Asteroiden bewegen sich um die Sonne. Die größten Asteroiden und ihre Bewegung

Form und Oberfläche des Asteroiden Ida.
Norden ist oben.
Animiert von Taifun Oner.
(Copyrighted © 1997 von A. Tayfun Oner).

1. Allgemeine Darstellungen

Asteroiden sind feste Gesteinskörper, die sich wie Planeten auf elliptischen Bahnen um die Sonne bewegen. Aber die Größe dieser Körper ist viel kleiner als die gewöhnlicher Planeten, weshalb sie auch als Kleinplaneten bezeichnet werden. Die Durchmesser von Asteroiden reichen von mehreren zehn Metern (relativ) bis 1000 km (die Größe des größten Asteroiden Ceres). Der Begriff „Asteroid“ (oder „stellar“) wurde von dem berühmten Astronomen William Herschel aus dem 18. Jahrhundert eingeführt, um das Aussehen dieser Objekte zu charakterisieren, wenn sie durch ein Teleskop beobachtet werden. Selbst mit den größten bodengestützten Teleskopen ist es unmöglich, die sichtbaren Scheiben der größten Asteroiden zu unterscheiden. Sie werden als punktförmige Lichtquellen beobachtet, obwohl sie selbst wie andere Planeten nichts im sichtbaren Bereich aussenden, sondern nur das einfallende Sonnenlicht reflektieren. Die Durchmesser einiger Asteroiden wurden mit der Methode der "Sternenverdeckung" in jenen glücklichen Momenten gemessen, in denen sie sich auf derselben Sichtlinie mit ausreichend hellen Sternen befanden. In den meisten Fällen werden ihre Größen anhand spezieller astrophysikalischer Messungen und Berechnungen geschätzt. Die meisten derzeit bekannten Asteroiden bewegen sich zwischen den Umlaufbahnen von Mars und Jupiter in Abständen von 2,2–3,2 astronomischen Einheiten (im Folgenden als AE bezeichnet) von der Sonne. Insgesamt wurden bis heute etwa 20.000 Asteroiden entdeckt, von denen etwa 10.000 registriert, also mit Nummern oder sogar Eigennamen versehen, und die Umlaufbahnen mit großer Genauigkeit berechnet wurden. Eigennamen für Asteroiden werden normalerweise von ihren Entdeckern vergeben, jedoch in Übereinstimmung mit etablierten internationalen Regeln. Am Anfang, als die kleinen Planeten etwas bekannter waren, wurden ihre Namen, wie für andere Planeten, aus der antiken griechischen Mythologie übernommen. Der von diesen Körpern eingenommene ringförmige Raumbereich wird als Asteroidenhauptgürtel bezeichnet. Bei einer durchschnittlichen linearen Umlaufgeschwindigkeit von etwa 20 km / s verbringen die Asteroiden des Hauptgürtels je nach Entfernung 3 bis 9 Erdenjahre pro Umdrehung um die Sonne. Die Neigungen der Ebenen ihrer Bahnen gegenüber der Ebene der Ekliptik erreichen manchmal 70°, liegen aber meistens im Bereich von 5-10°. Auf dieser Grundlage werden alle bekannten Asteroiden des Hauptgürtels etwa zu gleichen Teilen in flache (mit Bahnneigungen bis zu 8°) und kugelförmige Subsysteme unterteilt.

Bei Teleskopbeobachtungen von Asteroiden wurde festgestellt, dass sich die Helligkeit der absoluten Mehrheit von ihnen in kurzer Zeit (von mehreren Stunden bis zu mehreren Tagen) ändert. Astronomen gingen lange davon aus, dass diese Helligkeitsänderungen von Asteroiden mit ihrer Rotation zusammenhängen und vor allem durch ihre unregelmäßige Form bestimmt werden. Die allerersten Fotos von Asteroiden, die mit Hilfe von Raumfahrzeugen aufgenommen wurden, bestätigten dies und zeigten auch, dass die Oberflächen dieser Körper mit Kratern oder Trichtern unterschiedlicher Größe übersät sind. Die Abbildungen 1-3 zeigen die ersten Satellitenbilder von Asteroiden, die von verschiedenen Raumfahrzeugen aufgenommen wurden. Offensichtlich sind solche Formen und Oberflächen kleiner Planeten während ihrer zahlreichen Kollisionen mit anderen festen Himmelskörpern entstanden. Im allgemeinen Fall, wenn die Form eines von der Erde aus beobachteten Asteroiden unbekannt ist (da er als Punktobjekt sichtbar ist), versuchen sie, ihn mit einem dreiachsigen Ellipsoid anzunähern.

Tabelle 1 liefert grundlegende Informationen über die größten oder einfach interessanten Asteroiden.

Erläuterungen zur Tabelle.

1 Ceres ist der größte jemals entdeckte Asteroid. Sie wurde am 1. Januar 1801 vom italienischen Astronomen Giuseppe Piazzi entdeckt und nach der römischen Fruchtbarkeitsgöttin benannt.

2 Pallas ist der zweitgrößte Asteroid, auch der zweite, der entdeckt wurde. Dies wurde vom deutschen Astronomen Heinrich Olbers am 28. März 1802 durchgeführt.

3 Juno - 1804 von C. Harding entdeckt

4 Vesta ist der drittgrößte Asteroid, der ebenfalls 1807 von G. Olbers entdeckt wurde. Dieser Körper weist Beobachtungszeichen für das Vorhandensein einer Basaltkruste auf, die den Olivinmantel bedeckt, was möglicherweise das Ergebnis des Schmelzens und der Differenzierung seiner Substanz ist. Das Bild der sichtbaren Scheibe dieses Asteroiden wurde erstmals 1995 mit dem amerikanischen Weltraumteleskop aufgenommen. Hubble im Erdorbit.

8 Flora ist der größte Asteroid einer großen Familie von gleichnamigen Asteroiden mit mehreren hundert Mitgliedern, die erstmals von dem japanischen Astronomen K. Hirayama charakterisiert wurde. Asteroiden dieser Familie haben sehr enge Umlaufbahnen, was wahrscheinlich ihren gemeinsamen Ursprung von einem gemeinsamen Elternkörper bestätigt, der bei einer Kollision mit einem anderen Körper zerstört wurde.

243 Ida ist ein Asteroid des Hauptgürtels, der am 28. August 1993 von der Raumsonde Galileo fotografiert wurde. Diese Bilder ermöglichten die Entdeckung eines kleinen Satelliten von Ida, der später Dactyl genannt wurde. (Siehe Abbildungen 2 und 3).

253 Matilda ist ein Asteroid, der im Juni 1997 von der NIAR-Raumsonde fotografiert wurde (siehe Abb. 4).

433 Eros ist ein erdnaher Asteroid, der im Februar 1999 von der NIAR-Sonde fotografiert wurde.

951 Gaspra ist ein Hauptgürtel-Asteroid, der erstmals am 29. Oktober 1991 von der Raumsonde Galileo abgebildet wurde (siehe Abb. 1).

1566 Ikarus - ein Asteroid, der sich der Erde nähert und ihre Umlaufbahn kreuzt, mit einer sehr großen Exzentrizität der Umlaufbahn (0,8268).

