Asteroidi se kreću oko Sunca. Najveći asteroidi i njihovo kretanje

Oblik i površina asteroida Ida.
Sjever je na vrhu.
Animaciju je uradio Typhoon Oneer.
(Autorska prava © 1997 A. Tayfun Oner).

1. Opšte ideje

Asteroidi su čvrsta kamena tijela koja se, poput planeta, kreću eliptičnim orbitama oko Sunca. Ali veličine ovih tijela su mnogo manje od običnih planeta, pa se nazivaju i manjim planetama. Prečnici asteroida kreću se od nekoliko desetina metara (konvencionalno) do 1000 km (veličine najvećeg asteroida Ceres). Termin "asteroid" (ili "zvijezda") skovao je poznati astronom iz 18. stoljeća William Herschel kako bi opisao izgled ovih objekata kada se posmatraju kroz teleskop. Čak i sa najvećim zemaljskim teleskopima, nemoguće je razlikovati vidljive diskove najvećih asteroida. Oni se posmatraju kao tačkasti izvori svetlosti, iako, kao i druge planete, same ne emituju ništa u vidljivom opsegu, već samo reflektuju upadnu sunčevu svetlost. Prečnici nekih asteroida mjereni su metodom "zatamnjenja zvijezda", u onim sretnim trenucima kada su bili u istoj liniji vida sa dovoljno sjajnim zvijezdama. U većini slučajeva, njihove se veličine procjenjuju pomoću posebnih astrofizičkih mjerenja i proračuna. Većina trenutno poznatih asteroida kreće se između orbita Marsa i Jupitera na udaljenostima od Sunca od 2,2-3,2 astronomske jedinice (u daljem tekstu - AU). Ukupno je do danas otkriveno oko 20.000 asteroida, od kojih je oko 10.000 registrovano, odnosno dodijeljeni su im brojevi ili čak vlastita imena, a orbite se izračunavaju s velikom preciznošću. Prava imena asteroidima obično daju njihovi otkrivači, ali u skladu sa utvrđenim međunarodnim pravilima. U početku, kada se malo znalo o malim planetama, njihova imena su, kao i za druge planete, preuzeta iz starogrčke mitologije. Prstenast prostor koji ova tijela zauzimaju naziva se glavni asteroidni pojas. Sa prosječnom linearnom orbitalnom brzinom od oko 20 km/s, asteroidi glavnog pojasa provedu jednu revoluciju oko Sunca od 3 do 9 zemaljskih godina, ovisno o udaljenosti od njega. Nagibi ravni njihovih orbita u odnosu na ravan ekliptike ponekad dosežu 70°, ali su uglavnom u rasponu od 5-10°. Na osnovu toga, svi poznati asteroidi glavnog pojasa podijeljeni su približno podjednako na ravne (sa orbitalnim nagibima do 8°) i sferne podsisteme.

Tokom teleskopskih posmatranja asteroida, otkriveno je da se sjaj apsolutne većine njih vremenom mijenja. kratko vrijeme(od nekoliko sati do nekoliko dana). Astronomi su dugo pretpostavljali da su ove promjene u sjaju asteroida povezane s njihovom rotacijom i prvenstveno su određene njihovim nepravilnim oblikom. Prve fotografije asteroida dobijene pomoću svemirskih letjelica to su potvrdile i pokazale da su površine ovih tijela ispucane kraterima ili kraterima. različite veličine. Na slikama 1-3 prikazane su prve svemirske slike asteroida dobivene korištenjem različitih svemirskih letjelica. Očigledno je da su takvi oblici i površine malih planeta nastali tokom njihovih brojnih sudara sa drugim čvrstim nebeskim tijelima. Općenito, kada je oblik asteroida koji se promatra sa Zemlje nepoznat (pošto je vidljiv kao točkasti objekt), onda pokušavaju da ga aproksimiraju pomoću troosnog elipsoida.

Tabela 1 pruža osnovne informacije o najvećim ili jednostavno zanimljivim asteroidima.

Objašnjenja za tabelu.

1 Ceres je najveći asteroid koji je prvi otkriven. Otkrio ju je italijanski astronom Giuseppe Piazzi 1. januara 1801. i dobio ime po rimskoj boginji plodnosti.

2 Pallas je drugi najveći asteroid, ujedno i drugi otkriveni. To je uradio nemački astronom Hajnrih Olbers 28. marta 1802. godine.

3 Juno - otkrio K. Harding 1804. godine.

4 Vesta je treći po veličini asteroid, koji je također otkrio G. Olbers 1807. Ovo tijelo ima opservacijski dokaz o prisutnosti bazaltne kore koja prekriva olivinski omotač, što može biti posljedica topljenja i diferencijacije njegove supstance. Slika vidljivog diska ovog asteroida prvi put je dobijena 1995. godine pomoću američkog svemirskog teleskopa. Hubble, koji radi u niskoj orbiti Zemlje.

8 Flora je najveći asteroid iz velike porodice asteroida nazvanih istim imenom, koja broji nekoliko stotina članova, koju je prvi okarakterizirao japanski astronom K. Hirayama. Asteroidi ove porodice imaju veoma bliske orbite, što verovatno potvrđuje njihovo zajedničko poreklo iz zajedničkog matičnog tela, uništenog prilikom sudara sa nekim drugim telom.

243 Ida je asteroid glavnog asteroidnog pojasa, čije su slike dobijene pomoću svemirske letjelice Galileo 28. avgusta 1993. Ove slike su omogućile otkrivanje malog satelita Ida, kasnije nazvanog Daktil. (Pogledajte slike 2 i 3).

253 Matilda je asteroid, čije su slike dobijene pomoću svemirske letjelice NIAR u junu 1997. (vidi sliku 4).

433 Eros je asteroid blizu Zemlje, čije su slike dobijene pomoću svemirske letjelice NIAR u februaru 1999. godine.

951 Gaspra je asteroid glavnog asteroidnog pojasa koji je prvi snimio svemirski brod Galileo 29. oktobra 1991. (vidi sliku 1).

1566 Ikar je asteroid koji se približava Zemlji i prelazi njenu orbitu, sa veoma velikim ekscentricitetom orbite (0,8268).

1620 Geograph je asteroid blizu Zemlje koji je ili binarni objekat ili ima vrlo nepravilan oblik. Ovo proizilazi iz zavisnosti njegove svetlosti od faze rotacije oko sopstvene ose, kao i iz njegovih radarskih slika.

1862 Apollo - najveći asteroid iz iste porodice tijela koji se približava Zemlji i prelazi njenu orbitu. Ekscentricitet Apolonove orbite je prilično velik - 0,56.

2060 Chiron je asteroid-kometa koja pokazuje periodičnu kometnu aktivnost (redovno povećanje svjetline u blizini perihela orbite, odnosno na minimalnoj udaljenosti od Sunca, što se može objasniti isparavanjem isparljivih spojeva uključenih u asteroid), krećući se po ekscentričnoj putanji (ekscentricitet 0,3801) između orbita Saturna i Urana.

4179 Toutatis je binarni asteroid čije su komponente vjerovatno u kontaktu i ima otprilike 2,5 km i 1,5 km. Slike ovog asteroida dobijene su pomoću radara koji se nalaze u Arecibu i Goldstonu. Od svih trenutno poznatih asteroida blizu Zemlje u 21. veku, Toutatis bi trebao biti na najbližoj udaljenosti (oko 1,5 miliona km, 29. septembra 2004.).

