Asteroider i solsystemet. Vad är asteroider? Asteroid bana form

Mått och vikter. Storleken på planeterna bestäms genom att mäta vinkeln med vilken deras diameter är synlig från jorden. Denna metod är inte tillämplig på asteroider: de är så små att de även i teleskop verkar vara punkter som stjärnor (därav namnet "asteroider", det vill säga "stjärnliknande").

Endast de fyra första asteroiderna kan särskiljas på deras skiva. Vinkeldiametern på Ceres visade sig vara den största: den når 1 » (för Pallas, Juno och Vesta är den flera gånger mindre). Vinkeldimensionerna för dessa asteroider mättes mycket noggrant redan 1890 av E. Barnard vid Lick och Yerks observatorier. Efter att ha bestämt avståndet till Ceres, Pallas, Juno och Vesta vid observationstillfället och efter att ha gjort de nödvändiga beräkningarna, fann Barnard att deras diametrar är 770, 490, 190 respektive 380 km (som du kan se kunde de alla passa in området ockuperat av Alaska!).

Hur bestämmer man storleken på många andra, mindre asteroider?

Fram till helt nyligen uppskattades de på basis av asteroidernas ljusstyrka, och asteroidens storlek jämfördes med storleken på Ceres, Pallas, Juno och Vesta (vars storlekar redan var kända). Men asteroidernas ljusstyrka ändras: för det första med en förändring av asteroidens avstånd från solen (på grund av en förändring i mängden solljus som faller på asteroiden); för det andra, med en förändring i avståndet från jorden (på grund av en förändring i mängden ljus som når jorden, reflekterat från asteroiden); för det tredje, med en förändring i fasvinkeln, eftersom med en ökning av denna vinkel blir en allt mindre del av asteroidens upplysta yta synlig från jorden. För att bestämma vinkeldimensionerna är det därför inte asteroidernas synliga stjärnstorlekar som jämförs med varandra, utan de magnituder som dessa asteroider skulle ha om de "placerades" på vissa (enkla) avstånd från solen och jorden och om de var "ordnade" så att deras fas var vinkeln noll.

Före McDonald Review uttrycktes dessa reducerade magnituder (även kallade absoluta) av olika observatörer i sina egna, ojämförliga, fotometriska system, vilket gav en stor spridning i uppskattningar av storleken på asteroider. I McDonald Survey, för alla numrerade asteroider, fastställdes absoluta stellar magnituder, redan uttryckta i det förenade International Photographic System (samma system användes i Palomar-Leiden Survey).

Det är sant att en annan till synes oöverstiglig svårighet med denna metod kvarstår: storleksbestämningar måste göras under vissa antaganden om reflektionsförmågan hos asteroider - deras albedo. Man brukar anta att en asteroids albedo är densamma som den genomsnittliga albedon för de fyra största asteroiderna. Samtidigt är det tydligt att under samma observationsförhållanden kan en liten asteroid som består av ett ljust, välreflekterande ämne visa sig vara ljusare än en stor, men mörkare asteroid. Ändå, när man uppskattar storleken på många asteroider, är det den genomsnittliga albedon som används redan nu.

Så om vi vet den absoluta magnituden för asteroiden m a 6 c , då vi antar att albedon för alla asteroider är densamma, kan vi enkelt bestämma radien (i kilometer) för asteroiden R med en mycket enkel formel: lg R \u003d 3,245-0,2 m på 6 s.

Vidare, baserat på den redan beräknade radien, kan vi uppskatta massan av asteroiden M, om densiteten av asteroidmaterien är känd. Man tror vanligtvis att det är lika med den genomsnittliga densiteten av ämnet i asteroidfragment - meteoriter som faller från tid till annan på vår jord. Denna densitet g, uppmätt i terrestra laboratorier, är 3,5 g/cm 3 (även om det finns ganska lätta prover, med en densitet på ca 2 g/cm se 3).

I vissa fall var det möjligt att bestämma storleken på asteroider på ett "icke-standardiserat" sätt, till exempel när man täckte stjärnor med dem (naturen hos detta fenomen är densamma som när man täcker stjärnor med månen). En av dessa ockultationer inträffade på kvällen den 23 januari 1975 och observerades i USA. Asteroiden Eros, som förutspåtts av B. Marsden, borde ha täckt stjärnan x svan. En täckningsremsa cirka 25 km bred skulle passera genom städerna Albany, Hartfert, Connecticut och nära den östra kanten av Long Island. 17 observationspunkter organiserades, där studenter från de omgivande högskolorna och studenter från astronomiska avdelningar befann sig på ett avstånd av 6-8 km längs täckningsremsan.

Under bevakningen av Eros (cirka 9 m) med en vinkelhastighet på 0,2-0,3 ° per timme närmade sig stjärnan % Cygnus, som var mycket ljusare än asteroiden (cirka 4 m). Plötsligt försvann stjärnans ljus (en ogenomskinlig barriär dök upp i vägen för dess strålar som kom mot oss - en asteroid), och efter några sekunder dök stjärnan upp igen (Fig. 3).

Från täckningens varaktighet fastställde Marsden att Eros skenbara diameter var cirka 24 km.

Hur annars (förutom en uppskattning av absolut magnitud) kan man bestämma massorna av asteroider? Det är i grunden möjligt, även om det är mycket svårt, att beräkna massan av asteroider på basis av deras ömsesidiga störningar (under inflygningar) som asteroider upplever. Denna metod för att bestämma massorna utvecklades av I. Schubart från Astronomiska institutet i Heidelberg. Han använde det för att bestämma massorna av de största asteroiderna och fick fram att massan av Ceres är (5,9 ± 0,3) 10 -11 Mc (var Mc - Solens massa), Pallas massa - (1,14±0,22) 10 -11 Mmed. Med en liknande metod har andra astronomer kommit fram till att Vestas massa är (1,20 ± 0,12) 10 -11 Mmed. Således är massan av även den största asteroiden - Ceres - 5000 gånger mindre än jordens massa och 600 gånger mindre än månens massa.

Efter att asteroidbältet blev "nåbart" för rymdfarkoster kunde vi bestämma massorna av mycket små asteroider.

Teleskoputrustning installerad på rymdraketer gjorde det möjligt att bestämma stjärnstorlekarna (och storlekarna) av asteroidfragment med diametrar på flera centimeter och decimeter (som är otillgängliga för observationer från jorden).

Således finns det för närvarande information om asteroider av "alla led" - från stora kroppar med massor av miljarder miljarder ton till mycket små som kan passa i din handflata. Hela "moln" av damm rör sig också i asteroidbältet, vars egenskaper studeras av indirekta tecken. Allt detta gör att vi kan göra en ganska komplett bild av asteroidbältet.

Redan på 1950-talet gjorde den sovjetiske astronomen I. I. Putilin beräkningar av det totala antalet numrerade (det vill säga med välkända banor) asteroider. Resultatet är fantastiskt. Det visade sig att alla asteroider tillsammans skulle passa i en kub med en sida på bara cirka 500 km! Nästan hälften av volymen skulle upptas av Ceres med Vesta och Pallas. Ytterligare 25 % skulle ha varit Juno med asteroider fram till och med den 100:e. Upptäckten av efterföljande asteroider (alla mindre) ledde bara till en mycket långsam ökning av denna "volym" av asteroidmaterial, och efter den 1000:e asteroiden upphörde tillväxten av deras totala "volym" nästan helt (fig. 4). Oupptäckta asteroider är förmodligen så små att de, trots deras enorma antal, inte kommer att kunna öka denna "volym" avsevärt, och enligt uppskattningar är små partiklar och dammkorn knappast tillräckligt för att fylla tomrummen mellan asteroider som ligger i närheten i 500 km kub.