1620 Geographer ist ein erdnaher Asteroid, der entweder ein Doppelobjekt ist oder eine sehr unregelmäßige Form hat. Dies folgt aus der Abhängigkeit seiner Helligkeit von der Rotationsphase um die eigene Achse sowie aus seinen Radarbildern.

1862 Apollo - der größte Asteroid derselben Körperfamilie nähert sich der Erde und kreuzt ihre Umlaufbahn. Die Exzentrizität von Apollos Umlaufbahn ist ziemlich groß - 0,56.

2060 Chiron ist ein Asteroidenkomet, der regelmäßig Kometenaktivität zeigt (regelmäßige Helligkeitszunahmen in der Nähe des Perihels der Umlaufbahn, dh in einem Mindestabstand von der Sonne, was durch die Verdunstung flüchtiger Verbindungen erklärt werden kann, aus denen der Asteroid besteht ), der sich entlang einer exzentrischen Flugbahn (Exzentrizität 0,3801) zwischen den Umlaufbahnen von Saturn und Uranus bewegt.

4179 Toutatis ist ein binärer Asteroid, dessen Komponenten in Kontakt zu sein scheinen und ungefähr 2,5 km und 1,5 km messen. Bilder dieses Asteroiden wurden mit Radargeräten in Arecibo und Goldstone aufgenommen. Von allen derzeit bekannten erdnahen Asteroiden im 21. Jahrhundert dürfte Toutatis am nächsten sein (etwa 1,5 Millionen km, 29. September 2004).

4769 Castalia ist ein Doppelasteroid mit ungefähr identischen (0,75 km Durchmesser) Komponenten in Kontakt. Sein Funkbild wurde mit Radar in Arecibo aufgenommen.

Bild des Asteroiden 951 Gaspra

Reis. 1. Bild des Asteroiden 951 Gaspra, aufgenommen mit Hilfe der Galileo-Raumsonde, in Falschfarben, d. h. als Kombination von Bildern durch violette, grüne und rote Filter. Die resultierenden Farben werden speziell verstärkt, um subtile Unterschiede in Oberflächendetails hervorzuheben. Bereiche mit Felsvorsprüngen haben einen bläulichen Farbton, während Bereiche, die mit Regolith (zerkleinertem Material) bedeckt sind, einen rötlichen Farbton haben. Die räumliche Auflösung an jedem Punkt des Bildes beträgt 163 m. Gaspra hat eine unregelmäßige Form und ungefähre Abmessungen entlang 3 Achsen von 19 x 12 x 11 km. Die Sonne beleuchtet den Asteroiden von rechts.
Bild der NASA GAL-09.

Bild des Asteroiden 243 Ides

Reis. 2 Pseudofarbenbild des Asteroiden 243 Ida und seines kleinen Mondes Dactyl, aufgenommen von der Raumsonde Galileo. Die Originalbilder, die verwendet wurden, um das in der Figur gezeigte Bild zu erhalten, wurden aus einer Entfernung von etwa 10.500 km aufgenommen. Farbunterschiede können auf Variationen in der Zusammensetzung des Oberflächenmaterials hinweisen. Die hellblauen Bereiche sind wahrscheinlich mit einer Substanz bedeckt, die aus eisenhaltigen Mineralien besteht. Die Länge von Ida beträgt 58 km, und ihre Rotationsachse ist vertikal mit einer leichten Neigung nach rechts ausgerichtet.
NASA GAL-11-Bild.

Reis. 3. Bild von Dactyl, einem kleinen Satelliten von 243 Ida. Es ist noch nicht bekannt, ob es sich um ein Stück von Ida handelt, das bei einer Art Kollision davon abgebrochen wurde, oder um ein außerirdisches Objekt, das von seinem Gravitationsfeld eingefangen wurde und sich auf einer Kreisbahn bewegt. Dieses Bild wurde am 28. August 1993 durch einen Neutraldichtefilter aus einer Entfernung von etwa 4000 km aufgenommen, 4 Minuten vor der größten Annäherung an den Asteroiden. Dactyl misst etwa 1,2 x 1,4 x 1,6 km. Bild der NASA GAL-04

Asteroid 253 Matilda

Reis. 4. Asteroid 253 Matilda. NASA-Bild, NEAR-Raumschiff

2. Wie könnte der Asteroidenhauptgürtel entstanden sein?

Die Bahnen der im Hauptgürtel konzentrierten Körper sind stabil und haben eine nahezu kreisförmige oder leicht exzentrische Form. Hier bewegen sie sich in einer "sicheren" Zone, wo der Gravitationseinfluss der großen Planeten auf sie, allen voran Jupiter, minimal ist. Die heute verfügbaren wissenschaftlichen Fakten zeigen, dass Jupiter maßgeblich daran beteiligt war, dass bei der Geburt des Sonnensystems kein weiterer Planet an der Stelle des Asteroidenhauptgürtels entstehen konnte. Aber auch zu Beginn unseres Jahrhunderts waren viele Wissenschaftler noch davon überzeugt, dass es früher einen weiteren großen Planeten zwischen Jupiter und Mars gab, der aus irgendeinem Grund zusammengebrochen ist. Olbers war der erste, der eine solche Hypothese unmittelbar nach seiner Entdeckung von Pallas aufstellte. Er kam auch auf den Namen dieses hypothetischen Planeten - Phaeton. Lassen Sie uns einen kleinen Exkurs machen und eine Episode aus der Geschichte des Sonnensystems beschreiben - die Geschichte, die auf modernen wissenschaftlichen Fakten basiert. Dies ist insbesondere notwendig, um den Ursprung der Hauptgürtel-Asteroiden zu verstehen. Einen großen Beitrag zur Bildung der modernen Theorie des Ursprungs des Sonnensystems leisteten die sowjetischen Wissenschaftler O.Yu. Schmidt und V.S. Safronow.

Einer der größten Körper, der vor etwa 4,5 Milliarden Jahren in der Umlaufbahn des Jupiter (in einer Entfernung von 5 AE von der Sonne) entstand, begann schneller an Größe zuzunehmen als andere. An der Grenze der Kondensation flüchtiger Verbindungen (H 2 , H 2 O, NH 3 , CO 2 , CH 4 usw.), die aus der protoplanetaren Scheibenzone näher an der Sonne strömten und stärker erhitzt wurden, wurde dieser Körper zum Zentrum Anhäufung von Materie, die hauptsächlich aus gefrorenen Gaskondensaten besteht. Beim Erreichen einer ausreichend großen Masse begann er mit seinem Gravitationsfeld die zuvor verdichtete, sonnennähere Materie in der Zone der Mutterkörper von Asteroiden einzufangen und so deren Wachstum zu hemmen. Andererseits wurden kleinere Körper, die aus irgendeinem Grund nicht vom Proto-Jupiter eingefangen wurden, sich aber in der Sphäre seines Gravitationseinflusses befanden, effektiv in verschiedene Richtungen gestreut. Ebenso fand wahrscheinlich der Auswurf von Körpern aus der Entstehungszone des Saturn statt, wenn auch nicht so intensiv. Diese Körper drangen auch in den Gürtel von Mutterkörpern von Asteroiden oder Planetesimalen ein, die zuvor zwischen den Umlaufbahnen von Mars und Jupiter entstanden waren, und „fegten“ sie aus dieser Zone heraus oder unterwarfen sie einer Zerkleinerung. Darüber hinaus war das allmähliche Wachstum der Mutterkörper von Asteroiden aufgrund ihrer geringen relativen Geschwindigkeiten (bis zu etwa 0,5 km/s) möglich, wenn die Kollisionen von Objekten mit ihrer Vereinigung endeten und nicht zerquetschten. Die Zunahme des Flusses von Körpern, die Jupiter (und Saturn) während seines Wachstums in den Asteroidengürtel geschleudert haben, führte dazu, dass die relativen Geschwindigkeiten der Mutterkörper der Asteroiden erheblich zunahmen (bis zu 3-5 km/s) und wurden eher chaotisch. Letztendlich wurde der Prozess der Akkumulation von Mutterkörpern von Asteroiden durch den Prozess ihrer Fragmentierung während gegenseitiger Kollisionen ersetzt, und das Potenzial für die Bildung eines ausreichend großen Planeten in einer bestimmten Entfernung von der Sonne verschwand für immer.