4769 Castalia je dvostruki asteroid sa približno identičnim (0,75 km u prečniku) komponentama u kontaktu. Njegova radio slika je dobijena pomoću radara u Arecibu.

Slika asteroida 951 Gaspra

Rice. 1. Slika asteroida 951 Gaspra, dobijena pomoću svemirske letjelice Galileo, u pseudo boji, odnosno kao kombinacija slika kroz ljubičasti, zeleni i crveni filter. Rezultirajuće boje su posebno poboljšane kako bi se istaknule suptilne razlike u detaljima površine. Izložena područja imaju plavičastu nijansu stijene, dok površine prekrivene regolitom (drobljenim materijalom) imaju crvenkastu boju. Prostorna rezolucija na svakoj tački slike je 163 m. Gaspra ima nepravilan oblik i približne dimenzije duž 3 ose 19 x 12 x 11 km. Sunce obasjava asteroid sa desne strane.
NASA GAL-09 slika.

Slika asteroida 243 Idas

Rice. 2 Slika asteroida 243 Ida u lažnim bojama i njegovog malog mjeseca Daktila snimljena svemirskom letjelicom Galileo. Izvorne slike korištene za dobivanje slike prikazane na slici dobivene su sa otprilike 10.500 km. Razlike u boji mogu ukazivati ​​na varijacije u sastavu surfaktanta. Jarkoplava područja mogu biti obložena supstancom koja se sastoji od minerala koji sadrže željezo. Dužina Idi je 58 km, a os rotacije je orijentisana okomito sa blagim nagibom udesno.
NASA GAL-11 slika.

Rice. 3. Slika Daktila, malog satelita 243 Ida. Još nije poznato da li se radi o komadu Ide, odlomljenom od nje prilikom neke vrste sudara, ili o stranom objektu zahvaćenom njegovim gravitacionim poljem i koji se kreće po kružnoj orbiti. Ova slika je snimljena 28. avgusta 1993. kroz filter neutralne gustine sa udaljenosti od približno 4000 km, 4 minuta pre najbližeg približavanja asteroidu. Dimenzije Daktila su otprilike 1,2 x 1,4 x 1,6 km. NASA GAL-04 slika

Asteroid 253 Matilda

Rice. 4. Asteroid 253 Matilda. NASA fotografija, svemirski brod NEAR

2. Kako je mogao nastati glavni asteroidni pojas?

Orbite tijela koncentrisanih u glavnom pojasu su stabilne i imaju oblik blizak kružnom ili blago ekscentričnom. Ovdje se kreću u “sigurnoj” zoni, gdje je gravitacijski utjecaj velikih planeta, a prvenstveno Jupitera, na njih minimalan. Naučne činjenice dostupne danas pokazuju da je Jupiter bio taj koji je igrao glavna uloga je to na mjestu glavnog asteroidnog pojasa tokom perioda njegovog formiranja Solarni sistem Druga planeta nije mogla nastati. Ali čak i na početku našeg veka, mnogi naučnici su još uvek bili uvereni da je između Jupitera i Marsa postojala još jedna velika planeta, koja je iz nekog razloga kolabirala. Olbers je bio prvi koji je izrazio takvu hipotezu, odmah nakon svog otkrića Palade. Osmislio je i naziv za ovu hipotetičku planetu - Phaeton. Hajde da napravimo malu digresiju i opišemo jednu epizodu iz istorije Sunčevog sistema - tu istoriju koja se zasniva na modernim naučne činjenice. Ovo je posebno neophodno za razumevanje porekla asteroida glavnog pojasa. Veliki doprinos formiranju moderne teorije o poreklu Sunčevog sistema dali su sovjetski naučnici O.Yu. Schmidt i V.S. Safronov.

Jedno od najvećih tijela, formirano u orbiti Jupitera (na udaljenosti od 5 AJ od Sunca) prije oko 4,5 milijardi godina, počelo je rasti brže od ostalih. Nalazeći se na granici kondenzacije isparljivih jedinjenja (H 2, H 2 O, NH 3, CO 2, CH 4 itd.), koje su tekle iz zone protoplanetarnog diska bliže Suncu i zagrejanije, ovo telo je postalo centar akumulacije materije koja se sastoji uglavnom od zamrznutih gasnih kondenzata. Kada je dostigao dovoljno veliku masu, počeo je da svojim gravitacionim poljem hvata prethodno zgusnutu materiju koja se nalazi bliže Suncu, u zoni matičnih tela asteroida, i tako usporava rast potonjih. S druge strane, manja tijela koja proto-Jupiter nije zarobio iz bilo kojeg razloga, ali su se nalazila u sferi njegovog gravitacionog utjecaja, efektivno su raspršena u različite strane. Na sličan način je vjerovatno došlo do izbacivanja tijela iz zone formiranja Saturna, iako ne tako intenzivno. Ova tijela su također prodrla u pojas matičnih tijela asteroida ili planetezimala koji su se ranije pojavili između orbite Marsa i Jupitera, "izbrišući" ih iz ove zone ili podvrgnuti fragmentaciji. Štoviše, prije toga je postupni rast matičnih tijela asteroida bio moguć zbog njihovih malih relativnih brzina (do oko 0,5 km/s), kada su sudari bilo kojeg objekta završavali njihovim ujedinjenjem, a ne fragmentacijom. Povećanje protoka tijela koje Jupiter (i Saturn) bacaju u pojas asteroida tokom njegovog rasta dovelo je do toga da su se relativne brzine matičnih tijela asteroida značajno povećale (do 3-5 km/s) i postale haotičnije. U konačnici, proces akumulacije matičnih tijela asteroida zamijenjen je procesom njihove fragmentacije prilikom međusobnih sudara, a potencijalna mogućnost formiranja dovoljno velike planete na datoj udaljenosti od Sunca zauvijek je nestala.