Man kan anta att den totala volymen av asteroidmateria i det interplanetära rymden är cirka 10 23 cm. Men asteroider är fördelade över en enorm volym av interplanetariskt rymd, så att det finns många kubikkilometer rymd per kropp. Därför är sannolikheten för en kollision av en rymdfarkost som flyger genom asteroidbältet (till exempel på väg till Jupiter) med några till och med en liten asteroid försumbar.

Om vi ​​tar värdet 3,5 g/cm 3 (se ovan) som medeldensiteten av asteroidmateria, så får vi att den totala massan av alla asteroider är cirka 3,5 10 23 g - ett tal som är enormt enligt våra jordiska idéer , men försumbar enligt astronomisk skala. (För att "blinda" alla asteroider - kända och okända - skulle det vara nödvändigt att riva av ett lager på "bara" 500 m tjockt från jordens yta!)

Nyligen bestämde I. Schubart massan av asteroidmateria från de totala störningar som de största asteroiderna upplever när de rör sig omgivna av sina många motsvarigheter. Han fick värdet 3 10 23 g, vilket stämmer utmärkt överens med den tidigare erhållna uppskattningen.

Det har också gjorts försök att fastställa effekten av asteroidbältets gravitationsfält på Mars rörelse. Mars visade sig dock vara för massiv för asteroider, och denna effekt kunde inte detekteras, vilket också bekräftar obetydligheten av den totala massan av asteroider. Det antas visserligen att nära Jupiters omloppsbana rör sig massiva kroppar som är okända för oss. Men det är osannolikt att det kommer att finnas för många av dem, och de kommer sannolikt inte att avsevärt öka uppskattningen av den totala massan av asteroidmaterial.

Vad leder små storlekar till? Enligt lagen om universell gravitation attraherar varje asteroid andra kroppar. Men hur svag är denna attraktion! På en ganska stor asteroid (med en diameter på 200 km) är tyngdkraften på ytan 100 gånger mindre än på jorden, så att en person, en gång på den, skulle väga mindre än 1 kg och knappt känna sin vikt . Efter att ha hoppat på en asteroid från en 10-våningsbyggnads höjd skulle den ha sjunkit till ytan i nästan en kvarts minut och nått en hastighet på endast cirka 1,5 m/s i ögonblicket för "landning". Generellt sett skiljer sig att vistas på asteroider inte mycket från att vistas i förhållanden av total viktlöshet.

Den första kosmiska hastigheten på dem är ganska liten: på Ceres - cirka 500 m / s, och på en kilometerstor asteroid - bara cirka 1 m / s. Den andra rymdhastigheten är 1,4 gånger större, så att det, när man rör sig med en bils hastighet (cirka 100 km / h), skulle vara möjligt att flyga för evigt från en asteroid med en diameter på till och med 5 km. Är det då förvånande att det inte finns någon atmosfär på asteroider? Även om vissa gaser släpptes ut från asteroidernas djup kunde tyngdkrafterna inte hålla sina molekyler, och de borde för alltid ha varit spridda i det interplanetära rymden.

1973 bekräftades frånvaron av atmosfärer på asteroider genom mätningar av spektra av asteroider i det infraröda området. De spektra som den amerikanske astrofysikern O. Gansen erhöll för flera stora asteroider i våglängdsområdet omkring 12 μm indikerade bara att asteroiderna var svagt varma.

Men i Ceres spektrum av infraröd strålning fanns det en egenskap: bara en våglängd på 12 mikron, inom ett smalt band, nästan fördubblades ett "hopp" av strålning. Sådana spektrala "band" av strålning är karakteristiska för gaser, och därför observeras de i de planeter och deras satelliter som är omgivna av en atmosfär. Men Ceres är för liten för att hålla en atmosfär!

För att förklara denna paradox lade Hansen fram en frestande hypotes: på Ceres sker en kontinuerlig avdunstning av flyktiga ämnen, vilket borde finnas (!) i sammansättningen av substansen på dess yta. Det bör sägas att bland olika uppskattningar av massan och diametern av Ceres kan man välja ett par värden av dessa kvantiteter som kommer att leda till en låg uppskattning av den genomsnittliga densiteten av dess materia (ca 1 g / cm) 3), överensstämmer med antagandet att Ceres till stor del består av is. Detta antagande verkade dock så otroligt även för Hansen själv att han helt enkelt tvivlade på sina beräkningar och ansåg att det var nödvändigt att få nya, mer exakta uppskattningar av massan och volymen av Ceres innan han gjorde en slutlig slutsats. Dessutom motsagdes Hansens antagande av resultaten av polarimetriska observationer av Ceres, enligt vilka denna asteroid, även om den är ett mycket mörkt föremål, inte kan ha alltför lösa strukturer på ytan, som borde ha bildats under isens avdunstning. Således är de infraröda spektralbanden i Ceres fortfarande ett mysterium.

På grund av sin lilla storlek har asteroider en mycket kantig form. Den obetydliga tyngdkraften på asteroider kan inte ge dem formen av en boll, vilket är karakteristiskt för planeterna och deras stora satelliter. I det senare fallet krossar en enorm tyngdkraft enskilda block och ramlar dem. På jorden sprider sig så att säga höga berg vid deras sulor. Stenens styrka visar sig vara otillräcklig för att motstå belastningar på många ton per 1 cm 2, och stenen vid foten av berget, utan att krossas, utan att spricka, komprimeras från alla sidor, som om den bara "flödar" väldigt långsamt.

På asteroider med en diameter på upp till 200-300 km, på grund av den lilla "vikten" av stenen, är fenomenet med sådan "fluiditet" helt frånvarande, och på de största asteroiderna sker det för långsamt, och även då endast i deras djup. På ytan av asteroider förblir enorma berg och fördjupningar oförändrade, mycket större i storlek än på jorden och andra planeter (genomsnittliga avvikelser i endera riktningen från ytnivån är cirka 10 km eller mer), vilket manifesteras i resultaten av radarobservationer av asteroider (fig. 5).

Asteroidernas oregelbundna form bekräftas också av att deras ljusstyrka minskar ovanligt snabbt med ökande fasvinkel (se fotnot på s. 11). Sådana förändringar i månens ljusstyrka är välkända för oss: den är mycket ljus vid fullmånen, sedan lyser den svagare och svagare, tills den försvinner helt vid nymånen. Men för månen sker dessa förändringar mycket långsammare än för asteroider, och därför kan de till fullo förklaras endast av en minskning av den del av ytan som är upplyst av solen som är synlig från jorden (skuggor från månberg och fördjupningar har liten effekt på månens totala ljusstyrka). Situationen är annorlunda med asteroider. Sådana snabba förändringar i deras ljusstyrka kan inte förklaras av enbart en förändring i ytan på en asteroid som är upplyst av solen. Och huvudorsaken (särskilt för små asteroider) till denna typ av förändringen i ljusstyrka ligger i den oregelbundna formen av asteroider, på grund av vilken vissa delar av deras upplysta yta är skyddade från solens strålar av andra.

Den oregelbundna formen på asteroider observerades också direkt genom ett teleskop. Detta hände först 1931, när den lilla asteroiden Eros, som rörde sig i en mycket exotisk bana, som vi kommer att prata om senare, närmade sig jorden på ett ovanligt litet avstånd (endast 28 miljoner km). Sedan, genom ett teleskop, såg de att denna asteroid såg ut som en "hantel" eller en olöst dubbelstjärna med ett vinkelavstånd mellan komponenterna på cirka 0,18 "; man såg till och med att "hanteln" snurrade!

I januari 1975 kom Eros ännu närmare jorden - på ett avstånd av 26 miljoner km. Han observerades över ett stort segment av omloppsbanan, och detta gjorde det möjligt att se Eros bokstavligen från olika sidor. En noggrann analys av resultaten av många observationer av Eros, utförda vid olika observatorier runt om i världen, ledde till en mycket intressant upptäckt.

