a trebuit să fie schimbat prin adăugarea de numere. De exemplu, Ceres a devenit (1) Ceres.

Uniunea Astronomică Internațională nu este strictă în ceea ce privește denumirea asteroizilor, așa că acum puteți găsi obiecte care poartă numele lui Spock din Star Trek sau muzicianului rock Frank Happa. 7 asteroizi poartă numele echipajului navei spațiale Columbia care a murit în 2003.

De asemenea, li se adaugă numere - 99942 Apophis.

Explorarea asteroizilor - explicație pentru copii

Nava spațială Galileo a fotografiat asteroizi pentru prima dată în 1991. În 1994, a reușit să găsească și un satelit care orbitează în jurul unui asteroid. NASA a studiat de multă vreme obiectul Eros din apropierea Pământului. După multă deliberare, au decis să-i trimită un dispozitiv. NEAR a făcut o aterizare cu succes, devenind primul în acest sens.

Hayabusa a fost prima navă spațială care a aterizat și a decolat de pe un asteroid. A pornit în 2006 și s-a întors în iunie 2010, aducând mostre cu el. NASA a lansat misiunea Dawn în 2007 pentru a studia Vesta în 2011. Un an mai târziu, au părăsit asteroidul pentru Ceres și au ajuns la el în 2015. În septembrie 2016, NASA a trimis OSIRIS-REx să exploreze asteroidul Bennu.

În ianuarie 2017, NASA a selectat două proiecte, Lucy și Psyche, pentru programul Discovery. Ele sunt programate să fie lansate în octombrie 2021. Lucy va călători în centura de asteroizi și va studia 6 troieni. Psyche va zbura la 16 Psyche, un asteroid metalic gigant. Este important, deoarece se poate dovedi a fi nucleul unei planete antice lipsită de crustă din cauza unei coliziuni puternice.

În 2012, Planetary Resources, Inc. a anunțat dorința de a trimite un dispozitiv care să extragă apă și material din asteroizi. După aceea, NASA a început să vorbească despre astfel de aspirații. Acesta este un punct important, deoarece centura de asteroizi deține o cantitate imensă de resurse prețioase, care echivalează cu 100 de miliarde de dolari pentru fiecare pământean.

Copiii și școlarii de toate vârstele ar trebui să înțeleagă că căderea asteroizilor sau a unei comete nu reprezintă o amenințare pentru Pământ în acest moment. NASA monitorizează în mod constant obiecte spațiale potențial periculoase, cunoscând orbitele, distanțele și dimensiunile exacte ale asteroizilor mari pentru câteva decenii și chiar secole în continuare. Asigurați-vă că citiți cu atenție toate faptele interesante despre asteroizi, precum și vizualizați fotografii și imagini pentru a cunoaște mai bine aceste obiecte.

Din punct de vedere al masei, asteroizii sunt mult mai usori decat planetele sistemului solar, dar in acelasi timp pot avea sateliti. Asteroizii nu au propria lor atmosferă, deoarece nu o pot reține cu câmpul lor gravitațional slab. Forma asteroidului este greșită.

Cuvântul „asteroid” în sine provine dintr-o combinație de cuvinte grecești care înseamnă „ca o stea”, „stea” și „aspect”. Iar conceptul de „asteroid” a fost introdus de astronomul englez William Herschel pe baza faptului că, observate cu ajutorul unui telescop, aceste corpuri cerești arătau ca niște puncte de stele, spre deosebire de planetele, care arătau ca niște discuri.

Până de curând, asteroizii erau considerați „planete minore”, precizând că diametrul lor este mai mic de 1500 km. Cu toate acestea, la a XXVI-a Adunare a Uniunii Astronomice Internaționale din 2006, a fost dată o definiție actualizată a conceptului de „planetă”, iar de atunci majoritatea asteroizilor au fost clasificați ca corpuri cerești și nu mai sunt considerați planete.

Se crede că primul asteroid Cecera a fost descoperit accidental de un astronom italian. Giuseppe Piazzi 1 ianuarie 1801, deși orbita acestui asteroid a fost calculată chiar înainte de un grup de astronomi condus de un astronom german Franz Xaver.