3. Orbite asteroida

vraćajući se u trenutna drzava asteroidnog pojasa, treba naglasiti da Jupiter i dalje igra primarnu ulogu u evoluciji asteroidnih orbita. Dugogodišnji gravitacijski uticaj (više od 4 milijarde godina) ove divovske planete na asteroide glavnog pojasa doveo je do toga da postoji cela linija Praktično ne postoje „zabranjene“ orbite, pa čak ni zone u kojima postoje male planete, a ako dođu tamo, ne mogu tu dugo ostati. Zovu se praznine ili Kirkwood otvore, nazvane po Danielu Kirkwoodu, naučniku koji ih je prvi otkrio. Takve orbite su rezonantne, jer asteroidi koji se kreću duž njih doživljavaju snažan gravitacijski utjecaj Jupitera. Orbitalni periodi koji odgovaraju ovim orbitama su u jednostavnom odnosu sa orbitalnim periodom Jupitera (na primjer, 1:2; 3:7; 2:5; 1:3, itd.). Ako asteroid ili njegov fragment, kao rezultat sudara s drugim tijelom, padne u rezonantnu ili blisku orbitu, tada se velika poluos i ekscentricitet njegove orbite mijenjaju prilično brzo pod utjecajem Jovijevog gravitacijskog polja. Sve se završava tako što asteroid ili napusti rezonantnu orbitu i čak može napustiti glavni pojas asteroida, ili je osuđen na nove sudare sa susjednim tijelima. Ovo čisti odgovarajući Kirkwood prostor od svih objekata. Međutim, treba naglasiti da u glavnom pojasu asteroida nema praznina ili praznih prostora ako zamislimo trenutnu distribuciju svih tijela koja su u njemu uključena. Svi asteroidi u bilo kojem trenutku prilično ravnomjerno ispunjavaju pojas asteroida, budući da, krećući se eliptičnim orbitama, većinu vremena provode u zoni „vanzemaljaca“. Još jedan, “suprotan” primjer gravitacijskog utjecaja Jupitera: na vanjskoj granici glavnog asteroidnog pojasa postoje dva uska dodatna “prstena”, naprotiv, sastavljena od orbita asteroida, čiji su orbitalni periodi u proporcije 2:3 i 1:1 u odnosu na orbitalni period Jupitera. Očigledno, asteroidi sa orbitalnim periodom koji odgovara omjeru 1:1 nalaze se direktno u orbiti Jupitera. Ali oni se kreću na udaljenosti od nje jednakoj radijusu Jupiterijanske orbite, bilo ispred ili iza. Oni asteroidi koji su u svom kretanju ispred Jupitera zovu se „Grci“, a oni koji ga prate nazivaju se „Trojanci“ (tako su nazvani po herojima Trojanskog rata). Kretanje ovih malih planeta je prilično stabilno, jer se nalaze na takozvanim “Lagrangeovim tačkama”, gdje su gravitacijske sile koje djeluju na njih izjednačene. Opšti naziv za ovu grupu asteroida je “Trojanci”. Za razliku od Trojanaca, koji su se mogli postepeno akumulirati u blizini Lagrangeovih tačaka tokom duge kolizione evolucije različitih asteroida, postoje porodice asteroida s vrlo bliskim orbitama svojih sastavnih tijela, a koje su najvjerovatnije nastale kao rezultat relativno nedavnih raspada njihovih sastavnih tijela. odgovarajućim matičnim telima. To je, na primjer, porodica asteroida Flora, koja već broji oko 60 članova, i niz drugih. IN U poslednje vreme naučnici pokušavaju da utvrde ukupan broj ovakvih porodica asteroida kako bi na taj način procenili prvobitni broj njihovih matičnih tela.

4. Asteroidi blizu Zemlje

Blizu unutrašnjeg ruba glavnog asteroidnog pojasa, postoje druge grupe tijela čije se orbite protežu daleko izvan glavnog pojasa i čak se mogu ukrštati s orbitama Marsa, Zemlje, Venere, pa čak i Merkura. Prije svega, to su grupe asteroida Amur, Apollo i Aton (po imenima najvećih predstavnika uključenih u ove grupe). Orbite takvih asteroida više nisu stabilne kao orbite tijela glavnog pojasa, već se relativno brzo razvijaju pod utjecajem gravitacijskih polja ne samo Jupitera, već i zemaljskih planeta. Zbog toga se takvi asteroidi mogu kretati iz jedne grupe u drugu, a podjela asteroida u navedene grupe je uslovna, na osnovu podataka o savremenim orbitama asteroida. Konkretno, Amurijanci se kreću po eliptičnim orbitama, čija perihelijska udaljenost (minimalna udaljenost do Sunca) ne prelazi 1,3 AJ. Apoloni se kreću po orbitama s perihelnom udaljenosti manjom od 1 AJ. (zapamtite da je ovo prosječna udaljenost Zemlje od Sunca) i prodrijeti u Zemljinu orbitu. Ako za Amurce i Apolonance velika poluos orbite prelazi 1 AJ, onda je za Atonance manja ili reda ove vrijednosti i ovi se asteroidi, prema tome, kreću uglavnom unutar Zemljine orbite. Očigledno je da Apoloni i Atonijani, prelazeći Zemljinu orbitu, mogu stvoriti prijetnju sudara s njom. Postoji čak opšta definicija ova grupa malih planeta kao “asteroidi blizu Zemlje” su tijela čije orbitalne veličine ne prelaze 1,3 AJ. Do danas je otkriveno oko 800 takvih objekata, ali njihov ukupan broj može biti znatno veći - do 1500-2000 sa dimenzijama većim od 1 km i do 135.000 sa dimenzijama većim od 100 m sa asteroida i drugih kosmičkih tijela koja se nalaze ili bi mogla završiti u zemaljskoj okolini naširoko se raspravlja u naučnim i javnim krugovima. Više detalja o tome, kao io predloženim mjerama za zaštitu naše planete, možete pronaći u nedavno objavljenoj knjizi koju je uredio A.A. Boyarchuk.

5. O drugim asteroidnim pojasevima

Tela slična asteroidima postoje i izvan orbite Jupitera. Štaviše, prema najnovijim podacima, pokazalo se da takvih tijela ima puno na periferiji Sunčevog sistema. Ovo je prvi sugerirao američki astronom Gerard Kuiper još 1951. godine. On je formulisao hipotezu da je iza orbite Neptuna, na udaljenostima od oko 30-50 AJ. može postojati čitav pojas tijela koji služi kao izvor kratkoperiodičnih kometa. Zaista, od ranih 90-ih (sa uvođenjem najvećih teleskopa prečnika do 10 m na Havajskim ostrvima), otkriveno je više od stotinu objekata sličnih asteroidima čiji se prečnik kreće od približno 100 do 800 km. orbita Neptuna. Zbirka ovih tijela nazvana je "Kuiperov pojas", iako još uvijek nisu dovoljna za formiranje "punopravnog" pojasa. Međutim, prema nekim procjenama, broj tijela u njemu može biti ništa manje (ako ne i više) nego u glavnom asteroidnom pojasu. Na osnovu svojih orbitalnih parametara, novootkrivena tijela podijeljena su u dvije klase. Otprilike trećina svih trans-neptunskih objekata pripisana je prvoj, takozvanoj „Plutinovoj klasi“. Kreću se u rezonanciji 3:2 sa Neptunom u prilično eliptičnim orbitama (velike poluose oko 39 AJ; ekscentriciteti 0,11-0,35; orbitalne inklinacije prema ekliptici 0-20 stepeni), slično orbiti Plutona, odakle su nastali naziv ove klase. Trenutno se čak vode rasprave među naučnicima o tome treba li Pluton smatrati punopravnom planetom ili samo jednim od objekata gore navedene klase. Međutim, status Plutona se najvjerovatnije neće promijeniti, budući da je njegov prosječni prečnik (2390 km) znatno veći od prečnika poznatih trans-neptunskih objekata, a osim toga, kao i većina drugih planeta u Sunčevom sistemu, ima veliki satelit ( Charon) i atmosfera. Druga klasa uključuje takozvane „tipične objekte Kuiperovog pojasa“, budući da je većina njih (preostale 2/3) poznata i kreću se u orbitama bliskim kružnim sa velikim poluosama u rasponu od 40-48 AJ. i različiti nagibi (0-40°). Do sada su velike udaljenosti i relativno male veličine onemogućavale brže otkrivanje novih sličnih tijela, iako se za to koriste najveći teleskopi i najmodernija tehnologija. Na osnovu poređenja ovih tijela sa poznatim asteroidima na osnovu njihovih optičkih karakteristika, danas se vjeruje da su prva najprimitivnija u našem planetarnom sistemu. To znači da je njihova materija, od kondenzacije iz protoplanetarne magline, doživjela vrlo male promjene u odnosu na, na primjer, materiju zemaljskih planeta. Zapravo, apsolutna većina ovih tijela u svom sastavu mogu biti jezgra kometa, o čemu će također biti riječi u odjeljku „Komete“.