3. Umlaufbahnen von Asteroiden

Um auf den aktuellen Zustand des Asteroidengürtels zurückzukommen, sollte betont werden, dass Jupiter immer noch eine Hauptrolle in der Entwicklung der Asteroidenumlaufbahnen spielt. Der langfristige gravitative Einfluss (mehr als 4 Milliarden Jahre) dieses Riesenplaneten auf die Asteroiden des Hauptgürtels hat dazu geführt, dass es eine Reihe "verbotener" Umlaufbahnen oder sogar Zonen gibt, auf denen es praktisch keine kleinen Planeten gibt , und wenn sie dort ankommen, können sie dort nicht lange bleiben. Sie werden Lücken oder Kirkwood-Luken genannt – nach Daniel Kirkwood, dem Wissenschaftler, der sie zuerst entdeckte. Solche Bahnen sind resonant, da die sich entlang bewegenden Asteroiden eine starke Gravitationswirkung von Jupiter erfahren. Die diesen Umlaufbahnen entsprechenden Umlaufzeiten stehen in einfacher Beziehung zur Umlaufzeit des Jupiter (z. B. 1:2; 3:7; 2:5; 1:3 usw.). Wenn ein Asteroid oder sein Fragment infolge einer Kollision mit einem anderen Körper in eine resonante oder nahe bei ihm liegende Umlaufbahn fällt, ändern sich die große Halbachse und die Exzentrizität seiner Umlaufbahn unter dem Einfluss des jupiterischen Gravitationsfeldes ziemlich schnell. Alles endet damit, dass der Asteroid entweder seine Resonanzbahn verlässt und möglicherweise sogar den Haupt-Asteroidengürtel verlässt oder zu neuen Kollisionen mit benachbarten Körpern verurteilt ist. Auf diese Weise wird der entsprechende Kirkwood-Raum von jeglichen Objekten "freigeräumt". Es sollte jedoch betont werden, dass es im Asteroidenhauptgürtel keine Lücken oder leeren Lücken gibt, wenn wir uns die augenblickliche Verteilung aller darin enthaltenen Körper vorstellen. Alle Asteroiden füllen den Asteroidengürtel zu jedem Zeitpunkt ziemlich gleichmäßig aus, da sie sich auf elliptischen Bahnen bewegen und die meiste Zeit in der "fremden" Zone verbringen. Ein weiteres, „entgegengesetztes“ Beispiel für den gravitativen Einfluss des Jupiter: An der äußeren Grenze des Asteroidenhauptgürtels befinden sich dagegen zwei schmale zusätzliche „Ringe“ aus Asteroidenbahnen, deren Umlaufzeiten proportional zueinander sind von 2:3 und 1:1 in Bezug auf die Umlaufzeit Jupiter. Offensichtlich befinden sich Asteroiden mit einer Umlaufzeit, die einem Verhältnis von 1:1 entspricht, direkt in der Umlaufbahn des Jupiters. Aber sie bewegen sich in einem Abstand von ihm, der dem Radius der Umlaufbahn des Jupiters entspricht, entweder voraus oder hinterher. Diejenigen Asteroiden, die Jupiter in ihrer Bewegung voraus sind, werden "Griechen" genannt, und diejenigen, die ihm folgen, werden "Trojaner" genannt (wie sie nach den Helden des Trojanischen Krieges benannt sind). Die Bewegung dieser kleinen Planeten ist recht stabil, da sie sich an den sogenannten „Lagrange-Punkten“ befinden, wo sich die auf sie wirkenden Gravitationskräfte ausgleichen. Der gebräuchliche Name für diese Gruppe von Asteroiden ist "Trojaner". Im Gegensatz zu Trojanern, die sich während der langen Kollisionsentwicklung verschiedener Asteroiden allmählich in der Nähe von Lagrange-Punkten ansammeln konnten, gibt es Familien von Asteroiden mit sehr engen Umlaufbahnen ihrer Bestandteile, die höchstwahrscheinlich als Ergebnis relativ neuer Zerfälle ihrer entstanden sind Elternorgane. Das ist zum Beispiel die Familie des Asteroiden Flora, die bereits etwa 60 Mitglieder hat, und einige andere. In letzter Zeit haben Wissenschaftler versucht, die Gesamtzahl solcher Asteroidenfamilien zu bestimmen, um die anfängliche Anzahl ihrer Mutterkörper abzuschätzen.

4 erdnahe Asteroiden

In der Nähe des inneren Randes des Asteroidenhauptgürtels gibt es andere Gruppen von Körpern, deren Umlaufbahnen weit über den Hauptgürtel hinausgehen und sich sogar mit den Umlaufbahnen von Mars, Erde, Venus und sogar Merkur schneiden können. Dies sind zunächst die Gruppen der Asteroiden Amur, Apollo und Aten (nach den Namen der größten Vertreter dieser Gruppen). Die Bahnen solcher Asteroiden sind nicht mehr so ​​stabil wie die der Körper des Hauptgürtels, sondern entwickeln sich unter dem Einfluss der Gravitationsfelder nicht nur des Jupiters, sondern auch der terrestrischen Planeten schnell weiter. Aus diesem Grund können sich solche Asteroiden von einer Gruppe zur anderen bewegen, und die Einteilung von Asteroiden in die oben genannten Gruppen ist bedingt, basierend auf Daten über moderne Asteroidenbahnen. Insbesondere Amurianer bewegen sich auf elliptischen Bahnen, deren Perihelabstand (der Mindestabstand zur Sonne) 1,3 AE nicht überschreitet. Die Apollos bewegen sich auf Umlaufbahnen mit einem Perihelabstand von weniger als 1 AE. (denken Sie daran, dass dies die durchschnittliche Entfernung der Erde von der Sonne ist) und dringen in die Erdumlaufbahn ein. Wenn für die Amurianer und Apollonier die große Halbachse der Umlaufbahn 1 AE überschreitet, dann ist sie für die Atonier kleiner oder in der Größenordnung dieses Wertes, und diese Asteroiden bewegen sich daher hauptsächlich innerhalb der Erdumlaufbahn. Es ist offensichtlich, dass die Apollos und Atons, die die Erdumlaufbahn überqueren, eine Kollisionsgefahr mit ihr hervorrufen können. Es gibt sogar eine allgemeine Definition dieser Gruppe kleiner Planeten als "erdnahe Asteroiden" - das sind Körper, deren Umlaufbahn 1,3 AE nicht überschreitet. Bis heute wurden etwa 800 solcher Objekte entdeckt, aber ihre Gesamtzahl kann viel größer sein - bis zu 1500-2000 mit Abmessungen von mehr als 1 km und bis zu 135.000 mit Abmessungen von mehr als 100 m. Die bestehende Bedrohung für die Erde von Asteroiden und anderen Weltraumkörpern, die sich in der Umgebung der Erde befinden oder dort landen können, wird in Wissenschaft und Öffentlichkeit viel diskutiert. Weitere Informationen hierzu sowie zu den vorgeschlagenen Maßnahmen zum Schutz unseres Planeten finden Sie in einem kürzlich erschienenen Buch, herausgegeben von A.A. Boyarchuk.