Eros under observationer ändrade kraftigt sin briljans - med 1,5 m(dvs nästan fyra gånger) med en period av 2 timmar och lite (fig. 6). Det antogs att dessa förändringar i ljusstyrka beror på en förändring i tvärsnittet av den "hantelformade" Eros som roterar runt sin axel, synlig från jorden, och att dess maximala och minsta tvärsnitt skiljer sig exakt med en faktor 4 . I det här fallet borde asteroidens lägsta ljusstyrka ha observerats i det ögonblick då Eros är vänd mot oss med sin skarpa ände. Allt visade sig dock vara mycket mer komplicerat. För det första, i motsats till förväntningarna, hade successiva ljusstyrkemaxima och minima olika former och olika amplituder. Analys av resultaten av observationer, utförd med hjälp av laboratoriemodellering av Eros form, visade att spelet av ljus och skugga på asteroidens ojämna yta borde ha ett stort inflytande på Eros ljusstyrka. Som ett resultat observerades Eros lägsta ljusstyrka precis när asteroiden var vänd mot oss med nästan sitt maximala tvärsnitt! Dessutom visade sig Eros rotationsperiod vara lika med två perioder av ljusstyrkefluktuationer - 5 h 16 min. Som det visade sig är denna asteroid en långsträckt kropp med ett förhållande mellan längd och tjocklek på ungefär 1:2,5. Han. roterar runt en kort axel moturs och på ett sådant sätt att axeln nästan ligger i planet för sin omloppsbana (Eros färdas runt solsystemet, som om den ligger på sin "sida").

Ljusfluktuationer orsakade av samma anledning (rotation runt sina egna axlar av oregelbundet formade kroppar) observerades i många asteroider. Och det som är mest intressant, de roterar alla i samma riktning - moturs. Detta har fastställts först på senare år med hjälp av känsliga elektronoptiska observationstekniker.

Jorden och asteroiderna rör sig i rymden i olika banor runt solen och med olika hastigheter. Och även om de kretsar i en riktning, verkar det för oss från jorden som asteroider rör sig på himlen bland stjärnorna antingen framåt (från höger till vänster när de kör om jorden), sedan bakåt (från vänster till höger när jorden kör om dem ). Detta annorlunda rörelsemönster för asteroider påverkar också förändringen i deras ljusstyrka: när asteroider rör sig över himlen från vänster till höger (jorden kör om dem), är perioden för förändring i ljusstyrka något kortare.

Det är intressant att perioden för förändringar i asteroidernas ljusstyrka är ganska kort och nästan densamma - med ett intervall av värden från 2-3 till 10-15 timmar. Vad fick dem att rotera så snabbt? Vid en tidpunkt lades en hypotes fram att inte särskilt stora oregelbundet formade asteroider kan få rotation under påverkan av flöden av "solvinden" (partiklar som skjuts ut av solen), "blåser" i miljarder år. Hur svag denna "vind" än är, måste den ändå överföra en impuls av impuls till asteroiderna, som på grund av asteroidens oregelbundna form är ojämnt fördelad över asteroiden från olika sidor av dess tyngdpunkt. Som ett resultat uppträder en kraft som inte är noll, resultatet av tryckkrafterna som utövas av "solvinden" på varje 1 cm 2 av asteroidens yta, och asteroiden börjar rotera (mycket långsamt först, och sedan snabbare och snabbare).

Beräkningar visar att vissa asteroider (av mycket oregelbunden form) kan snurras av "solvinden" så mycket att de till och med kan slitas isär av centrifugalrotationskrafter. Denna förklaring är dock inte lämplig för större asteroider, och man måste anta att de förvärvat rotation under den period de bildades.

Men kanske beror fluktuationerna i ljusstyrkan inte på en oregelbunden form, utan på "fläckning" av asteroider (om olika delar av ytan på asteroider är sammansatta av olika ämnen)? Naturligtvis är "spotting" av asteroider möjlig, och ljusa och mörkare områden (av olika ämnen) kan troligen finnas på deras ytor. Enbart antagandet om "spotting" räcker dock inte, och som visats kan arten av asteroidernas rotation inte förklaras med hjälp av "spotting" enbart.

Även i en av de största asteroiderna - Vesta, är ljusstyrkan inte förknippad med "spotting", utan med dess oregelbundna form. 1971 visade observationer av Vesta med hjälp av elektron-optiska omvandlare att de efterföljande maxima och minima för ljusstyrkan för denna asteroid skiljer sig något i magnitud, och Vestas rotation sker med en period - dubbelt så lång som man tidigare trott - 10 timmar 41 minuter. Den amerikanske astrofysikern R. Taylor, efter att ha studerat egenskaperna hos ljuskurvorna för denna asteroid, föreslog följande modell: Vesta är en triaxiell sfäroid, vars ena diametrar är 15% längre än de andra två. Precis vid dess sydpol, längs långsidan, sträcker sig ett tillplattat område som inte sträcker sig längre än 45 grader latitud och inte är synligt från Vestas norra halvklot. Detta område, tror Taylor, kan vara en enorm nedslagskrater (nästan 400 km i diameter!).

Vad är asteroider gjorda av? Det har länge observerats att asteroidernas ljus har en gulaktig nyans, liknande månens och Merkurius ljus.

Eftersom asteroider lyser av reflekterat solljus, beror deras färg delvis på de reflekterande egenskaperna hos själva asteroidens yta. Därför uppstod idén att bestämma vilka ämnen den består av genom att jämföra färgen på asteroider med färgen på markbundna objekt och meteoriter. En av de första sådana studierna i vårt land utfördes på 1930-talet av den sovjetiska forskaren av meteoriter E. L. Krinov. Han fann att många meteoriter har en färg som liknar färgen på vissa asteroider. Stora framsteg i studiet av asteroiders egenskaper gjordes i slutet av 1960-talet, när en grupp amerikanska forskare tog upp polarimetriska studier. Genom att jämföra polariseringen av ljus som reflekteras från olika terrestra ämnen, månjord och meteoriter, fann de att det finns ett visst samband mellan reflektionsförmågan (albedo) hos material och arten av polariseringen av ljus som reflekteras från dessa material.

Delvis polariserat var också ljuset som kom till oss från asteroider. Dess analys gjorde det möjligt för forskare att dra viktiga slutsatser om arten av asteroidytan (fig. 7).

En stor serie polarimetriska observationer av asteroider organiserades i USA av T. Gerels. Det visade sig att enligt ytans beskaffenhet faller asteroider in i flera grupper (fig. 8). Den mest talrika gruppen med mycket liknande egenskaper visade sig vara asteroider, vars polarisering av ljus liknar polariseringen av ljus som reflekteras från markbundna steniga ämnen av ljus färg, huvudsakligen bestående av olika silikater. Juno föll in i denna grupp av asteroider.

Den andra gruppen visade sig vara sammansatt av asteroider med en mörk, dåligt reflekterande yta. Deras substans liknar mörka basaltiska glas eller breccia (klastiska stenar) av månens jordprover, såväl som en mörk mängd meteoriter och substansen på ytan av Mars måne Phobos. Bland dessa mörka asteroider var Ceres.

Det finns få asteroider med mellanliggande ytegenskaper. Det finns också få asteroider med extrema egenskaper (till exempel mörkare och ljusare).

Den polarimetriska metoden gjorde det möjligt att bestämma asteroidernas exakta dimensioner, eftersom den tog hänsyn till deras sanna (och inte genomsnittliga) reflektivitet (albedo). Först och främst specificerades storleken på de fyra första asteroiderna. Det visade sig att diametern på Ceres något överstiger 1000 km, diametern på Pallas är cirka 600 km, Juno är 240 km och Vesta är 525 km. När storleken på andra asteroider som studerats med den polarimetriska metoden också räknades om visade det sig att inte bara dessa, utan minst sex asteroider till, som visade sig vara ännu större än Juno, kan göra anspråk på rätten att bli kallad störst. Alla har låg reflektionsförmåga och ger, trots sin stora storlek, lite ljus. Därför, när asteroidernas diametrar uppskattades från deras skenbara ljusstyrka, visade sig storlekarna på dessa sex vara kraftigt underskattade. I själva verket är diametern på Hygiea (10:e asteroiden) 400, Interamnia (704:e) är 340, Davids (511:e) är 290, Psyche (16:e) är 250 km och Bambergi (324:e) och Fortuny (19:e) - 240 km ( samma som Juno).