Određeni broj asteroidnih tijela je otkriven (ovaj broj će se vjerovatno vremenom povećavati) između Kuiperovog pojasa i glavnog asteroidnog pojasa - ovo je "klasa Kentaura" - po analogiji sa drevnim grčkim mitološkim kentaurima (poluljudi, pola - konj). Jedan od njihovih predstavnika je i asteroid Chiron, koji bi se pravilnije nazvali kometnim asteroidom, jer povremeno ispoljava kometnu aktivnost u obliku gasovite atmosfere (koma) i repa. Nastaju od isparljivih spojeva koji čine supstancu ovog tijela dok ono prolazi kroz perihelijske dijelove svoje orbite. Hiron je jedan od jasnih primjera odsustva oštre granice između asteroida i kometa u smislu sastava materije i, moguće, porijekla. Veličine je oko 200 km i njegova orbita se preklapa sa putanjama Saturna i Urana. Drugo ime za objekte ove klase je "pojas Kazimirčak-Polonskaja" - nazvan po E.I. Polonskaya, koja je dokazala postojanje asteroidnih tijela između džinovskih planeta.

6. Malo o metodama istraživanja asteroida

Naše razumijevanje prirode asteroida sada se zasniva na tri glavna izvora informacija: teleskopskim osmatranjima na zemlji (optičkim i radarskim), slikama dobijenim iz svemirskih letjelica koje se približavaju asteroidima i laboratorijskoj analizi poznatih zemaljskih stijena i minerala, kao i meteorita koji su pale na Zemlju, za koje se (o čemu će biti reči u odeljku „Meteoriti“) uglavnom smatraju fragmenti asteroida, jezgra kometa i površine zemaljskih planeta. Ali i dalje dobijamo najveću količinu informacija o malim planetama koristeći zemaljska teleskopska mjerenja. Stoga se asteroidi dijele na takozvane "spektralne tipove" ili klase prema, prije svega, njihovim vidljivim optičkim karakteristikama. Prije svega, to je albedo (udio svjetlosti koju tijelo reflektira od količine sunčeve svjetlosti koja pada na njega u jedinici vremena, ako smatramo da su smjer upada i reflektiranih zraka isti) i opći oblik tijela refleksijski spektar u vidljivom i bliskom infracrvenom opsegu (koji se dobija jednostavnim dijeljenjem svjetlosne talasne dužine spektralnog sjaja površine posmatranog tijela sa spektralnim sjajem na istoj talasnoj dužini samog Sunca). Ove optičke karakteristike se koriste za procjenu hemijskog i mineraloškog sastava supstance koja sačinjava asteroide. Ponekad se uzimaju u obzir dodatni podaci (ako ih ima), na primjer, o radarskoj refleksivnosti asteroida, brzini njegove rotacije oko vlastite ose itd.

Želja da se asteroidi podijele u klase objašnjava se željom naučnika da pojednostave ili shematiziraju opis ogromnog broja malih planeta, iako, kako pokazuju temeljitije studije, to nije uvijek moguće. Nedavno je već postojala potreba da se uvedu podklase i manje podjele spektralnih tipova asteroida kako bi se okarakterisale neke opće karakteristike njihovih pojedinačnih grupa. Prije nego daš opšte karakteristike asteroida različitih spektralnih tipova, objasnit ćemo kako možete procijeniti sastav asteroidne materije koristeći daljinsko očitavanje. Kao što je već napomenuto, vjeruje se da asteroidi bilo koje vrste imaju približno iste vrijednosti albedo i refleksijski spektri sličnog oblika, koji se mogu zamijeniti prosječnim (za dati tip) vrijednostima ili karakteristikama. Ove prosječne vrijednosti za dati tip asteroida upoređuju se sa sličnim vrijednostima za zemaljske stijene i minerale, kao i one meteorite čiji su uzorci dostupni u zemaljskim zbirkama. Hemijski i mineralni sastav ovi uzorci, koji se nazivaju “analogni uzorci”, zajedno sa svojim spektralnim i drugim fizičkim svojstvima, po pravilu su već dobro proučeni u zemaljskim laboratorijama. Na osnovu ovakvog poređenja i odabira analognih uzoraka, u prvoj aproksimaciji se utvrđuje određen prosječan hemijski i mineralni sastav materije za asteroide ovog tipa. Pokazalo se da je, za razliku od zemaljskih stijena, supstanca asteroida u cjelini mnogo jednostavnija ili čak primitivna. Ovo sugeriše da fizički i hemijski procesi u kojima je asteroidna materija bila uključena kroz istoriju Sunčevog sistema nisu bili toliko raznoliki i složeni kao na zemaljskim planetama. Ako se oko 4.000 mineralnih vrsta sada smatra pouzdano utvrđenim na Zemlji, onda ih na asteroidima može biti samo nekoliko stotina. O tome se može suditi po broju mineralnih vrsta (oko 300) pronađenih u meteoritima koji su pali na površinu zemlje, a koji mogu biti fragmenti asteroida. Veliki izbor minerala na Zemlji nastao je ne samo zato što se formiranje naše planete (kao i drugih zemaljskih planeta) odvijalo u protoplanetarnom oblaku mnogo bližem Suncu, a samim tim i na više visoke temperature. Pored činjenice da su silikatna supstanca, metali i njihovi spojevi, koji su na takvim temperaturama u tečnom ili plastičnom stanju, bili odvojeni ili diferencirani specifičnom težinom u gravitacionom polju Zemlje, preovlađujući temperaturni uslovi su se pokazali povoljnim za pojava konstantnog plina ili tekućine oksidirajuće sredine, čiji su glavni sastojci bili kisik i voda. Njihova duga i stalna interakcija sa primarnim mineralima i stenama zemljine kore dovela je do bogatstva minerala koje posmatramo. Vraćajući se na asteroide, treba napomenuti da se, prema podacima daljinskog istraživanja, oni uglavnom sastoje od jednostavnijih silikatnih spojeva. Prije svega, to su bezvodni silikati, kao što su pirokseni (njihova opća formula je ABZ 2 O 6, gdje pozicije “A” i “B” zauzimaju kationi različitih metala, i “Z” - Al ili Si), olivine (A 2+ 2 SiO 4, gdje je A 2+ = Fe, Mg, Mn, Ni) i ponekad plagioklase (sa općom formulom (Na,Ca)Al(Al, Si )Si 2 O 8). Nazivaju se mineralima koji stvaraju stijene jer čine osnovu većine stijena. Druga vrsta silikatnog spoja koji se obično nalazi na asteroidima su hidrosilikati ili slojeviti silikati. Tu spadaju serpentini (sa opštom formulom A 3 Si 2 O 5? (OH), gde je A = Mg, Fe 2+, Ni), hloriti (A 4-6 Z 4 O 10 (OH,O) 8, gde je A i Z su uglavnom kationi različitih metala) i niz drugih minerala koji sadrže hidroksil (OH). Može se pretpostaviti da se na asteroidima nalaze ne samo jednostavni oksidi, spojevi (na primjer, sumpor-dioksid) i legure željeza i drugih metala (posebno FeNi), ugljična (organska) jedinjenja, već čak i metali i ugljik u slobodnom stanje. O tome svjedoče rezultati istraživanja meteoritske materije koja neprestano pada na Zemlju (vidi odjeljak „Meteoriti“).

7. Spektralni tipovi asteroida

Do danas su identifikovane, označene sledeće glavne spektralne klase ili tipovi malih planeta sa latiničnim slovima: A, B, C, F, G, D, P, E, M, Q, R, S, V i T. Damo im kratak opis.