Metoda observației vizuale, care a fost folosită la început pentru căutarea asteroizilor, a fost înlocuită cu metoda astrofotografiei. În 1891 un astronom german Maximilian Wolf a folosit mai întâi o nouă metodă, a cărei esență era fotografia corpurilor cerești cu o perioadă lungă de expunere. În fotografii, asteroizii au lăsat linii scurte de lumină. Această metodă a accelerat foarte mult descoperirea de noi asteroizi.

Până în prezent, câteva mii de corpuri cerești de acest tip au fost deja descoperite și numerotate.

Este permis să se dea orice nume asteroizilor nou descoperiți, inclusiv în onoarea descoperitorilor lor, dar numai după ce orbita lor a fost calculată suficient de fiabil. Până atunci, asteroidului i se atribuie un număr de serie.

Care este diferența dintre un asteroid și un meteorid?

Un meteorid (sau meteoroid) este un corp cosmic solid care se mișcă în spațiul interplanetar. Principalul parametru prin care se pot distinge de asteroizi este dimensiunea lor. Asteroizii, așa cum am menționat deja, sunt corpuri cu un diametru mai mare de 30 m, în timp ce meteoroizii sunt corpuri de dimensiuni mult mai mici. În plus, ele nu pot fi comparate ca obiecte spațiale în sensul că legile conform cărora un asteroid și un meteoroid se mișcă în spațiul cosmic sunt diferite.

Este asteroidul 2012DA14 periculos?

Oamenii de știință cred că nu.

Asteroidul cu numărul 2012DA14, descoperit de astronomii spanioli anul trecut, se va apropia de Pământ la 17.000 km. Pentru comparație, înălțimea la care se află sateliții artificiali ai Pământului, care transmit semnale de televiziune, este de peste 35 de mii de km.

Dimensiunea asteroidului este mică: diametrul - aproximativ 45 de metri, greutatea - 130 de mii de tone. Dacă s-ar fi ciocnit cu Pământul, explozia ar fi eliberat energie comparabilă cu explozia a 2,4 megatone de TNT.

Cu toate acestea, oamenii de știință asigură: această „întâlnire” nu prezintă niciun pericol de coliziune cu Pământul. Dar va fi chiar posibil să se observe „trecerea” unui corp ceresc lângă Pământ. Va fi vizibil pentru locuitorii din Australia și Asia cu ajutorul binoclului, iar dacă atmosfera este suficient de curată, atunci cu ochiul liber. La Moscova, zborul asteroidului poate fi observat folosind un binoclu puternic sau un telescop mic, departe de luminile orașului. În principiu, așa cum spun cercetătorii, va fi posibil să vedem fenomenul ceresc în toată Rusia, cu excepția regiunilor cele mai estice, unde va fi deja zori până când asteroidul se va apropia de Pământ.

Asteroidul se va apropia de Pământ la ora 23.25, ora Moscovei.

Cei care doresc vor putea urmări zborul unui asteroid printr-o transmisie pe internet pe site NASA.

Există pericolul unei catastrofe globale în urma unei coliziuni cu un asteroid?

Cele mai multe dintre ele sunt situate într-o centură care se întinde între orbitele lui Jupiter și. Centura are forma unui tor, iar densitatea sa scade dincolo de o distanță de 3,2 UA.

Până pe 24 august 2006, Ceres a fost considerat cel mai mare asteroid (975x909 km), dar au decis să-i schimbe statutul, dându-i titlul de planetă pitică. Și masa totală a tuturor obiectelor centurii principale este mică - 3,0 - 3,6,1021 kg, care este de 25 de ori mai mică decât masa.

Fotografie cu planeta pitică Ceres

Fotometrele sensibile fac posibilă studierea modificărilor luminozității corpurilor cosmice. Rezultă o curbă de lumină, din forma căreia puteți afla perioada de rotație a asteroidului și locația axei de rotație a acestuia. Periodicitatea este de la câteva ore la câteva sute de ore. De asemenea, curba luminii poate ajuta la determinarea formelor asteroizilor. Doar cele mai mari obiecte se apropie de forma unei mingi, restul au o forma neregulata.

Prin natura schimbării luminozității, se poate presupune că unii asteroizi au sateliți, în timp ce alții sunt sisteme binare sau corpuri care se rostogolesc unul peste suprafața celuilalt.