Fortuna är det mörkaste objektet i solsystemet. När det gäller mängden reflekterat ljus kan även krossat svart kol konkurrera med Fortuna.

De ljusaste objekten både bland asteroiderna och bland alla solsystemets kroppar i allmänhet var Angelina (64:e asteroiden), som reflekterade nästan hälften av ljuset, och Lisa (44:e), något underlägsen Angelina. Något mörkare än Vesta, vars reflektionsförmåga är ungefär 1,5-2 gånger sämre än Angelinas. På grund av den höga reflektionsförmågan hos Vesta, som ligger på samma avstånd från Ceres, verkar den vara 20 % ljusare än den (under samma ljus- och observationsförhållanden), och Pallas är dubbelt så ljus.

De polarimetriska resultaten av att bestämma den sanna albedon, och följaktligen, de mer korrekta storlekarna på asteroider, bekräftas också av en annan metod, som också dök upp under de senaste åren. Detta är en radiometrisk metod som utvecklades och först tillämpades på asteroider av de amerikanska forskarna D. Allen och D. Matson 1970. Den är baserad på mätning av den termiska (infraröda) strålningen från en asteroid (vanligtvis i våglängdsområdet 10-20) mikron). Stora mörka asteroider och små ljusa, på grund av olika reflektionsförmåga, kan ha samma magnitud i det synliga området av ljus. När det gäller deras ljusstyrka i det infraröda området är den större för stora kroppar (på grund av den stora storleken på den strålande ytan och på grund av den högre temperaturen hos mörka kroppar, som bättre absorberar solstrålning). Förhållandet mellan ljusstyrkavärdena för en asteroid i det synliga och infraröda området kännetecknar bara dess reflektionsförmåga (liksom dess storlek).

Polarimetriska observationer visade också att polariseringen av ljus från asteroider är mycket större än den som kan uppstå från en enda reflektion av ljus från deras yta. Med hjälp av experiment utförda i laboratorier på jorden avslöjades att samma grad av polarisering av ljus som asteroider erhålls när det reflekteras från en yta täckt med damm och fragment av stenar av olika storlekar.

Just under studieperioden blev det klart att en sådan "dammig" yta i rymdens vakuum skulle bete sig helt annorlunda. Denna slutsats gjordes på grundval av en analys av månjordens egenskaper. Av skäl som fortfarande inte är helt klara beter sig dammet på månen annorlunda än dammet på jorden: ovanligt lösa strukturer bildas av det, inuti vilka en ljusstråle "rusar runt" som i en labyrint och upplever flera reflektioner, och graden av dess polarisering blir mycket stor, mycket större, än graden av polarisering av ljus som reflekteras från jordbaserat damm eller från asteroider.

Ytterligare studier visade att ytan på asteroider, att döma av polarisationen, måste bestå av relativt stora stenar täckta med ett mycket tunt lager av damm. Som vi kommer att se senare överensstämmer detta med konceptet om asteroidernas yta, erhållen på grundval av helt andra forskningsmetoder.

Sedan 1970 började USA utföra spektrala observationer av asteroider, som täckte både den synliga delen av spektrumet och det intilliggande infraröda området. Strålningsspektra för dussintals asteroider erhölls och analyserades (Fig. 9). Resultaten, liksom med andra metoder som beskrivits ovan, jämfördes med resultaten av laboratoriestudier av terrestra bergarter, mån- och meteoritmaterial samt olika rena mineraler. Den amerikanske astrofysikern C. Chapman gjorde ett särskilt bra jobb med att tolka de erhållna uppgifterna.

För närvarande, från olika särdrag i spektrat, i synnerhet från absorptionsbanden som är karakteristiska för vissa mineral och deras blandningar, såväl som från graden av ljusabsorption inom dessa spektralband, har det varit möjligt att bestämma naturen för många asteroider av de mineraler som utgör substansen på deras yta och, till exempel, procentandel av järnhalten. Det visar sig att de flesta asteroider är sammansatta av järn-magnesianske silikater, som de flesta meteoriter (även om endast ett fåtal asteroider har samma sammansättning av dessa silikater).

Till forskarnas förvåning fann man att vissa asteroider reflekterar ljus och polariserar det på samma sätt som metaller. Sådana är till exempel asteroiderna Psyche (16:e asteroiden), Lutetia (21:a) och Julia (89:e). Förekomsten av "metall" asteroider bevisas också av järnmeteoriter som faller till jorden. De består av en "lösning" av nickel i järn med små föroreningar av några andra ämnen. Sådan var till exempel den välkända Sikhote-Alin-meteoriten som föll den 12 februari 1947 i Ussuri-taigan i Primorsky Krai. Ett metallblock som vägde cirka 100 ton flög in i jordens atmosfär med en hastighet av cirka 15 km / s och spreds i atmosfären på grund av dess enorma motstånd och strök flera kvadratkilometer av jordens yta med järnfragment.

Detta visar att asteroiderna tidigare värmdes upp till höga temperaturer, vilket ledde till bildandet av metallkärnor, av vilka några nu är exponerade och delvis splittrade. Det är sant att det bör noteras att värmekällan som är nödvändig för en sådan omsmältning inte är helt klar. Beräkningar visar att värme mycket snabbt kommer ut i rymden från små kroppar. Därför måste en sådan källa vara mycket kraftfull. Kanske spelade sönderfallet av radioaktiva grundämnen en roll här. Men grundämnen som uran, torium och den radioaktiva isotopen av kalium, som tydligen säkerställde uppvärmningen och omsmältningen av materia på stora planeter (Mercurius, Venus, Jorden och Mars), samt Månen, sönderfaller för långsamt och kan inte resa sig temperaturen på små asteroider. Därför behövs i detta fall en radioaktiv isotop med en tillräckligt kort halveringstid, och dessutom måste det finnas en tillräckligt stor mängd av den (för att säkerställa en stor värmeavgivning per tidsenhet). En sådan isotop, enligt forskare, kan vara en radioaktiv isotop av aluminium 26 A1. Enligt beräkningar visar det sig dock att denna isotop var relativt liten under bildandet av asteroider.

En annan sådan källa för uppvärmning av asteroider kan vara solen (naturligtvis inte med hjälp av solstrålar, men till exempel under påverkan av variabla elektromagnetiska fält som skapas i det interplanetära rymden av "solvinden"). Den moderna solen ger uppenbarligen inte sådan uppvärmning. Men tidigare, i det inledande skedet av sin existens, tros solen ha varit mycket varmare än den är nu, och uppvärmningen av asteroider kan vara mycket stark.

Om vi ​​plottar antalet asteroiders beroende av deras storlek, visar det sig att antalet asteroider snabbt minskar med en ökning av deras storlek (vilket är allmänt förståeligt), men i storleksintervallet 50-100 km. , ändrar detta upptäckta beroende karaktär (se nedan). ). Av någon anledning är antalet asteroider av denna storlek större än det borde vara om vi använder beroendekaraktäristiken för mindre asteroider. I ett försök att förklara detta föreslog K. Chapman att stora asteroider tidigare genomgick fullständig eller partiell omsmältning, varefter järn-nickelkärnor bildades inuti dem, och de "ytliga" silikaterna bildade ett skal. Om asteroider kolliderade och krossades, borde ett sådant skal lätt kollapsa. När en stark metallkärna blottades, krossades, och följaktligen, minskade storleksminskningen, vilket ledde till den upptäckta effekten.

asteroidernas temperatur. Oavsett hur heta asteroiderna var i det avlägsna förflutna har de svalnat länge. Nu är de kalla livlösa block som flyger i det interplanetära rymden, och solens strålar kan inte värma upp dem.