Asteroidi tipa A imaju prilično visok albedo i najcrveniju boju, što je određeno značajnim povećanjem njihove refleksivnosti prema dugim valnim dužinama. Mogu se sastojati od visokotemperaturnih olivina (koji imaju tačku topljenja u rasponu od 1100-1900 °C) ili mješavine olivina s metalima koji odgovaraju spektralnim karakteristikama ovih asteroida. Nasuprot tome, male planete tipova B, C, F i G imaju nizak albedo (tijela tipa B su nešto lakša) i gotovo ravne (ili bezbojne) u vidljivom rasponu, ali spektar refleksije koji naglo opada pri kratkom talasne dužine. Stoga se vjeruje da su ovi asteroidi uglavnom sastavljeni od niskotemperaturnih hidratiziranih silikata (koji se mogu raspasti ili topiti na temperaturama od 500-1500°C) s primjesom ugljika ili organskih spojeva sličnih spektralnih karakteristika. Asteroidi sa niskim albedom i crvenkastom bojom klasifikovani su kao D- i P-tipovi (D-tijela su crvenija). Takva svojstva imaju silikati bogati ugljikom ili Organske materije. Sastoje se, na primjer, od čestica međuplanetarne prašine, koja je vjerovatno ispunila cirkumsolarni protoplanetarni disk još prije formiranja planeta. Na osnovu ove sličnosti, može se pretpostaviti da su D- i P-asteroidi najstarija, malo promijenjena tijela asteroidnog pojasa. Najviše imaju male planete tipa E visoke vrijednosti albedo (njihov površinski materijal može reflektirati do 50% svjetlosti koja pada na njih) i blago crvenkaste boje. Mineral enstatit (ovo je visokotemperaturna sorta piroksena) ili drugi silikati koji sadrže željezo u slobodnom (neoksidiranom) stanju, koji stoga mogu biti dio asteroida E-tipa, imaju iste spektralne karakteristike. Asteroidi koji su po spektru refleksije slični tijelima tipa P i E, ali se nalaze između njih po vrijednosti albeda, klasificirani su kao M-tip. Pokazalo se da su optička svojstva ovih objekata vrlo slična svojstvima metala u slobodnom stanju ili metalnih spojeva pomiješanih sa enstatitom ili drugim piroksenima. Sada postoji oko 30 takvih asteroida Uz pomoć zemaljskih opservacija, takvi asteroidi su nedavno ustanovljeni zanimljiva činjenica, kao prisustvo hidratiziranih silikata na značajnom dijelu ovih tijela. Iako razlog za pojavu ovako neobične kombinacije visokotemperaturnih i niskotemperaturnih materijala još nije u potpunosti utvrđen, može se pretpostaviti da su hidrosilikati mogli biti uvedeni u asteroide M-tipa tokom njihovih sudara s primitivnijim tijelima. Od preostalih spektralnih klasa u albedu i opšti oblik Spektri refleksije u vidljivom opsegu asteroida Q-, R-, S- i V-tipa su prilično slični: imaju relativno visok albedo (tijela S tipa su nešto niža) i crvenkastu boju. Razlike između njih se svode na činjenicu da široka apsorpciona traka od oko 1 mikrona prisutna u njihovim spektrima refleksije u bliskom infracrvenom opsegu ima različite dubine. Ova apsorpciona traka je karakteristična za mješavinu piroksena i olivina, a položaj njenog centra i dubina ovise o frakcijskom i ukupnom sadržaju ovih minerala u površinskoj tvari asteroida. S druge strane, dubina bilo koje apsorpcione trake u spektru refleksije silikatne tvari se smanjuje ako sadrži bilo kakve neprozirne čestice (na primjer, ugljik, metale ili njihova jedinjenja) koje zaklanjaju difuzno reflektovanu (tj. koja se prenosi kroz supstancu). i nosi informacije o svom sastavu) svjetlost. Za ove asteroide, dubina apsorpcionog pojasa na 1 μm raste od S- do Q-, R- i V-tipova. U skladu sa navedenim, tijela navedenih tipova (osim V) mogu se sastojati od mješavine olivina, piroksena i metala. Supstanca asteroida tipa V može uključivati, zajedno sa piroksenima, feldspatove, i biti slična po sastavu zemaljskim bazaltima. I konačno, posljednji, T-tip, uključuje asteroide koji imaju nizak albedo i crvenkasti spektar refleksije, koji je sličan spektrima tijela P- i D-tipa, ali zauzimaju srednju poziciju između njihovih spektra u smislu nagiba . Stoga se smatra da je mineraloški sastav asteroida T-, P- i D-tipa približno isti i odgovara silikatima bogatim ugljikom ili organskim spojevima.

Prilikom proučavanja distribucije asteroida različite vrste u svemiru je otkrivena očigledna veza između njihovog navodnog hemijskog i mineralnog sastava i udaljenosti do Sunca. Ispostavilo se da što su ova tijela jednostavnija mineralnog sastava tvari (što više hlapljivih spojeva sadrži), to su po pravilu udaljena. Općenito, više od 75% svih asteroida je tipa C i nalaze se uglavnom u perifernom dijelu asteroidnog pojasa. Otprilike 17% su S-tipa i dominiraju unutrašnjim dijelom asteroidnog pojasa. Većina preostalih asteroida je M tipa i također se kreću uglavnom u srednjem dijelu asteroidnog prstena. Maksimumi distribucije asteroida ova tri tipa nalaze se unutar glavnog pojasa. Maksimum ukupne distribucije asteroida E- i R-tipa proteže se nešto izvan unutrašnje granice pojasa prema Suncu. Zanimljivo je da ukupna distribucija P- i D-tipova asteroida teži svom maksimumu prema periferiji glavnog pojasa i da se proteže ne samo izvan prstena asteroida, već i izvan orbite Jupitera. Moguće je da se distribucija P- i D-asteroida glavnog pojasa preklapa sa asteroidnim pojasevima Kazimirchak-Polonskaya koji se nalaze između orbita džinovskih planeta.

Da zaključimo pregled malih planeta, ukratko ćemo opisati značenje opće hipoteze o nastanku asteroida razne klase, što nalazi sve više potvrda.