Orbitele asteroizilor se schimbă sub influența puternică a planetelor, în special Jupiter influențează orbitele acestora. A dus la faptul că există zone întregi în care planetele mici sunt absente și, dacă reușesc să ajungă acolo, atunci pentru o perioadă foarte scurtă de timp. Astfel de zone, numite trape sau goluri Kirkwood, alternează cu zone pline cu corpuri spațiale care formează familii. Cea mai mare parte a asteroizilor este împărțită în familii, care sunt cel mai probabil formate dinzdrobirea corpurilor mai mari. Aceste grupuri sunt numite după cel mai mare membru al lor.

La distanta dupa 3,2 a.u. două stoluri de asteroizi se învârt pe orbita lui Jupiter - troieni și greci. Un stol (grecii) îl depășește pe gigantul gazos, iar celălalt (troieni) rămâne în urmă. Aceste grupuri se deplasează destul de constant, deoarece se află în „punctele Lagrange”, unde forțele gravitaționale care acționează asupra lor sunt egalizate. Unghiul divergenței lor este același - 60°. Troienii au putut să se acumuleze mult timp după evoluția diferitelor ciocniri de asteroizi. Există însă și alte familii cu orbite foarte apropiate, formate din recentele despărțiri ale corpurilor lor părinte. Un astfel de obiect este familia Flora, care are aproximativ 60 de membri.

Interacțiunea cu Pământul

Nu departe de marginea interioară a centurii principale se află grupuri de corpuri ale căror orbite le pot intersecta pe cele ale Pământului și ale planetelor terestre. Obiectele principale includ grupurile lui Apollo, Amur, Aton. Orbitele lor nu sunt stabile, în funcție de influența lui Jupiter și a altor planete. Împărțirea în grupuri a unor astfel de asteroizi este destul de arbitrară, deoarece se pot muta de la un grup la altul. Astfel de obiecte traversează orbita Pământului, ceea ce creează o potențială amenințare. Aproximativ 2000 de obiecte mai mari de 1 km traversează periodic orbita pământului.

Sunt fie fragmente de asteroizi mai mari, fie nuclee cometare din care s-a evaporat toată gheața. În 10 - 100 de milioane de ani, aceste corpuri vor cădea cu siguranță pe planeta care le atrage, sau pe Soare.

Asteroizi în trecutul Pământului

Cel mai faimos eveniment de acest gen a fost căderea unui asteroid în urmă cu 65 de milioane de ani, când jumătate din tot ce trăiește pe planetă a murit. Se crede că dimensiunea corpului căzut a fost de aproximativ 10 km, iar Golful Mexic a devenit epicentrul. Pe Taimyr au fost găsite și urme ale unui crater de o sută de kilometri (în cotul râului Popigai). Pe suprafața planetei, există aproximativ 230 de astrobleme - formațiuni mari de inele de impact.

Compus

Asteroizii pot fi clasificați în funcție de compoziția lor chimică și morfologie. Determinarea dimensiunii unui corp atât de mic ca un asteroid din vastul sistem solar, care, în plus, nu emite lumină, este extrem de dificilă. Acest lucru ajută la implementarea metodei fotometrice - măsurarea luminozității unui corp ceresc. Proprietățile și natura luminii reflectate sunt folosite pentru a judeca proprietățile asteroizilor. Deci, folosind această metodă, toți asteroizii au fost împărțiți în trei grupuri:

1. carbonice- tip C. Majoritatea - 75%. Nu reflectă bine lumina, dar sunt amplasate pe exteriorul centurii.
2. nisipos- tip S. Aceste corpuri reflectă lumina mai puternic și sunt situate în zona interioară.
3. metal- tip M. Reflexivitatea lor este similară cu corpurile grupului S și sunt situate în zona centrală a centurii.

Compoziția asteroizilor este similară, deoarece acestea din urmă sunt de fapt fragmentele lor. Compoziția lor mineralogică nu este diversă. Au fost identificate doar aproximativ 150 de minerale, în timp ce există peste 1000 pe Pământ.

Alte centuri de asteroizi

Obiecte spațiale similare există și în afara orbitei. Sunt destul de multe în părțile periferice ale sistemului solar. Dincolo de orbita lui Neptun se află centura Kuiper, care conține sute de obiecte cu dimensiuni cuprinse între 100 și 800 km.