Det är inte svårt att beräkna ungefär medeltemperaturen för en asteroid. Låt oss jämföra värmeflödena som faller på asteroiden och på jorden. Om vi ​​tar solen som en punktkälla finner vi att värmeflödena är omvänt proportionella mot kvadraterna på jordens och asteroidens avstånd från solen. Den uppvärmda jorden och asteroiden utstrålar termisk energi ut i rymden. Därför är temperaturen för varje kropp inställd så att mängden värme som går förlorad för strålning är lika med mängden värme som kroppen tar emot från solen. Vidare, med hjälp av Stefan-Boltzmann-lagen, kan följande relation erhållas: T 4 a /T 4 3 = a 2 3 / a 2 a , var Tär den absoluta temperaturen, uttryckt i grader Kelvin, och a - medelavståndet (omloppsbanans huvudaxel) för den betraktade kroppen i astronomiska enheter.

Jordens medeltemperatur är känd. Det är 288 K (15°C). Genom att ersätta det i det resulterande förhållandet och extrahera den fjärde roten på båda sidor av ekvationen, efter små transformationer får vi: T a (K) \u003d 288 rot a a.

Vid Ceres, till exempel, är temperaturen (beräknad dock enligt en mer exakt formel) 165 K (dvs - 108 ° C). Ungefär vid denna temperatur och vid normalt atmosfärstryck fryser ammoniak, alkohol och eter på jorden.

Ceres har nyligen lagts till på listan över solsystemobjekt som kan studeras med radioteleskop. Med hjälp av en stor radiointerferometer vid Green Bank Radio Astronomy Observatory (USA) bestämde F. Briggs termisk strålning från Ceres vid en våglängd på 3,7 cm.Ceres visade sig vara en mycket svag radiokälla med ett flöde på 0,0024 Jy. Om man antar att diametern på Ceres är 1025 km, bestämde Briggs den absoluta temperaturen för Ceres genom radioljusstyrka, som visade sig vara 160 ± 55 K, vilket är förenligt med ovanstående uppskattning. Detta bekräftar att radiostrålningen från Ceres är av termiskt ursprung.

Vesta, som till skillnad från Ceres, är sammansatt av ett lätt, välreflekterande ämne, har en lägre yttemperatur och är bara 133 K, eftersom denna asteroid använder en mindre del av solenergin som når dess yta för att värmas upp. På asteroider som rör sig längre från solen är det ännu kallare. Endast ett fåtal asteroider som rör sig i ovanliga banor, som kan närma sig solen, penetrera även inuti Merkurius bana, värms upp till flera hundra grader Kelvin och börjar till och med glöda svagt. Detta varar dock inte länge, eftersom asteroiderna, som följer sina banor, återigen rör sig bort från solen och svalnar snabbt.

Kraterbildning. I miljarder år kretsar asteroider runt solen och kolliderar med varandra, och sedan med de resulterande fragmenten. Kollisionshastigheterna i asteroidbältet är höga - cirka 5 km/s i genomsnitt, och därför är fenomenen som inträffar under dessa kollisioner storslagna. Vid denna hastighet bär varje gram av asteroidmateria en kinetisk energi i storleksordningen 10 11 erg (cirka 12 kJ, eller 3 kcal). När till och med en liten asteroid "krossar" in i ytan på sin stora motsvarighet, frigörs all denna energi omedelbart, och "en gigantisk explosion inträffar. De lager av asteroider som kommer i kontakt i kollisionsögonblicket utsätts för så kraftig kompression att de dels förvandlas till gas, dels smälter. Från islagsplatsen divergerar chockvågor av kompression och sällsynthet i alla riktningar, som pressar, smular och skakar ämnet. En enorm fontän av fragment och damm stiger över asteroiden. En krater finns kvar på dess yta, och under kratern finns en omfattande zon av krossade stenar.

Studien av meteoritkratrar på jorden, explosiva och nedslagsexperiment (särskilt "bombardering" av mål gjorda av olika material med ultrahöghastighetsbollar), utförda i Sovjetunionen och utomlands, tillåter oss att dra ett antal slutsatser om processerna under kraterbildning på asteroider. När i synnerhet en asteroid träffar en yta som består av stora monolitiska block av stenig materia (till exempel en färsk sprucken yta som bildas till följd av krossning under ett kraftigt nedslag), bör hastigheten på de flygande fragmenten vara hundratals meter per andra. Om fallet inträffar på ytan av en asteroid som består av materia fragmenterad av många tidigare möten med andra asteroider, bör fragmenten spridas med mycket lägre hastigheter (tiotals meter per sekund).

Ovanstående uppskattningar är endast medelhastigheter. Bland fragmenten finns det alltid snabbare, som flyger med hastigheter som till och med överstiger hastigheten för den fallna asteroiden, och långsammare.

Även om massorna av "asteroider är små, kan de fortfarande hålla en del av fragmenten som flyger isär med hastigheter mindre än den andra kosmiska hastigheten, som är cirka 600 m / s på Ceres, mer än 100 m / s på Juno. Även spädbarn med en diameter på 10 km kan hålla fragment med en hastighet på upp till 6 m / s.

Den amerikanske astrofysikern D. Gault, som analyserade experimentella data om fördelningen av hastigheterna hos flygande fragment, kom till slutsatsen att för en asteroid med en diameter på 200 km, är cirka 85 % av fragmenten som sköts upp ovanför den inte i stånd att övervinna attraktionen av asteroiden och återigen falla på dess yta. Asteroider 100 km över rymmer ungefär hälften av sina fragment. Det är sant att fragment som kastas ut från kratern kan flyga bort från kratern långa sträckor (flygande till baksidan av asteroiden) eller kan till och med börja röra sig i nästan asteroidbanor. Således bör utseendet av en krater på en asteroid åtföljas av skapandet av ett kortsiktigt moln av stenar och damm över hela asteroiden - dess steniga "atmosfär". Efter en tid lägger sig fragment och damm i ett tunt lager på asteroidens yta.

Det bör noteras att substansen i asteroiden som kolliderade med Ceres kommer att finnas i detta "lager" i form av en helt omärklig förorening, eftersom volymen av ämnet som kastas ut från kratern är hundratals och tusentals gånger större än volymen av den "fallna" asteroiden.

Än så länge har vi inte ett enda fotografi av en asteroid tagen på ett litet avstånd från dess yta med någon rymdfarkost. Men kan utseendet på asteroider skilja sig avsevärt från satelliterna på Mars - Phobos och Deimos? En serie fotografier tagna från rymdfarkoster som skickats till Mars visade att även dessa små kroppar (cirka 15 och 6 km stora), som cirkulerade nära Mars, bort från de mest tätbefolkade delarna av asteroidbältet, bombarderades av asteroidfragment, och alla är helt kratrerade, stora som små, med diametrar från flera kilometer till flera tiotals meter. Förmodligen finns det också sådana små på dem, som inte kunde ses på de mottagna fotografierna. Asteroider som flyger åtminstone under en kort tid in i de täta delarna av asteroidbältet kan skilja sig från Phobos och Deimos bara genom att de kommer att vara nedskräpade med ännu fler kratrar.

När asteroider krossas i kollisioner bildas hela "moln" av damm tillsammans med stora och små fragment. Därför antogs det ofta att asteroidbältet bokstavligen var mättat med det. Men som det visade sig finns det inte mer damm i asteroidbältet än i solsystemets inre delar, utan snarare ännu mindre. Således måste asteroidbältet kontinuerligt rengöras från damm. Det händer så här.