8. O porijeklu malih planeta

U zoru formiranja Sunčevog sistema, pre oko 4,5 milijardi godina, iz gasno-prašinskog diska koji okružuje Sunce, kao posledica turbulentnih i drugih nestacionarnih pojava, nastajale su nakupine materije, koje su međusobnim neelastičnim sudarima i gravitacione interakcije, ujedinjene u planetezimale. Sa povećanjem udaljenosti od Sunca, srednja temperatura gasno-prašnaste supstance se smanjivala i, shodno tome, menjao se njen ukupni hemijski sastav. Prstenasta zona protoplanetarnog diska, iz koje je kasnije formiran glavni asteroidni pojas, pokazala se blizu granice kondenzacije isparljivih spojeva, posebno vodene pare. Prvo, ova okolnost je dovela do ubrzanog rasta embriona Jupitera, koji se nalazio u blizini naznačene granice i postao centar akumulacije vodonika, dušika, ugljika i njihovih spojeva, ostavljajući zagrijaniji središnji dio Sunčevog sistema. Drugo, ispostavilo se da je gasno-prašina materija od koje su nastali asteroidi vrlo heterogena po sastavu u zavisnosti od udaljenosti od Sunca: relativni sadržaj najjednostavnijih silikatnih jedinjenja u njoj se naglo smanjio, a sadržaj isparljivih jedinjenja povećao se sa udaljenost od Sunca u regionu od 2.0 do 3.5 a.u. Kao što je već spomenuto, snažni poremećaji od brzo rastućeg embrija Jupitera do asteroidnog pojasa spriječili su stvaranje dovoljno velikog protoplanetarnog tijela u njemu. Proces akumulacije materije tamo je zaustavljen kada je imalo vremena da se formira samo nekoliko desetina planetezimala preplanetarne veličine (oko 500-1000 km), koji su se potom počeli raspadati prilikom sudara usled brz rast njihove relativne brzine (od 0,1 do 5 km/s). Međutim, tokom ovog perioda, neka matična tijela asteroida, ili barem ona koja su sadržavala visok udio silikatnih jedinjenja i koja su se nalazila bliže Suncu, već su bila zagrijana ili su čak doživjela gravitacijsku diferencijaciju. Sada se razmatraju dva moguća mehanizma za zagrijavanje unutrašnjosti takvih proto-asteroida: kao posljedica raspada radioaktivnih izotopa, ili kao rezultat djelovanja indukcijskih struja induciranih u materiji ovih tijela snažnim tokovima nabijenih čestica. od mladog i aktivnog Sunca. Matična tijela asteroida, koja su iz nekog razloga preživjela do danas, prema naučnicima, su najveći asteroidi 1 Ceres i 4 Vesta, o kojima su osnovne informacije date u tabeli. 1. U procesu gravitacijske diferencijacije protoasteroida, koji su doživjeli dovoljno zagrijavanja da rastopi svoju silikatnu materiju, oslobađala su se metalna jezgra i druge lakše silikatne ljuske, au nekim slučajevima čak i bazaltna kora (npr. 4 Vesta), poput zemaljske planete. Ali ipak, budući da je materijal u zoni asteroida sadržavao značajnu količinu isparljivih spojeva, njegova prosječna tačka topljenja bila je relativno niska. Kao što je prikazano sa matematičko modeliranje i numeričkim proračunima, tačka topljenja takve silikatne supstance mogla bi biti u rasponu od 500-1000 °C. Dakle, nakon diferencijacije i hlađenja, matična tijela asteroida su doživjela brojne sudare ne samo međusobno i njihovih fragmenata, već i takođe sa telima koja su upala u pojas asteroida iz zona Jupiter, Saturn i udaljenije periferije Sunčevog sistema. Kao rezultat dugotrajne evolucije udara, proto-asteroidi su fragmentirani u ogroman broj manjih tijela, koja se sada promatraju kao asteroidi. Pri relativnim brzinama od oko nekoliko kilometara u sekundi, sudari tijela koja se sastoje od nekoliko silikatnih školjki s različitim mehanička čvrstoća (što više metala sadrži čvrsta materija, to je ona izdržljivija), dovelo je do njihovog „trganja“ i drobljenja u male fragmente prvenstveno najmanje izdržljivih spoljašnjih silikatnih ljuski. Štoviše, vjeruje se da asteroidi onih spektralnih tipova koji odgovaraju visokotemperaturnim silikatima potječu iz različitih silikatnih ljuski njihovih matičnih tijela koje su pretrpjele topljenje i diferencijaciju. Konkretno, asteroidi tipa M i S mogu biti u potpunosti jezgra svojih matičnih tijela (kao što su S-asteroid 15 Eunomia i M-asteroid 16 Psyche s promjerom od oko 270 km) ili njihovi fragmenti zbog visokog metala sadržaj . Asteroidi A- i R-spektralnog tipa mogu biti fragmenti srednjih silikatnih ljuski, a E- i V-tipovi mogu biti vanjske ljuske takvih matičnih tijela. Na osnovu analize prostorne distribucije asteroida E-, V-, R-, A-, M- i S-tipa, možemo zaključiti da su oni prošli najintenzivniju termičku i udarnu obradu. Ovo se vjerovatno može potvrditi poklapanjem sa unutrašnjom granicom glavnog pojasa ili blizinom maksimuma distribucije asteroida ovih vrsta. Što se tiče asteroida drugih spektralnih tipova, oni se smatraju ili djelomično promijenjenim (metamorfnim) zbog sudara ili lokalnog zagrijavanja, koje nije dovelo do njihovog generalnog topljenja (T, B, G i F), ili primitivnim i malo promijenjenim (D, P, C i Q). Kao što je već napomenuto, broj asteroida ovih vrsta raste prema periferiji glavnog pojasa. Nema sumnje da su i svi oni doživjeli sudare i fragmentaciju, ali taj proces vjerovatno nije bio toliko intenzivan da bi uočljivo uticao na njihove uočene karakteristike, a samim tim i na njihov hemijski i mineralni sastav. (O ovom pitanju će se takođe raspravljati u odeljku „Meteoriti“). Međutim, kako pokazuje numeričko modeliranje sudara silikatnih tijela veličine asteroida, mnogi od trenutno postojećih asteroida bi se nakon međusobnih sudara mogli ponovno akumulirati (odnosno spojiti iz preostalih fragmenata) i stoga nisu monolitna tijela, već pokretne „gomile kaldrme“. ” Postoje brojni opservacijski dokazi (bazirani na specifičnim promjenama svjetline) o prisutnosti malih satelita niza asteroida gravitacijski povezanih s njima, a koji su vjerovatno također nastali prilikom udara kao fragmenti sudarajućih tijela. Ovu činjenicu, iako se u prošlosti žestoko raspravljalo među naučnicima, uvjerljivo je potvrdio primjer asteroida 243 Ida. Pomoću svemirske letjelice Galileo bilo je moguće dobiti slike ovog asteroida zajedno sa njegovim satelitom (koji je kasnije nazvan Daktil), koji su prikazani na slikama 2 i 3.

9. Ono što još ne znamo

U istraživanju asteroida još uvijek postoji mnogo toga nejasnog, pa čak i misterioznoga. Prvo, ovo uobičajeni problemi vezano za porijeklo i evoluciju solidan u glavnom i drugim asteroidnim pojasevima i povezan sa nastankom čitavog Sunčevog sistema. Njihovo rješenje važno je ne samo za ispravne ideje o našem sistemu, već i za razumijevanje razloga i obrazaca nastanka planetarnih sistema u blizini drugih zvijezda. Zahvaljujući mogućnostima savremene tehnologije za posmatranje, bilo je moguće utvrditi da veliki broj susednih zvezda ima glavne planete poput Jupitera. Sljedeće na redu je otkriće manjih planeta zemaljskog tipa oko ovih i drugih zvijezda. Postoje i pitanja na koja se može odgovoriti samo kroz detaljno proučavanje pojedinačnih malih planeta. U suštini, svako od ovih tijela je jedinstveno, jer ima svoju, ponekad specifičnu, istoriju. Na primjer, asteroidi koji su članovi nekih dinamičkih familija (na primjer, Themis, Flora, Gilda, Eos i drugi), koji imaju, kao što je spomenuto, zajedničko porijeklo, mogu se primjetno razlikovati po optičkim karakteristikama, što ukazuje na neke njihove karakteristike. S druge strane, očito je da će detaljno proučavanje svih dovoljno velikih asteroida samo u glavnom pojasu zahtijevati mnogo vremena i truda. Pa ipak, vjerojatno, samo prikupljanjem i akumuliranjem detaljnih i tačnih informacija o svakom od asteroida, a zatim korištenjem njegove generalizacije, moguće je postepeno razjasniti razumijevanje prirode ovih tijela i osnovnih obrazaca njihove evolucije.