5. Über andere Asteroidengürtel

Es gibt auch asteroidenähnliche Körper jenseits der Jupiterbahn. Darüber hinaus stellte sich nach den neuesten Daten heraus, dass es viele solcher Körper an der Peripherie des Sonnensystems gibt. Dies wurde erstmals 1951 vom amerikanischen Astronomen Gerard Kuiper vorgeschlagen. Er formulierte die Hypothese, dass jenseits der Umlaufbahn von Neptun in Entfernungen von etwa 30-50 AE. Möglicherweise gibt es einen ganzen Gürtel von Körpern, der als Quelle für kurzperiodische Kometen dient. Tatsächlich wurden seit Anfang der 90er Jahre (mit der Einführung der größten Teleskope mit einem Durchmesser von bis zu 10 m auf den Hawaii-Inseln) darüber hinaus mehr als hundert asteroidenähnliche Objekte mit Durchmessern von etwa 100 bis 800 km entdeckt die Umlaufbahn des Neptun. Die Gesamtheit dieser Körper wurde als "Kuipergürtel" bezeichnet, obwohl sie für einen "ausgewachsenen" Gürtel immer noch nicht ausreichen. Dennoch kann die Anzahl der Körper darin nach einigen Schätzungen nicht geringer (wenn nicht mehr) sein als im Haupt-Asteroidengürtel. Entsprechend den Parametern der Umlaufbahnen wurden die neu entdeckten Körper in zwei Klassen eingeteilt. Etwa ein Drittel aller transneptunischen Objekte wurden der ersten, sogenannten „Plutino-Klasse“ zugeordnet. Sie bewegen sich in einer 3:2-Resonanz mit Neptun auf ziemlich elliptischen Bahnen (Hauptachsen etwa 39 AE; Exzentrizitäten 0,11-0,35; Bahnneigungen zur Ekliptik 0-20 Grad), ähnlich der Umlaufbahn von Pluto, daher der Name von diese Klasse. Derzeit gibt es sogar Diskussionen zwischen Wissenschaftlern darüber, ob man Pluto als vollwertigen Planeten oder nur als eines der Objekte der oben genannten Klasse betrachten soll. Der Status von Pluto wird sich jedoch höchstwahrscheinlich nicht ändern, da sein durchschnittlicher Durchmesser (2390 km) viel größer ist als die Durchmesser bekannter transneptunischer Objekte und außerdem wie die meisten anderen Planeten im Sonnensystem einen hat großer Satellit (Charon) und eine Atmosphäre . Die zweite Klasse umfasst die sogenannten "typischen Kuipergürtelobjekte", da die meisten von ihnen (die restlichen 2/3) bekannt sind und sie sich auf nahezu kreisförmigen Bahnen mit großen Halbachsen im Bereich von 40-48 AE bewegen. und verschiedene Steigungen (0-40°). Bisher verhindern die große Entfernung und die relativ geringe Größe den Nachweis neuer ähnlicher Körper in höherer Rate, obwohl dafür die größten Teleskope und die modernste Technologie verwendet werden. Basierend auf einem Vergleich dieser Körper mit bekannten Asteroiden in Bezug auf optische Eigenschaften geht man heute davon aus, dass erstere die primitivsten in unserem Planetensystem sind. Das bedeutet, dass ihre Materie seit dem Moment ihrer Kondensation aus dem protoplanetarischen Nebel nur sehr geringe Veränderungen im Vergleich beispielsweise zur Materie der terrestrischen Planeten erfahren hat. Tatsächlich kann die absolute Mehrheit dieser Körper in ihrer Zusammensetzung Kometenkerne sein, worauf auch im Abschnitt "Kometen" eingegangen wird.

Zwischen dem Kuipergürtel und dem Haupt-Asteroidengürtel wurden eine Reihe von Asteroidenkörpern entdeckt (mit der Zeit wird diese Zahl wahrscheinlich zunehmen) - dies ist die "Klasse der Zentauren" - in Analogie zu den altgriechischen mythologischen Zentauren (halb Mensch, halb -Pferd). Einer ihrer Vertreter ist der Asteroid Chiron, der korrekter als Kometen-Asteroid bezeichnet werden müsste, da er regelmäßig Kometenaktivität in Form einer entstehenden Gasatmosphäre (Koma) und eines Schweifes zeigt. Sie werden aus flüchtigen Verbindungen gebildet, die die Substanz dieses Körpers ausmachen, wenn er die Perihelabschnitte der Umlaufbahn passiert. Chiron ist eines der klarsten Beispiele für das Fehlen einer scharfen Grenze zwischen Asteroiden und Kometen in Bezug auf die Zusammensetzung der Materie und möglicherweise in Bezug auf den Ursprung. Er hat eine Größe von etwa 200 km und seine Umlaufbahn überschneidet sich mit den Umlaufbahnen von Saturn und Uranus. Ein anderer Name für Objekte dieser Klasse ist der Kazimirchak-Polonskaya-Gürtel, nach E.I. Polonskaya, der die Existenz von Asteroidenkörpern zwischen den Riesenplaneten bewies.