Under inverkan av det lätta trycket från solens strålar bör det minsta asteroiddammet (dammkorn som är några mikrometer stora) lämna solsystemet längs hyperboliska banor, medan större partiklar sakta saktar ner och rör sig till allt mindre banor i förhållande till solen . Många av dem bosätter sig på Mars, jorden, Venus och Merkurius längs vägen, resten "dör" på solen. Asteroidkomponenten i interplanetärt stoft är cirka 2 % (2 10 13 t).

> Asteroider

Allt om asteroider för barn: beskrivning och förklaring med bilder, intressanta fakta om en asteroid och meteoriter, asteroidbälte, fall till jorden, typer och namn.

För de små det är viktigt att komma ihåg att en asteroid är ett litet stenigt föremål, utan luft, som kretsar kring en stjärna och inte tillräckligt stort för att kvalificera sig som en planet. Föräldrar eller lärare i skolan Maj förklara för barn att den totala massan av asteroider är sämre än jordens. Men tro inte att deras storlek inte är ett hot. Tidigare kraschade många av dem på vår planet, och detta kan hända igen. Det är därför forskare ständigt studerar dessa föremål, beräknar sammansättningen och banan. Och om en farlig rymdsten rusar mot oss, är det bättre att förbereda sig.

Bildning av asteroider - förklaring för barn

Att börja förklaring till barn Det är möjligt från det faktum att asteroider är restmaterialet efter bildandet av vårt system för 4,6 miljarder år sedan. När den bildades tillät den helt enkelt inte andra planeter att dyka upp i gapet mellan sig själv och. På grund av detta kolliderade små föremål där och förvandlades till asteroider.

Det är viktigt att barn förstod denna process, eftersom forskare varje dag kastar sig djupare in i det förflutna. Två teorier har cirkulerat på sistone: Nice-modellen och Grand Tack. De tror att gasjättarna färdades genom systemet innan de slog sig ner i sina vanliga banor. Denna rörelse kunde ha dragit ut asteroider från huvudbältet och ändrat dess ursprungliga utseende.

Fysiska egenskaper hos asteroider - förklaring för barn

Asteroider varierar i storlek. Vissa kan vara så stora som Ceres (940 km breda). Om vi ​​tar den minsta, så var det 2015 TC25 (2 meter), som flög nära oss i oktober 2015. Men barn kanske inte oroa dig, eftersom det inom en snar framtid är liten chans för asteroider att bege sig mot oss.

Nästan alla asteroider bildades i en oregelbunden form. Även om de största kan närma sig sfären. De visar fördjupningar och kratrar. Till exempel har Vesta en enorm krater (460 km). Ytan på de flesta är full av damm.

Asteroider går också runt stjärnan i en ellips, så de gör kaotiska volter och vänder på sin väg. För de små det ska bli intressant att höra att vissa har en liten satellit eller två månar. Det finns binära eller dubbla asteroider, såväl som trippel. De är ungefär lika stora. Asteroider kan utvecklas om de grips av planetens gravitation. Sedan ökar de sin massa, går in i omloppsbana och förvandlas till satelliter. Bland kandidaterna: och (Mars-satelliter), liksom de flesta av satelliterna nära Jupiter, och.

De skiljer sig inte bara i storlek, utan också i form. De är solida bitar eller små fragment som är sammanbundna av gravitationen. Mellan Uranus och Neptunus finns en asteroid med ett eget ringsystem. Och en till är utrustad med sex svansar!

Medeltemperaturen når -73°C. I miljarder år har de funnits nästan oförändrade, så det är viktigt att utforska dem för att ta en titt på den primitiva världen.

Klassificering av asteroider - förklaring för barn

Objekten finns i tre zoner i vårt system. Det mesta är samlat i ett gigantiskt ringformigt område mellan Mars och Jupiters banor. Detta är huvudbältet, med mer än 200 asteroider med en diameter på 100 km, samt från 1,1-1,9 miljoner med en diameter på 1 km.

Föräldrar eller i skolan skall förklara för barn att inte bara solsystemets asteroider lever i bältet. Tidigare ansågs Ceres vara en asteroid tills den överfördes till klassen av dvärgplaneter. Dessutom, för inte så länge sedan, har forskare identifierat en ny klass - "huvudbältets asteroider." Det här är små stenföremål med svansar. Svansen dyker upp när de kraschar, går sönder, eller framför dig är en dold komet.

En hel del stenar ligger utanför huvudbältet. De samlas nära de stora planeterna på vissa platser (Lagrange-punkten) där sol- och planetgravitationen är i balans. De flesta representanter är Jupiters trojaner (när det gäller antal når de nästan numret på asteroidbältet). De har också Neptunus, Mars och jorden.

Jordnära asteroider kretsar närmare oss än . Cupids kommer nära i omloppsbana, men korsar inte jorden. Apollos korsar vår omloppsbana, men för det mesta är de belägna på avstånd. Atoner korsar också omloppsbanan, men är inne i den. Atyrer är närmast. Enligt European Space Agency är vi omgivna av 10 000 kända jordnära objekt.

Förutom indelningen i banor finns de även i tre klasser i sammansättning. C-typ (kolhaltig) är grå och upptar 75 % av kända asteroider. Troligtvis är de bildade av lera och steniga silikatstenar och bebor de yttre zonerna av huvudbältet. S-typ (kiseldioxid) - grön och röd, representerar 17% av objekten. Skapad av silikatmaterial och nickel-järn och dominerar det inre bältet. M-typ (metall) - röd och utgör resten av representanterna. Består av nickel-järn. Säkert, barn bör vara medveten om att det finns många fler sorter baserat på sammansättning (V-typ - Vesta, som har en basalt vulkanisk skorpa).

Asteroidattack - förklaring för barn

4,5 miljarder år har gått sedan vår planet bildades, och asteroidernas fall till jorden var en frekvent förekomst. För att orsaka allvarlig skada på jorden måste en asteroid vara ¼ mil bred. På grund av detta kommer en sådan mängd damm att stiga upp i atmosfären som kommer att bilda förutsättningarna för en "kärnkraftsvinter". I genomsnitt inträffar kraftiga effekter en gång vart 1000:e år.

Mindre föremål faller med intervaller på 1000-10000 år och kan förstöra en hel stad eller skapa en tsunami. Om asteroiden inte når 25 meter kommer den med största sannolikhet att brinna upp i atmosfären.

Dussintals potentiella farliga anfallare reser i yttre rymden, som ständigt övervakas. Vissa är ganska nära, medan andra överväger att göra det i framtiden. För att hinna reagera bör det finnas en marginal på 30-40 år. Även om nu fler och fler människor pratar om tekniken för att hantera sådana föremål. Men det finns en fara att missa hotet och då hinner man helt enkelt inte reagera.

Viktig förklara för de små att ett eventuellt hot är kantat av fördelar. När allt kommer omkring, en gång var det ett asteroidnedslag som orsakade vårt utseende. När planeten bildades var den torr och karg. Fallande kometer och asteroider lämnade vatten och andra kolbaserade molekyler på den, vilket gjorde att liv kunde bildas. Under bildandet av solsystemet stabiliserades objekt och lät moderna livsformer få fotfäste.

Om en asteroid eller en del av den faller på en planet, kallas den en meteorit.

Sammansättning av asteroider - förklaring för barn

• Järnmeteoriter: järn (91 %), nickel (8,5 % ), kobolt (0,6%).
• Steniga meteoriter: syre (6%), järn (26%), kisel (18%), magnesium (14%), aluminium (1,5%), nickel (1,4%), kalcium (1,3%).

Upptäckt och namn på asteroider - förklaring för barn

År 1801 skapade en italiensk präst, Giuseppe Piazzi, en stjärnkarta. Helt av en slump, mellan Mars och Jupiter, märkte han den första och stora asteroiden Ceres. Även om det idag redan är en dvärgplanet, eftersom dess massa står för ¼ av massan av alla kända asteroider i huvudbältet eller i närheten.