BIBLIOGRAFIJA:

1. Prijetnja s neba: sudbina ili slučaj? (Ed. A.A. Boyarchuk). M: "Cosmosinform", 1999, 218 str.

2. Fleisher M. Rječnik mineralnih vrsta. M: "Mir", 1990, 204 str.

Asteroidi su nebeska tijela koja su nastala međusobnim privlačenjem gustog plina i prašine koji kruže oko našeg Sunca u ranoj fazi njegovog formiranja. Neki od ovih objekata, poput asteroida, dostigli su dovoljnu masu da formiraju rastopljeno jezgro. U trenutku kada je Jupiter dostigao svoju masu, većina planetezimala (budućih protoplaneta) je bila podijeljena i izbačena iz originalnog asteroidnog pojasa između Marsa i. Tokom ove ere, neki asteroidi su nastali usled sudara masivnih tela pod uticajem Jupiterovog gravitacionog polja.

Klasifikacija po orbitama

Asteroidi se klasifikuju na osnovu karakteristika kao što su vidljive refleksije sunčeve svetlosti i karakteristike orbite.

Prema karakteristikama svojih orbita, asteroidi se grupišu u grupe, među kojima se mogu razlikovati porodice. Grupom asteroida smatra se niz takvih tijela čije su orbitalne karakteristike slične, odnosno: poluos, ekscentricitet i nagib orbite. Porodicom asteroida treba smatrati grupu asteroida koji se ne samo kreću u bliskim orbitama, već su vjerovatno fragmenti jednog velikog tijela, a nastali su kao rezultat njegovog cijepanja.

Najveća od poznatih porodica može brojati nekoliko stotina asteroida, dok najkompaktnija - unutar deset. Otprilike 34% asteroidnih tijela su članovi porodica asteroida.

Kao rezultat formiranja većine grupa asteroida u Sunčevom sistemu, njihovo matično tijelo je uništeno, ali postoje i grupe čije je matično tijelo preživjelo (npr.).

Klasifikacija po spektru

Spektralna klasifikacija je zasnovana na spektru elektromagnetno zračenje, što je rezultat odbijanja asteroida sunčeve svjetlosti. Registracija i obrada ovog spektra omogućava proučavanje sastava nebeskog tijela i identifikaciju asteroida u jednoj od sljedećih klasa:

• Grupa ugljikovih asteroida ili C-grupe. Predstavnici ove grupe se uglavnom sastoje od ugljenika, kao i od elemenata koji su bili deo protoplanetarnog diska našeg Sunčevog sistema u ranim fazama njegovog formiranja. Vodik i helijum, kao i drugi hlapljivi elementi, praktički su odsutni na ugljičnim asteroidima, ali mogu biti prisutni različiti minerali. Drugi karakteristična karakteristika Takva tijela imaju nisku albedo-reflektivnost, što zahtijeva korištenje moćnijih alata za promatranje nego kada se proučavaju asteroidi drugih grupa. Više od 75% asteroida u Sunčevom sistemu su predstavnici C-grupe. Najpoznatija tijela ove grupe su Hygeia, Pallas, a nekada i Ceres.
• Grupa silicijumskih asteroida ili S-grupa. Ove vrste asteroida se prvenstveno sastoje od gvožđa, magnezijuma i nekih drugih kamenih minerala. Zbog toga se silicijumski asteroidi nazivaju i kamenitim asteroidima. Takva tijela imaju prilično visok albedo, što omogućava promatranje nekih od njih (na primjer, Iris) jednostavno uz pomoć dvogleda. Broj silicijumskih asteroida u Sunčevom sistemu je 17% od ukupnog broja, a najčešći su na udaljenosti do 3 astronomske jedinice od Sunca. Najveći predstavnici S-grupe: Juno, Amphitrite i Herculina.

Na samom početku 19. vijeka. Italijanski astronom Piazzi (1746-1826) slučajno je otkrio prvu malu planetu (asteroid). Zvala se Ceres. Kasnije su otkrivene mnoge druge male planete koje su formirale asteroidni pojas između orbita Marsa i Jupitera.

Kretanje asteroida

Na fotografijama zvjezdanog neba snimljenim dugim ekspozicijama one se pojavljuju kao svijetle linije. Registrovano je više od 5.500 malih planeta. Ukupan broj trebalo bi da bude desetine puta više asteroida. Asteroidi čije su orbite utvrđene dobijaju oznake (serijski brojevi) i imena. Neki novi asteroidi su nazvani po velikim ljudima (1379 Lomonosov), državama (1541 Estonija, 1554 Jugoslavija), opservatorijama (1373 Cincinnati - američka opservatorija koja je Međunarodni centar za posmatranje asteroida) itd.

Asteroidi se kreću oko Sunca u istom pravcu kao i velike planete. Njihove revolucije imaju veći ekscentricitet (u prosjeku 0,15) od orbite velikih planeta. Stoga se neke male planete prostiru daleko izvan pojasa asteroida. Neki od njih se kreću izvan orbite Saturna u afelu, dok se drugi približavaju Marsu i Zemlji u perihelu. Na primjer, Hermes je u oktobru 1937. prošao od Zemlje na udaljenosti od 580.000 km (samo jedan i po puta dalje od Mjeseca), a asteroid Ikar, otkriven 1949., čak se kreće unutar orbite Merkura i približava se Zemlji. svakih 19 godina. Posljednji put se to dogodilo u junu 1987. Tada se Ikar približio Zemlji na udaljenosti od nekoliko miliona kilometara i bio je posmatran na mnogim opservatorijama. Naravno, ovo nije jedini slučaj. Moguće je, na primjer, da je sudar asteroida sa Zemljom doveo do smrti dinosaurusa prije 65 miliona godina. A u martu 1989. asteroid veličine oko 300 m prošao je od Zemlje na udaljenosti manjoj od 650 hiljada km. Stoga nije slučajno što su se naučnici počeli razvijati efikasne metode pravovremeno otkrivanje i, ako je potrebno, uništavanje opasnih asteroida.

Fizičke karakteristike asteroida

Asteroidi nisu vidljivi golim okom. Najveći asteroid je Ceres (prečnik 1000 km). Generalno, asteroidi imaju promjer od nekoliko kilometara do nekoliko desetina kilometara, a većina asteroida su bezoblični blokovi. Mase asteroida, iako različite, suviše su male da bi ova nebeska tijela zadržala atmosferu. ukupna tezina svi asteroidi zajedno su oko 20 puta manji od mase Mjeseca. Svi asteroidi bi činili jednu planetu prečnika manjeg od 1500 km.

IN poslednjih godina uspio otkriti satelite (!) nekih asteroida. Prvi put je asteroid fotografisan sa udaljenosti od samo 16 hiljada km 29. oktobra 1991. godine sa daske američke svemirski brod Galileo, lansiran 18. oktobra 1982. radi proučavanja Jupitera. Prelazeći pojas asteroida, Galileo je fotografisao manju planetu 951 - asteroid Gaspra. Ovo je tipičan asteroid. Velika poluosa njegove orbite je 2,21 AJ. Ispostavilo se da jeste nepravilnog oblika a možda je nastao sudarom većih tijela u asteroidnom pojasu. Na fotografijama se vide krateri (njihov prečnik je 1-2 km, posvećeni deo asteroida je 16x12 km). Na slikama se mogu uočiti detalji površine asteroida Gaspra veličine 60-100 m.