Între centura Kuiper și centura principală de asteroizi se află o altă colecție de obiecte similare aparținând „clasei centaurilor”. Principalul lor reprezentant a fost asteroidul Chiron, care uneori se preface a fi o cometă, devenind acoperit în comă și întinzându-și coada. Acest tip cu două fețe are o dimensiune de 200 km și este dovada că există multe asemănări între comete și asteroizi.

Ipotezele originii

Ce este un asteroid - un fragment al unei alte planete sau al unei protosubstanțe? Acesta este încă un mister, pe care încearcă să-l rezolve de mult timp. Există două ipoteze principale:

Explozie planetară. Cea mai romantică versiune este planeta mitică explodata Phaeton. Se presupune că era locuit de ființe inteligente care atinseseră un nivel înalt de viață. Dar a izbucnit un război nuclear, distrugând în cele din urmă planeta. Dar studiul structurii și compoziției meteoriților a arătat că substanța unei singure planete nu este suficientă pentru o astfel de varietate. Iar vârsta meteoriților – de la un milion la sute de milioane de ani – arată că fragmentarea asteroizilor a fost lungă. Și planeta Phaeton este doar un basm frumos.

Ciocniri de corpuri protoplanetare. Această ipoteză prevalează. Ea explică destul de sigur originea asteroizilor. Planetele s-au format dintr-un nor de gaz și praf. Însă în zonele dintre Jupiter și Marte, procesul s-a încheiat cu crearea unor corpuri protoplanetare, din ciocnirea cărora s-au născut asteroizii. Există o versiune conform căreia cea mai mare dintre planetele mici sunt tocmai embrionii planetei care nu au reușit să se formeze. Astfel de obiecte includ Ceres, Vesta, Pallas.

cei mai mari asteroizi

Ceres. Este cel mai mare obiect din centura de asteroizi, cu un diametru de 950 km. Masa sa este aproape o treime din masa totală a tuturor corpurilor centurii. Ceres este compus dintr-un nucleu stâncos înconjurat de o manta de gheață. Se presupune că există apă lichidă sub gheață. O planetă pitică se învârte în jurul Soarelui în 4,6 ani cu o viteză de 18 km/s. Perioada sa de rotație este de 9,15 ore, iar densitatea medie este de 2 g/cm 3 .

Palas. Al doilea cel mai mare obiect din centura de asteroizi, dar odată cu transferul lui Ceres la statutul de planetă pitică, a devenit cel mai mare asteroid. Parametrii săi sunt 582x556x500 km. Zborul stelei durează 4 ani cu o viteză de 17 km/s. O zi pe Pallas este de 8 ore, iar temperatura de suprafață este de 164°K.

Vesta. Acest asteroid a devenit cel mai strălucitor și singurul care poate fi văzut fără utilizarea opticii. Dimensiunile corpului sunt de 578x560x458 km, iar doar forma asimetrică nu permite lui Vesta să fie clasificată drept planetă pitică. În interior se află un miez de fier-nichel, iar în jurul lui este o manta de piatră.

Pe Vesta sunt multe cratere mari, dintre care cel mai mare are un diametru de 460 km și este situat în regiunea polului sud. Adâncimea acestei formațiuni ajunge la 13 km, iar marginile ei se ridică deasupra câmpiei din jur cu 4–12 km.

Evgenia. Acest asteroid destul de mare, cu un diametru de 215 km. Interesant prin faptul că are doi sateliți. Erau Micul Prinț (13 km) și S/2004 (6 km). Sunt la 1200, respectiv 700 km de Evgenia.

Studii de

Începutul unui studiu detaliat al asteroizilor a fost pus de nava spațială Pioneer. Dar primul care a fotografiat obiectele Gaspra și Ida a fost aparatul Galileo în 1991. O examinare detaliată a fost efectuată și de aparatul NEAR Shoemaker și Hayabusa. Ținta lor a fost Eros, Matilda și Itokawa. Particulele de sol au fost chiar livrate de la acesta din urmă. În 2007, stația Dawn a plecat spre Vesta și Ceres, ajungând la Vesta pe 16 iulie 2011. Anul acesta stația ar trebui să ajungă la Ceres, iar apoi va încerca să ajungă la Pallas.

Este puțin probabil să se găsească vreo viață pe asteroizi, dar cu siguranță există multe lucruri interesante acolo. Te poți aștepta la multe de la aceste obiecte, dar nu vrei doar un singur lucru: sosirea lor neașteptată să ne viziteze.