Under första hälften av 1800-talet hittades en hel del sådana föremål, men de klassades alla som planeter. Det var inte förrän 1802 som William Herschel föreslog ordet "asteroid", även om andra fortsatte att hänvisa till dem som "mindre planeter". År 1851 hade 15 nya asteroider hittats, så namngivningsprincipen måste ändras genom att lägga till siffror. Till exempel blev Ceres (1) Ceres.

International Astronomical Union är inte strikt när det gäller att namnge asteroider, så nu kan du hitta föremål uppkallade efter Star Treks Spock eller rockmusikern Frank Happa. 7 asteroider är uppkallade efter besättningen på rymdfarkosten Columbia som dog 2003.

Dessutom läggs nummer till dem - 99942 Apophis.

Asteroidutforskning - förklaring för barn

Rymdfarkosten Galileo tog närbilder av asteroider för första gången 1991. 1994 lyckades han också hitta en satellit som kretsade runt en asteroid. NASA har under lång tid studerat objektet Eros nära jorden. Efter mycket övervägande bestämde de sig för att skicka en enhet till honom. NEAR gjorde en framgångsrik landning och blev den första i detta avseende.

Hayabusa var den första rymdfarkosten som landade och lyfte från en asteroid. Han drog iväg 2006 och återvände i juni 2010 och tog med sig prover. NASA lanserade Dawn-uppdraget 2007 för att studera Vesta 2011. Ett år senare lämnade de asteroiden för Ceres och nådde den 2015. I september 2016 skickade NASA OSIRIS-REx för att utforska asteroiden Bennu.

I januari 2017 valde NASA ut två projekt, Lucy och Psyche, för Discovery-programmet. De är planerade att lanseras i oktober 2021. Lucy kommer att resa till asteroidbältet och studera 6 trojaner. Psyche kommer att flyga till 16 Psyche, en gigantisk metallisk asteroid. Det är viktigt eftersom det kan visa sig vara kärnan i en uråldrig planet som saknar skorpa på grund av en kraftig kollision.

2012, Planetary Resources, Inc. meddelade en önskan att skicka en enhet för att utvinna vatten och material från asteroider. Efter det började NASA prata om sådana ambitioner. Detta är en viktig punkt, eftersom asteroidbältet innehåller en enorm mängd värdefulla resurser, vilket motsvarar 100 miljarder dollar för varje jordbo.

Barn och skolbarn i alla åldrar borde förstå att fall av asteroider eller en komet inte utgör något hot mot jorden just nu. NASA övervakar ständigt potentiellt farliga rymdobjekt och känner till omloppsbanor, avstånd och exakta storlekar för stora asteroider i flera decennier och till och med århundraden framöver. Se till att noggrant läsa alla intressanta fakta om asteroider, samt se foton och bilder för att lära känna dessa objekt bättre.

När det gäller massa är asteroider mycket lättare än solsystemets planeter, men samtidigt kan de ha satelliter. Asteroider har ingen egen atmosfär, eftersom de inte kan hålla den med sitt svaga gravitationsfält. Formen på asteroiden är fel.

Själva ordet "asteroid" kommer från en kombination av grekiska ord som betyder "som en stjärna", "stjärna" och "utseende". Och begreppet "asteroid" introducerades av den engelske astronomen William Herschel på grundval av att, när de observerades genom ett teleskop, såg dessa himlakroppar ut som punkter av stjärnor, i motsats till planeterna, som såg ut som skivor.

Tills nyligen ansågs asteroider vara "mindre planeter", vilket anger att deras diameter är mindre än 1500 km. Vid International Astronomical Unions XXVI-församling 2006 gavs dock en uppdaterad definition av begreppet "planet", och sedan dess har de flesta asteroider klassificerats som himlakroppar och anses inte längre vara planeter.

Man tror att den första asteroiden Cecera upptäcktes av en slump av en italiensk astronom. Giuseppe Piazzi 1 januari 1801, även om denna asteroids omloppsbana beräknades redan innan dess av en grupp astronomer ledda av en tysk astronom Franz Xaver.

Metoden för visuell observation, som användes för att söka efter asteroider i början, ersattes av metoden för astrofotografering. 1891 en tysk astronom Maximilian Wolf använde först en ny metod, vars essens var att fotografera himlakroppar med lång exponeringstid. På fotografierna lämnade asteroiderna korta ljuslinjer. Denna metod påskyndade upptäckten av nya asteroider avsevärt.

Hittills har flera tusen himlakroppar av denna typ redan upptäckts och numrerats.

Det är tillåtet att ge vilka namn som helst till nyupptäckta asteroider, inklusive för att hedra deras upptäckare, men först efter att deras omloppsbana har beräknats tillräckligt tillförlitligt. Tills dess tilldelas asteroiden ett serienummer.

Vad är skillnaden mellan en asteroid och en meteoroid?

En meteoroid (eller meteoroid) är en solid kosmisk kropp som rör sig i det interplanetära rummet. Huvudparametern med vilken de kan särskiljas från asteroider är deras storlek. Asteroider, som redan nämnts, är kroppar med en diameter på mer än 30 m, medan meteoroider är kroppar av mycket mindre storlek. Dessutom kan de inte jämföras som rymdobjekt i den meningen att lagarna enligt vilka en asteroid och en meteoroide rör sig i yttre rymden är olika.

Är asteroid 2012DA14 farlig?

Forskare tror inte.

Asteroid numrerad 2012DA14, upptäckt av spanska astronomer förra året, kommer att närma sig jorden på 17 000 km. Som jämförelse är höjden på vilken jordens konstgjorda satelliter är belägna, som sänder tv-signaler, mer än 35 tusen km.

Storleken på asteroiden är liten: diameter - cirka 45 meter, vikt - 130 tusen ton. Om den hade kolliderat med jorden skulle explosionen ha frigjort energi som är jämförbar med explosionen på 2,4 megaton TNT.

Men forskare försäkrar: detta "möte" innebär inte någon fara för en kollision med jorden. Men det kommer till och med att vara möjligt att observera "passagen" av en himlakropp nära jorden. Det kommer att vara synligt för invånarna i Australien och Asien med hjälp av kikare, och om atmosfären är tillräckligt ren, då med blotta ögat. I Moskva kan asteroidens flygning observeras med hjälp av en stark kikare eller ett litet teleskop, bort från stadsljus. I princip, som forskarna säger, kommer det att vara möjligt att se himmelfenomenet i hela Ryssland, förutom de östligaste regionerna, där det redan kommer att gry när asteroiden närmar sig jorden.

Asteroiden kommer att närma sig jorden närmast klockan 23.25 Moskva-tid.

De som önskar kommer att kunna se flygningen av en asteroid genom en internetsändning på webbplatsen NASA.

Finns det risk för en global katastrof från en kollision med en asteroid?

De flesta av dem ligger i ett bälte som sträcker sig mellan Jupiters banor och. Bältet är format som en torus, och dess densitet minskar över ett avstånd på 3,2 AU.

Fram till 24 augusti 2006 ansågs Ceres vara den största asteroiden (975x909 km), men de bestämde sig för att ändra dess status och gav den titeln en dvärgplanet. Och den totala massan av alla föremål i huvudbältet är liten - 3,0 - 3,6,1021 kg, vilket är 25 gånger mindre än massan.

Foto av dvärgplaneten Ceres

Känsliga fotometrar gör det möjligt att studera förändringar i ljusstyrkan hos kosmiska kroppar. Det visar sig en ljuskurva, från vars form du kan ta reda på asteroidens rotationsperiod och platsen för dess rotationsaxel. Periodiciteten är från flera timmar till flera hundra timmar. Dessutom kan ljuskurvan hjälpa till att bestämma asteroidformer. Endast de största föremålen närmar sig formen av en boll, resten har en oregelbunden form.

På grund av förändringen i ljusstyrka kan det antas att vissa asteroider har satelliter, medan andra är binära system eller kroppar som rullar över varandras ytor.