6. Ein wenig über die Methoden der Erforschung von Asteroiden

Unser Verständnis der Natur von Asteroiden basiert heute auf drei Hauptinformationsquellen: bodengestützte Teleskopbeobachtungen (optisch und Radar), Bilder von Raumfahrzeugen, die sich Asteroiden nähern, und Laboranalysen bekannter terrestrischer Gesteine ​​​​und Mineralien sowie von Meteoriten auf die Erde gefallen sind, die (die im Abschnitt "Meteoriten" besprochen werden) hauptsächlich als Fragmente von Asteroiden, Kometenkernen und Oberflächen von erdähnlichen Planeten angesehen werden. Aber die meisten Informationen über Kleinplaneten gewinnen wir immer noch mit Hilfe von bodengestützten Teleskopmessungen. Asteroiden werden daher in erster Linie nach ihren beobachteten optischen Eigenschaften in sogenannte „Spektraltypen“ oder Klassen eingeteilt. Dies ist zunächst die Albedo (der Anteil des vom Körper reflektierten Lichts an der pro Zeiteinheit auf ihn einfallenden Sonnenlichtmenge, wenn wir davon ausgehen, dass die Richtungen der einfallenden und reflektierten Strahlen gleich sind) und die allgemeine Form von das Reflexionsspektrum des Körpers im sichtbaren und nahen Infrarotbereich (das man erhält, indem man bei jeder Wellenlänge einfach die spektrale Helligkeit der Oberfläche des betrachteten Körpers durch die spektrale Helligkeit bei derselben Wellenlänge der Sonne selbst dividiert). Diese optischen Eigenschaften werden verwendet, um die chemische und mineralogische Zusammensetzung der Materie zu beurteilen, aus der Asteroiden bestehen. Manchmal werden zusätzliche Daten (falls vorhanden) berücksichtigt, beispielsweise zum Radarreflexionsvermögen des Asteroiden, zur Rotationsgeschwindigkeit um seine eigene Achse usw.

Der Wunsch, Asteroiden in Klassen einzuteilen, erklärt sich aus dem Wunsch der Wissenschaftler, die Beschreibung einer großen Anzahl kleiner Planeten zu vereinfachen oder zu schematisieren, obwohl dies, wie gründlichere Studien zeigen, nicht immer möglich ist. In jüngster Zeit ist es bereits notwendig geworden, Unterklassen und kleinere Unterteilungen der Spektraltypen von Asteroiden einzuführen, um einige gemeinsame Merkmale ihrer einzelnen Gruppen zu charakterisieren. Bevor wir eine allgemeine Beschreibung von Asteroiden verschiedener Spektraltypen geben, wollen wir erklären, wie die Zusammensetzung von Asteroidenmaterie durch Fernmessungen abgeschätzt werden kann. Wie bereits erwähnt, wird angenommen, dass Asteroiden eines Typs ungefähr die gleichen Albedowerte und Reflexionsspektren mit ähnlicher Form haben, die durch durchschnittliche (für einen bestimmten Typ) Werte oder Eigenschaften ersetzt werden können. Diese Durchschnittswerte für einen bestimmten Asteroidentyp werden mit ähnlichen Werten für terrestrische Gesteine ​​​​und Mineralien sowie für Meteoriten verglichen, von denen Proben in terrestrischen Sammlungen verfügbar sind. Die chemische und mineralische Zusammensetzung der als „analoge Proben“ bezeichneten Proben sowie deren spektrale und andere physikalische Eigenschaften sind in der Regel bereits in terrestrischen Labors gut untersucht. Auf der Grundlage eines solchen Vergleichs und einer Auswahl analoger Proben wird in erster Näherung eine durchschnittliche chemische und mineralische Zusammensetzung der Materie für Asteroiden dieses Typs bestimmt. Es stellte sich heraus, dass die Substanz von Asteroiden im Gegensatz zu terrestrischen Gesteinen insgesamt viel einfacher oder sogar primitiv ist. Dies deutet darauf hin, dass die physikalischen und chemischen Prozesse, an denen Asteroidenmaterie während der gesamten Existenzgeschichte des Sonnensystems beteiligt war, nicht so vielfältig und komplex waren wie auf den terrestrischen Planeten. Wenn heute auf der Erde etwa 4000 Mineralarten als zuverlässig etabliert gelten, dann gibt es auf Asteroiden möglicherweise nur ein paar Hundert davon. Dies kann anhand der Anzahl von Mineralarten (etwa 300) beurteilt werden, die in Meteoriten gefunden wurden, die auf die Erdoberfläche gefallen sind und möglicherweise Fragmente von Asteroiden sind. Nicht nur, weil die Entstehung unseres Planeten (wie auch anderer terrestrischer Planeten) in einer protoplanetaren Wolke viel näher an der Sonne und damit bei höheren Temperaturen stattfand, ist eine große Vielfalt an Mineralien auf der Erde entstanden. Neben der Tatsache, dass die bei solchen Temperaturen in flüssigem oder plastischem Zustand befindlichen Silikatsubstanzen, Metalle und deren Verbindungen durch das spezifische Gewicht im Schwerefeld der Erde getrennt bzw. differenziert wurden, erwiesen sich die vorherrschenden Temperaturverhältnisse als günstig für die Entstehung eines konstanten gasförmigen oder flüssigen Oxidationsmittels, dessen Hauptbestandteile Sauerstoff und Wasser waren. Ihre lange und konstante Interaktion mit primären Mineralien und Gesteinen der Erdkruste hat zu dem Reichtum an Mineralien geführt, den wir beobachten. Um auf Asteroiden zurückzukommen, sei darauf hingewiesen, dass sie nach entfernten Daten hauptsächlich aus einfacheren Silikatverbindungen bestehen. Dies sind vor allem wasserfreie Silikate wie Pyroxene (ihre verallgemeinerte Formel lautet ABZ 2 O 6, wobei die Positionen "A" und "B" von Kationen verschiedener Metalle besetzt sind und "Z" - von Al oder Si), Olivine (A 2+ 2 SiO 4, wobei A 2+ \u003d Fe, Mg, Mn, Ni) und manchmal Plagioklas (mit der allgemeinen Formel (Na,Ca)Al(Al,Si)Si 2 O 8). Sie werden als gesteinsbildende Mineralien bezeichnet, weil sie die Grundlage der meisten Gesteine ​​bilden. Silikatverbindungen eines anderen Typs, die auf Asteroiden weit verbreitet sind, sind Hydrosilikate oder Schichtsilikate. Dazu gehören Serpentine (mit der allgemeinen Formel A 3 Si 2 O 5? (OH), wobei A \u003d Mg, Fe 2+, Ni), Chlorite (A 4-6 Z 4 O 10 (OH, O) 8, wobei A und Z sind hauptsächlich Kationen verschiedener Metalle) und eine Reihe anderer Mineralien, die Hydroxyl (OH) in ihrer Zusammensetzung enthalten. Es ist davon auszugehen, dass es auf Asteroiden nicht nur einfache Oxide, Verbindungen (z. B. schwefelhaltige) und Legierungen von Eisen und anderen Metallen (insbesondere FeNi), Kohlenstoff(organische) Verbindungen, sondern sogar Metalle und Kohlenstoff in freiem Zustand gibt. Dies wird durch die Ergebnisse einer Untersuchung von Meteoritenmaterial belegt, das ständig auf die Erde fällt (siehe Abschnitt "Meteoriten").

7. Spektraltypen von Asteroiden

Bis heute wurden die folgenden Hauptspektralklassen oder Typen von Kleinplaneten identifiziert, die mit lateinischen Buchstaben bezeichnet werden: A, B, C, F, G, D, P, E, M, Q, R, S, V und T Lassen Sie uns sie kurz beschreiben.