U astronomiji se asteroid naziva nebesko tijelo male veličine, koji rotira u nezavisnoj eliptičnoj orbiti oko Sunca. Hemijski sastav asteroidi su raznoliki. Većina ovih nebeskih tijela su karbonski objekti. Međutim, u Sunčevom sistemu postoji i značajan broj silicijumskih i metalnih asteroida.

Asteroidni pojas

Postoji ogroman broj asteroida koji se nalaze u Sunčevom sistemu između orbita planeta Marsa i Jupitera. razne veličine i oblici. Ovaj skup nebeskih tijela naziva se asteroidni pojas. Tu se nalaze najveći asteroidi u našem sistemu: Vesta, Ceres, Hygiea i Pallas. Vrijedi napomenuti da je historija promatranja i proučavanja asteroida započela otkrićem Ceres.

Najveći asteroidi

Vesta

To je najteži asteroid i jedan od najvećih (drugi po veličini). Heinrich Olbers je otkrio nebesko tijelo 1807. Zanimljivo je da se Vesta može posmatrati golim okom. Asteroid je nazvao Carl Gauss u čast starorimske boginje, zaštitnice porodičnog ognjišta.

Ceres

Ceres, nazvanu po starorimskoj boginji plodnosti, otkrio je 1801. Giuseppe Piazzi. U početku su naučnici vjerovali da su otkrili još jednu planetu, ali su kasnije utvrdili da je Ceres asteroid. Prečnik ovog nebeskog tela je 960 km, što asteroid čini najvećim u pojasu.

Hygeia

Zasluge za otkriće Higeje pripadaju Annibaleu de Gasparis. Godine 1849. otkrio je veliko nebesko tijelo u asteroidnom pojasu, koje je kasnije dobilo ime starogrčka boginja zdravlje i blagostanje.

Pallas

Ovaj asteroid je otkriven godinu dana nakon otkrića Cerere, zahvaljujući zapažanjima njemačkog astronoma Heinricha Olbersa. Palada je dobila ime po sestri starogrčke boginje rata Ateni.

Opasnost od sudara sa Zemljom

Napomenimo da je u prošlosti našu planetu pogodilo 6 asteroida prečnika od najmanje 10 km. O tome svjedoče ogromni krateri na površini Zemlje u raznim zemljama. Najstariji krater star je 2 milijarde godina, a najmlađi 50 hiljada godina. Dakle, potencijalna opasnost od sudara asteroida sa Zemljom uvijek postoji.

Naučnici strahuju da bi se nešto slično moglo dogoditi 2029. godine, kada će džinovski asteroid Apophis, nazvan po staroegipatskom bogu uništenja, proći blizu naše planete. Međutim, vrijeme će pokazati hoće li se asteroid sudariti sa Zemljom ili će je sigurno proći.

Asteroidi su poznati astronomima odavno, ali je svjetska zajednica o njima počela ozbiljno govoriti tek nakon 2004. godine, kada su se u medijima pojavile informacije da je to mogla biti katastrofa, uništavajući oko 25% života na planeti. Tada je putanja asteroida preračunata, svi su se smirili, ali je interes za asteroide i druge ostalo. Dakle, ?
1

Prečnik je oko 950 km. Ono što je ovo nebesko tijelo bilo od svog otkrića (što se dogodilo, na trenutak, 1801.!): punopravna planeta, asteroid, a od 2006. smatra se patuljastom planetom - jer je najveća u asteroidnom pojasu . Ceres je sfernog oblika, što je potpuno nekarakteristično za asteroide, jezgro se sastoji od stijena, a kora je napravljena od minerala i vodenog leda. Najbliža tačka njegove orbite nalazi se na udaljenosti od 263 miliona km od Zemlje, pa je malo verovatno da bi trebalo očekivati ​​sudar - barem u narednih nekoliko hiljada godina.

2

Njegov prečnik je 532 km. Takođe čini deo asteroidnog pojasa i veoma je bogat silicijumom – u budućnosti bi mogao postati izvor minerala za zemljane.

3

530 km u prečniku. Iako je Vesta manja od prethodnih asteroida, ona je najteži asteroid. Njegovo jezgro se sastoji od teški metal, kora je napravljena od kamenja. Zbog karakteristika ove stene, Vesta reflektuje 4 puta više sunčeve svetlosti od predvodnika našeg vrha - Cerere, pa se ponekad, jednom u 3-4 godine, Vestino kretanje može posmatrati sa Zemlje golim okom.

4

Njegov prečnik je priličan - 407 km, ali je ovaj asteroid toliko zatamnjen da je otkriven kasnije od ostalih. Hygea je tipičan predstavnik najčešće vrste asteroida - sa sadržajem ugljenika. U trenutku maksimalnog približavanja Zemlji ovo nebesko tijelo se može posmatrati ne teleskopom, već dvogledom.

Prečnik – 326 km. Uprkos činjenici da je Interamnia veoma veliki asteroid, ona i dalje ostaje veoma malo proučeno nebesko telo. Prije svega zato što pripadaju asteroidima rijetke spektralne klase F – ni njihov tačan sastav ni unutrašnja struktura moderna nauka nepoznato. Što se tiče Interamnije, čak ni njen tačan oblik nije poznat! Potpuna misterija...

6

Prečnik ovog asteroida je 302,5 km, a otkriven je davno - 1858. godine. Ima veoma izduženu orbitu, tako da se udaljenost od Evrope do Sunca može veoma značajno promeniti (da je ovde života bilo bi neki super-prilagodljivi mutanti!). Njegov indeks gustine je tek nešto veći od indeksa gustine vode, što znači da je površina ovog nebeskog tijela porozna. To je poput ogromnog plovućca koji rotira u Velikom prstenu asteroida.

7

Njegov prečnik, prema različitim procjenama, kreće se od 270 do 326 km. Odakle dolazi tako čudno ime? Otkrivač ovog asteroida, Raymond Dugan, nazvao je nebesko tijelo koje je otkrio u čast profesora astronomije Davida Todda, ali je ime pretvoreno u "žensku" verziju - "David", jer su u to vrijeme asteroidi samo davani ženska imena(a, kao što ste možda primijetili, većina je iz grčke mitologije).

8

Prečnik – 232 km. Ovaj asteroid, kao i Evropa, ima veliku poroznost - u suštini, to je gomila ruševina koja se drži zajedno gravitacijom. Sylvia je prvi trostruki asteroid koji nam je poznat, jer ima najmanje 2 satelita!

9

Vrlo čudan svemirski objekat dimenzija 370 × 195 × 205 i oblika koji liči ili na kikiriki ili na bučicu, a pored svega ima i svoj (još neimenovani) mjesec. Zanimljivo je njegovo porijeklo: činjenica je da se Hektor sastoji od mješavine stijena i leda. Objekti Kuiperovog pojasa Pluton i njegov satelit Triton imaju ovaj sastav. To znači da je Hektor stigao iz Kuiperovog pojasa (područja svemira iza Plutona), najvjerovatnije u zoru formiranja Sunčevog sistema, kada su planete aktivno migrirale.

10

Veličina – prema različitim izvorima, od 248 do 270 km – je veliki i brzo rotirajući asteroid. Ima vrlo veliku gustinu, ali to je zbog velike veličine.
A tek nedavno - 19. jula - asteroid UW-158 sa jezgrom koje sadrži oko 100 miliona tona platine prošao je veoma blizu Zemlje (2,4 miliona km, ništa za svemir)! Takvo bogatstvo je nestalo... Dakle, asteroidi nas i dalje iznenađuju!