Asteroidernas banor förändras under kraftfull påverkan av planeterna, speciellt Jupiter påverkar deras banor. Det ledde till att det finns hela zoner där små planeter saknas, och om de lyckas ta sig dit, så under en mycket kort tid. Sådana zoner, kallade luckor eller Kirkwood-luckor, växlar med områden fyllda med rymdkroppar som bildar familjer. Huvuddelen av asteroider är indelad i familjer, som troligen är bildade avkrossa större kroppar. Dessa kluster är uppkallade efter deras största medlem.

På avstånd efter 3.2 a.u. två flockar av asteroider cirklar i Jupiters bana - trojaner och greker. En flock (greker) kör om gasjätten, och den andra (trojaner) ligger efter. Dessa grupper rör sig ganska stadigt, eftersom de befinner sig vid "Lagrange-punkterna", där gravitationskrafterna som verkar på dem utjämnas. Vinkeln för deras divergens är densamma - 60°. Trojanerna kunde ackumuleras långt efter utvecklingen av olika asteroidkollisioner. Men det finns andra familjer med mycket nära omloppsbanor, bildade av de senaste upplösningarna av deras föräldrakroppar. Ett sådant föremål är familjen Flora, som har cirka 60 medlemmar.

Interaktion med jorden

Inte långt från den inre kanten av huvudbältet finns grupper av kroppar vars banor kan skära jordens och de jordiska planeterna. Huvudobjekten inkluderar grupperna Apollo, Amur, Aten. Deras banor är inte stabila, beroende på påverkan från Jupiter och andra planeter. Indelningen i grupper av sådana asteroider är ganska godtycklig, eftersom de kan flytta från grupp till grupp. Sådana objekt korsar jordens omloppsbana, vilket skapar ett potentiellt hot. Cirka 2000 föremål större än 1 km korsar periodvis jordens omloppsbana.

De är antingen fragment av större asteroider, eller kometkärnor från vilka all is har avdunstat. Om 10 - 100 miljoner år kommer dessa kroppar definitivt att falla på planeten som attraherar dem, eller på solen.

Asteroider i jordens förflutna

Den mest kända händelsen av detta slag var en asteroids fall för 65 miljoner år sedan, då hälften av allt som levde på planeten dog. Man tror att storleken på den fallna kroppen var cirka 10 km, och Mexikanska golfen blev epicentrum. På Taimyr hittades också spår av en hundra kilometer lång krater (i kröken av floden Popigai). På planetens yta finns det cirka 230 astroblem - stora anslagsringformationer.

Förening

Asteroider kan klassificeras efter deras kemiska sammansättning och morfologi. Att bestämma storleken på en så liten kropp som en asteroid i det stora solsystemet, som dessutom inte avger ljus, är extremt svårt. Detta hjälper till att implementera den fotometriska metoden - mätningen av ljusstyrkan hos en himlakropp. Egenskaperna och naturen hos det reflekterade ljuset används för att bedöma egenskaperna hos asteroider. Så med den här metoden delades alla asteroider in i tre grupper:

1. kolhaltig- typ C. De flesta av dem - 75%. De reflekterar inte ljuset bra, men är placerade på utsidan av bältet.
2. Sandig- typ S. Dessa kroppar reflekterar ljus starkare och ligger i den inre zonen.
3. metall- typ M. Deras reflektionsförmåga liknar kropparna i grupp S, och de är belägna i bältets centrala zon.

Sammansättningen av asteroider är liknande, eftersom de senare faktiskt är deras fragment. Deras mineralogiska sammansättning är inte olika. Endast cirka 150 mineraler har identifierats, medan det finns mer än 1000 på jorden.

Andra asteroidbälten

Liknande rymdobjekt finns också utanför omloppsbanan. Det finns ganska många av dem i de perifera delarna av solsystemet. Bortom Neptunus omloppsbana finns Kuiperbältet, som innehåller hundratals föremål som varierar i storlek från 100 till 800 km.

Mellan Kuiperbältet och huvudasteroidbältet finns ytterligare en samling liknande föremål som tillhör "klassen av kentaurer". Deras främsta representant var asteroiden Chiron, som ibland låtsas vara en komet, som blir täckt av koma och sprider sin svans. Denna tvåsidiga typ är 200 km stor och är ett bevis på att det finns många likheter mellan kometer och asteroider.

Ursprungshypoteser

Vad är en asteroid - ett fragment av en annan planet eller protosubstans? Detta är fortfarande ett mysterium, som de har försökt lösa länge. Det finns två huvudhypoteser:

Planetexplosion. Den mest romantiska versionen är den exploderade mytiska planeten Phaeton. Det påstås ha bebotts av intelligenta varelser som hade nått en hög levnadsstandard. Men ett kärnvapenkrig bröt ut som till slut förstörde planeten. Men studiet av strukturen och sammansättningen av meteoriter avslöjade att substansen i endast en planet inte räcker för en sådan variation. Och meteoriternas ålder – från en miljon till hundratals miljoner år – visar att fragmenteringen av asteroider var lång. Och planeten Phaeton är bara en vacker saga.

Kollisioner av protoplanetära kroppar. Denna hypotes råder. Det förklarar ganska tillförlitligt asteroidernas ursprung. Planeterna bildades av ett moln av gas och damm. Men i områdena mellan Jupiter och Mars slutade processen med skapandet av protoplanetära kroppar, från kollisionen av vilka asteroider föddes. Det finns en version att den största av de små planeterna är just planetens embryon som inte lyckades bildas. Sådana objekt inkluderar Ceres, Vesta, Pallas.

största asteroider

Ceres. Det är det största föremålet i asteroidbältet, med en diameter på 950 km. Dess massa är nästan en tredjedel av den totala massan av alla bältets kroppar. Ceres består av en stenig kärna omgiven av en isig mantel. Det antas att det finns flytande vatten under isen. En dvärgplanet kretsar runt solen på 4,6 år med en hastighet av 18 km/s. Dess rotationsperiod är 9,15 timmar, och medeldensiteten är 2 g/cm 3 .

Pallas. Det näst största objektet i asteroidbältet, men med överföringen av Ceres till status som en dvärgplanet, blev den största asteroiden. Dess parametrar är 582x556x500 km. Stjärnans förbiflygning tar 4 år med en hastighet av 17 km/s. En dag på Pallas är 8 timmar, och yttemperaturen är 164°K.

Vesta. Denna asteroid har blivit den ljusaste och den enda som kan ses utan användning av optik. Kroppens dimensioner är 578x560x458 km, och endast den asymmetriska formen tillåter inte att Vesta klassificeras som en dvärgplanet. Inuti den finns en kärna av järn-nickel, och runt den finns en stenmantel.

Det finns många stora kratrar på Vesta, varav den största har en diameter på 460 km och ligger i regionen vid sydpolen. Djupet av denna formation når 13 km, och dess kanter stiger över den omgivande slätten med 4–12 km.

Evgenia. Denna ganska stora asteroid med en diameter på 215 km. Intressant eftersom den har två satelliter. Det var The Little Prince (13 km) och S/2004 (6 km). De ligger 1200 respektive 700 km från Evgenia.

Studie av

Början av en detaljerad studie av asteroider lades av rymdfarkosten Pioneer. Men den första som tog bilder av föremålen Gaspra och Ida var Galileo-apparaten 1991. En detaljerad undersökning utfördes också av NEAR Shoemaker och Hayabusa-apparaten. Deras mål var Eros, Matilda och Itokawa. Jordpartiklar levererades till och med från den senare. 2007 avgick Dawn-stationen till Vesta och Ceres och nådde Vesta den 16 juli 2011. I år ska stationen anlända till Ceres, och sedan ska den försöka nå Pallas.

Det är osannolikt att något liv kommer att hittas på asteroider, men det finns säkert många intressanta saker där. Du kan förvänta dig mycket av dessa föremål, men du vill inte bara en sak: deras oväntade ankomst för att besöka oss.