Asteroiden vom Typ A haben eine ziemlich hohe Albedo und die röteste Farbe, die durch eine signifikante Zunahme ihres Reflexionsvermögens in Richtung langer Wellenlängen bestimmt wird. Sie können aus Hochtemperatur-Olivinen (mit einem Schmelzpunkt im Bereich von 1100–1900 °C) oder einer Mischung aus Olivin mit Metallen bestehen, die den spektralen Eigenschaften dieser Asteroiden entsprechen. Im Gegensatz dazu haben kleine Planeten der Typen B, C, F und G eine niedrige Albedo (Körper vom Typ B sind etwas heller) und im sichtbaren Bereich fast flach (oder farblos), aber das Reflexionsspektrum nimmt bei kurzen Wellenlängen stark ab . Daher wird angenommen, dass diese Asteroiden hauptsächlich aus hydratisierten Niedrigtemperatur-Silikaten (die sich bei Temperaturen von 500–1500 ° C zersetzen oder schmelzen können) mit einer Beimischung von Kohlenstoff oder organischen Verbindungen bestehen, die ähnliche spektrale Eigenschaften aufweisen. Asteroiden mit niedriger Albedo und rötlicher Farbe wurden den D- und P-Typen zugeordnet (D-Körper sind röter). Solche Eigenschaften haben Silikate, die reich an Kohlenstoff oder organischen Substanzen sind. Sie bestehen zum Beispiel aus interplanetaren Staubpartikeln, die wahrscheinlich schon vor der Entstehung von Planeten die sonnennahe protoplanetare Scheibe gefüllt haben. Aufgrund dieser Ähnlichkeit ist davon auszugehen, dass D- und P-Asteroiden die ältesten, wenig veränderten Körper des Asteroidengürtels sind. Kleine Planeten vom E-Typ haben die höchsten Albedo-Werte (ihre Oberflächenmaterie kann bis zu 50 % des auf sie fallenden Lichts reflektieren) und eine leicht rötliche Farbe. Das Mineral Enstatit (dies ist eine Hochtemperaturvariante von Pyroxen) oder andere Silikate, die Eisen in freiem (nicht oxidiertem) Zustand enthalten und daher Teil von Asteroiden vom E-Typ sein können, haben die gleichen spektralen Eigenschaften. Asteroiden, die in ihren Reflexionsspektren Körpern vom P- und E-Typ ähneln, aber in Bezug auf die Albedo zwischen ihnen liegen, werden als M-Typ klassifiziert. Es stellte sich heraus, dass die optischen Eigenschaften dieser Objekte den Eigenschaften von Metallen im freien Zustand oder von Metallverbindungen gemischt mit Enstatit oder anderen Pyroxenen sehr ähnlich sind. Derzeit gibt es etwa 30 solcher Asteroiden.Mit Hilfe von bodengestützten Beobachtungen wurde kürzlich eine so interessante Tatsache festgestellt, wie das Vorhandensein von hydratisierten Silikaten auf einem erheblichen Teil dieser Körper. Obwohl die Ursache für eine solch ungewöhnliche Kombination von Hochtemperatur- und Niedertemperaturmaterialien noch nicht endgültig geklärt ist, kann davon ausgegangen werden, dass Hydrosilikate während ihrer Kollisionen mit primitiveren Körpern in M-Typ-Asteroiden eingebracht werden könnten. Von den verbleibenden Spektralklassen sind Asteroiden vom Q-, R-, S- und V-Typ in Bezug auf Albedo und die allgemeine Form der Reflexionsspektren im sichtbaren Bereich ziemlich ähnlich: Sie haben eine relativ hohe Albedo (etwas niedriger für Körper vom Typ S) und eine rötliche Farbe. Die Unterschiede zwischen ihnen laufen darauf hinaus, dass die breite Absorptionsbande von etwa 1 Mikron, die in ihren Reflexionsspektren im nahen Infrarotbereich vorhanden ist, eine unterschiedliche Tiefe hat. Diese Absorptionsbande ist charakteristisch für eine Mischung aus Pyroxenen und Olivinen, und die Lage ihres Zentrums und ihre Tiefe hängen vom Anteil und Gesamtgehalt dieser Mineralien in der Oberflächenmaterie von Asteroiden ab. Andererseits nimmt die Tiefe jeder Absorptionsbande im Reflexionsspektrum einer Silikatsubstanz ab, wenn diese undurchsichtige Partikel (z. B. Kohlenstoff, Metalle oder deren Verbindungen) enthält, die diffus reflektiert (d. h. durch die Substanz hindurchgelassen und durchgelassen) werden Informationen über seine Zusammensetzung tragen) Licht. Für diese Asteroiden nimmt die Absorptionsbandtiefe bei 1 µm von S- zu Q-, R- und V-Typen zu. Entsprechend dem Vorstehenden können die Körper der aufgeführten Typen (außer V) aus einer Mischung von Olivinen, Pyroxenen und Metallen bestehen. Die Substanz von Asteroiden vom V-Typ kann zusammen mit Pyroxenen Feldspäte enthalten und in ihrer Zusammensetzung terrestrischen Basalten ähnlich sein. Und schließlich umfasst der letzte, T-Typ, Asteroiden, die eine niedrige Albedo und ein rötliches Reflexionsspektrum haben, das den Spektren von P- und D-Typ-Körpern ähnlich ist, aber in der Neigung eine Zwischenposition zwischen ihren Spektren einnimmt. Daher wird angenommen, dass die mineralogische Zusammensetzung von Asteroiden vom T-, P- und D-Typ ungefähr gleich ist und Silikaten entspricht, die reich an Kohlenstoff oder organischen Verbindungen sind.

Bei der Untersuchung der Verteilung von Asteroiden verschiedener Typen im Weltraum wurde eine klare Beziehung zwischen ihrer angenommenen chemischen und mineralischen Zusammensetzung und der Entfernung zur Sonne gefunden. Es stellte sich heraus, dass je einfacher die mineralische Zusammensetzung einer Substanz (je mehr flüchtige Verbindungen sie enthält) diese Körper haben, desto weiter sind sie in der Regel. Im Allgemeinen sind mehr als 75 % aller Asteroiden vom C-Typ und befinden sich hauptsächlich im peripheren Teil des Asteroidengürtels. Ungefähr 17 % sind vom S-Typ und dominieren das Innere des Asteroidengürtels. Die meisten der verbleibenden Asteroiden sind vom M-Typ und bewegen sich ebenfalls hauptsächlich im mittleren Teil des Asteroidenrings. Die Verteilungsmaxima dieser drei Asteroidentypen liegen innerhalb des Hauptgürtels. Das Maximum der Gesamtverteilung von Asteroiden vom E- und R-Typ erstreckt sich etwas über die innere Grenze des Gürtels in Richtung Sonne. Interessant ist, dass die Gesamtverteilung von P- und D-Typ-Asteroiden zu ihrem Maximum in Richtung der Peripherie des Hauptgürtels tendiert und nicht nur über den Asteroidenring hinausgeht, sondern auch über die Jupiterbahn hinaus. Es ist möglich, dass sich die Verteilung der P- und D-Asteroiden des Hauptgürtels mit den Asteroidengürteln Kazimirchak-Polonskaya überschneidet, die sich zwischen den Umlaufbahnen der Riesenplaneten befinden.

Zum Abschluss der Überprüfung der Kleinplaneten skizzieren wir kurz die Bedeutung der allgemeinen Hypothese über die Entstehung von Asteroiden verschiedener Klassen, die zunehmend bestätigt wird.

8. Über die Entstehung kleinerer Planeten

Zu Beginn der Entstehung des Sonnensystems, vor etwa 4,5 Milliarden Jahren, entstanden durch turbulente und andere instationäre Phänomene Materieklumpen aus der die Sonne umgebenden Gas-Staub-Scheibe, die bei gegenseitigen inelastischen Kollisionen und gravitativen Wechselwirkungen zu Planetesimalen vereint. Mit zunehmender Entfernung von der Sonne nahm die Durchschnittstemperatur der Gas-Staub-Substanz ab und dementsprechend änderte sich ihre allgemeine chemische Zusammensetzung. Die ringförmige Zone der protoplanetaren Scheibe, aus der später der Asteroidenhauptgürtel entstand, befand sich nahe der Kondensationsgrenze flüchtiger Verbindungen, insbesondere Wasserdampf. Erstens führte dieser Umstand zum beschleunigten Wachstum des Jupiter-Embryos, der sich in der Nähe der angegebenen Grenze befand und zum Zentrum der Ansammlung von Wasserstoff, Stickstoff, Kohlenstoff und ihren Verbindungen wurde und den stärker erhitzten zentralen Teil des Sonnensystems verließ. Zweitens erwies sich die Gasstaubsubstanz, aus der die Asteroiden gebildet wurden, in Abhängigkeit von der Entfernung von der Sonne als sehr heterogen in der Zusammensetzung: Der relative Gehalt der einfachsten Silikatverbindungen nahm stark ab, während der Gehalt an flüchtigen Verbindungen zunahm Abstand von der Sonne im Bereich von 2,0 bis 3,5 a.u. Wie bereits erwähnt, verhinderten starke Störungen vom schnell wachsenden Jupiter-Embryo bis zum Asteroidengürtel die Bildung eines ausreichend großen protoplanetaren Körpers darin. Der Prozess der Ansammlung von Materie wurde dort gestoppt, als nur wenige Dutzend Planetosimale von vorplanetarischer Größe (etwa 500-1000 km) Zeit hatten, sich zu bilden, die dann bei Kollisionen aufgrund einer schnellen Zunahme ihrer Relativgeschwindigkeiten zu zerbrechen begannen ( von 0,1 bis 5 km/s). Einige Mutterkörper von Asteroiden, oder zumindest solche, die einen hohen Anteil an Silikatverbindungen enthielten und sich näher an der Sonne befanden, wurden jedoch in dieser Zeit bereits erhitzt oder erlebten sogar eine gravitative Differenzierung. Zwei mögliche Mechanismen werden nun für die Erwärmung des Inneren solcher Proto-Asteroiden in Betracht gezogen: durch den Zerfall radioaktiver Isotope oder durch die Wirkung von Induktionsströmen, die durch starke Ströme geladener Teilchen in der Substanz dieser Körper induziert werden von der jungen und aktiven Sonne. Die Mutterkörper von Asteroiden, die aus irgendeinem Grund bis heute überlebt haben, sind laut Wissenschaftlern die größten Asteroiden 1 Ceres und 4 Vesta, deren Hauptinformationen in der Tabelle angegeben sind. 1. Im Prozess der Gravitationsdifferenzierung von Proto-Asteroiden, die eine ausreichende Erwärmung erfahren haben, um ihre Silikatsubstanz zu schmelzen, wurden Metallkerne und andere leichtere Silikathüllen getrennt, und in einigen Fällen sogar eine Basaltkruste (z. B. bei 4 Vesta), wie in den terrestrischen Planeten. Da das Material in der Asteroidenzone jedoch eine beträchtliche Menge flüchtiger Verbindungen enthielt, war sein durchschnittlicher Schmelzpunkt relativ niedrig. Wie mathematische Modellierungen und numerische Berechnungen gezeigt haben, könnte die Schmelztemperatur einer solchen Silikatsubstanz im Bereich von 500-1000 ° C liegen. So erlebten die Mutterkörper von Asteroiden nach Differenzierung und Abkühlung zahlreiche Kollisionen nicht nur untereinander und mit ihren Fragmente, aber auch mit Körpern, die aus den Zonen von Jupiter, Saturn und der weiter entfernten Peripherie des Sonnensystems in den Asteroidengürtel eindringen. Als Ergebnis einer langen Einschlagsentwicklung wurden Proto-Asteroiden in eine große Anzahl kleinerer Körper fragmentiert, die jetzt als Asteroiden beobachtet werden. Bei Relativgeschwindigkeiten von etwa mehreren Kilometern pro Sekunde führten Kollisionen von Körpern, die aus mehreren Silikathüllen mit unterschiedlichen mechanischen Festigkeiten bestanden (je mehr Metalle in einem Festkörper enthalten sind, desto haltbarer ist er), zu einem „Abstreifen“ und Zerkleinern Fragmente in erster Linie die am wenigsten haltbaren äußeren Silikatschalen. Darüber hinaus wird angenommen, dass Asteroiden jener Spektraltypen, die Hochtemperatursilikaten entsprechen, aus verschiedenen Silikathüllen ihrer Mutterkörper stammen, die geschmolzen und differenziert wurden. Insbesondere Asteroiden vom M- und S-Typ können aufgrund des höchsten Gehalts an Metallen vollständig die Kerne von Mutterkörpern (z. B. S-Asteroid 15 Eunomia und M-Asteroid 16 Psyche mit Durchmessern von etwa 270 km) oder deren Fragmente sein in ihnen. . Asteroide vom Typ A und R können Fragmente von Zwischensilikathüllen sein, während Asteroiden vom Typ E und V Fragmente von Außenhüllen solcher Mutterkörper sein können. Basierend auf der Analyse der räumlichen Verteilungen von Asteroiden vom E-, V-, R-, A-, M- und S-Typ kann man auch schlussfolgern, dass sie die intensivste thermische und Aufprall-Umarbeitung erfahren haben. Dies kann wahrscheinlich durch die Koinzidenz mit der inneren Grenze des Hauptgürtels oder die Nähe dazu der Verteilungsmaxima dieser Asteroidentypen bestätigt werden. Asteroiden anderer Spektraltypen gelten entweder als teilweise verändert (metamorph) aufgrund von Kollisionen oder lokaler Erwärmung, die nicht zu ihrem allgemeinen Schmelzen führte (T, B, G und F), oder als primitiv und wenig verändert (D, P, C und Q). Wie bereits erwähnt, nimmt die Zahl der Asteroiden dieser Art zur Peripherie des Hauptgürtels hin zu. Es besteht kein Zweifel, dass sie alle auch Kollisionen und Quetschungen erlebten, aber dieser Prozess war wahrscheinlich nicht so intensiv, dass er ihre beobachteten Eigenschaften und dementsprechend die chemisch-mineralische Zusammensetzung merklich beeinflusste. (Diese Frage wird auch im Abschnitt „Meteoriten“ behandelt). Wie jedoch numerische Simulationen von Kollisionen asteroidengroßer Silikatkörper zeigen, könnten sich viele der derzeit existierenden Asteroiden nach gegenseitigen Kollisionen wieder ansammeln (d. h. aus den verbleibenden Bruchstücken verbinden) und sind daher keine monolithischen Körper, sondern sich bewegende „Haufen von Kopfsteinpflaster“. “. Es gibt zahlreiche Beobachtungsbestätigungen (aus bestimmten Helligkeitsänderungen) für die Anwesenheit kleiner Satelliten in einer Reihe von gravitativ an sie gebundenen Asteroiden, die wahrscheinlich auch während der Einschlagsereignisse als Fragmente kollidierender Körper entstanden sind. Diese Tatsache, die in der Vergangenheit unter Wissenschaftlern heftig diskutiert wurde, wurde am Beispiel des Asteroiden 243 Ida überzeugend bestätigt. Mit Hilfe der Raumsonde Galileo war es möglich, Bilder dieses Asteroiden zusammen mit seinem Satelliten (der später Dactyl genannt wurde) zu erhalten, die in den Abbildungen 2 und 3 dargestellt sind.

9. Über das, was wir noch nicht wissen

Vieles bleibt bei der Erforschung von Asteroiden unklar und sogar mysteriös. Erstens sind dies allgemeine Probleme im Zusammenhang mit der Entstehung und Entwicklung von Feststoffen im Haupt- und anderen Asteroidengürteln und im Zusammenhang mit der Entstehung des gesamten Sonnensystems. Ihre Lösung ist nicht nur für das richtige Verständnis unseres Systems wichtig, sondern auch für das Verständnis der Ursachen und Muster der Entstehung von Planetensystemen in der Nähe anderer Sterne. Dank der Möglichkeiten moderner Beobachtungstechnologie konnte festgestellt werden, dass eine Reihe von Nachbarsternen große Planeten wie Jupiter haben. Als nächstes folgt die Entdeckung kleinerer terrestrischer Planeten in diesen und anderen Sternen. Es gibt auch Fragen, die nur durch eine detaillierte Untersuchung einzelner Kleinplaneten beantwortet werden können. Im Wesentlichen ist jeder dieser Körper einzigartig, da er seine eigene, manchmal spezifische Geschichte hat. Zum Beispiel können sich Asteroiden einiger dynamischer Familien (zum Beispiel Themis, Flora, Gilda, Eos und andere), die, wie erwähnt, einen gemeinsamen Ursprung haben, deutlich in optischen Eigenschaften unterscheiden, was auf einige ihrer Merkmale hinweist. Andererseits ist es offensichtlich, dass eine detaillierte Untersuchung aller ausreichend großen Asteroiden nur im Hauptgürtel viel Zeit und Mühe erfordern wird. Und doch ist es wahrscheinlich nur durch das Sammeln und Sammeln detaillierter und genauer Informationen über jeden der Asteroiden und dann mit Hilfe ihrer Verallgemeinerung möglich, das Verständnis der Natur dieser Körper und der Grundgesetze ihrer Entwicklung allmählich zu verfeinern .

REFERENZLISTE:

1. Bedrohung aus der Luft: Fels oder Unfall? (Unter der Redaktion von A.A. Boyarchuk). M: "Kosmosinform", 1999, 218 S.

2. Fleischer M. Wörterbuch der Mineralarten. M: "Mir", 1990, 204 S.

Asteroiden sind Himmelskörper, die durch die gegenseitige Anziehung von dichtem Gas und Staub entstanden sind, die unsere Sonne in einem frühen Stadium ihrer Entstehung umkreisen. Einige dieser Objekte, wie ein Asteroid, haben genug Masse erreicht, um einen geschmolzenen Kern zu bilden. In dem Moment, in dem Jupiter seine Masse erreicht, wurden die meisten Planetosimale (zukünftige Protoplaneten) gespalten und aus dem ursprünglichen Asteroidengürtel zwischen Mars und ausgeschleudert. Während dieser Epoche entstand ein Teil der Asteroiden durch die Kollision massiver Körper unter dem Einfluss des Gravitationsfeldes des Jupiter.

Orbit-Klassifizierung

Asteroiden werden nach Merkmalen wie sichtbaren Reflexionen des Sonnenlichts und Eigenschaften ihrer Umlaufbahnen klassifiziert.

Entsprechend den Eigenschaften der Umlaufbahnen werden Asteroiden in Gruppen zusammengefasst, unter denen Familien unterschieden werden können. Eine Gruppe von Asteroiden wird als eine bestimmte Anzahl solcher Körper angesehen, deren Bahneigenschaften ähnlich sind, dh Halbachse, Exzentrizität und Bahnneigung. Eine Familie von Asteroiden sollte als eine Gruppe von Asteroiden betrachtet werden, die sich nicht nur in engen Umlaufbahnen bewegen, sondern wahrscheinlich Fragmente eines großen Körpers sind und als Ergebnis seiner Spaltung entstanden sind.

Die größte der bekannten Familien kann mehrere hundert Asteroiden enthalten, während die kompaktesten Familien bis zu zehn umfassen können. Ungefähr 34 % der Asteroidenkörper sind Mitglieder von Asteroidenfamilien.

Als Folge der Entstehung der meisten Asteroidengruppen im Sonnensystem wurde ihr Mutterkörper zerstört, es gibt jedoch auch solche Gruppen, deren Mutterkörper (zum Beispiel) überlebt haben.

Klassifizierung nach Spektrum

Die spektrale Klassifizierung basiert auf dem Spektrum der elektromagnetischen Strahlung, die durch die Reflexion des Sonnenlichts durch den Asteroiden entsteht. Die Registrierung und Verarbeitung dieses Spektrums ermöglicht es, die Zusammensetzung eines Himmelskörpers zu studieren und einen Asteroiden einer der folgenden Klassen zuzuordnen:

• Gruppe der Kohlenstoffasteroiden oder C-Gruppe. Vertreter dieser Gruppe bestehen hauptsächlich aus Kohlenstoff sowie Elementen, die in den frühen Stadien ihrer Entstehung Teil der protoplanetaren Scheibe unseres Sonnensystems waren. Wasserstoff und Helium sowie andere flüchtige Elemente fehlen in kohlenstoffhaltigen Asteroiden praktisch, jedoch ist das Vorhandensein verschiedener Mineralien möglich. Ein weiteres Unterscheidungsmerkmal solcher Körper ist ihr niedriges Albedo-Reflexionsvermögen, das den Einsatz leistungsfähigerer Beobachtungsinstrumente erfordert als bei der Untersuchung von Asteroiden anderer Gruppen. Mehr als 75 % der Asteroiden im Sonnensystem sind Vertreter der C-Gruppe. Die bekanntesten Körper dieser Gruppe sind Hygiea, Pallas und einmal Ceres.
• Eine Gruppe von Silizium-Asteroiden oder S-Gruppe. Asteroiden dieser Art bestehen hauptsächlich aus Eisen, Magnesium und einigen anderen Gesteinsmineralien. Aus diesem Grund werden Silizium-Asteroiden auch Stein-Asteroiden genannt. Solche Körper haben eine ziemlich hohe Albedo, sodass Sie einige von ihnen (z. B. Irida) einfach mit einem Fernglas beobachten können. Die Anzahl der Silizium-Asteroiden im Sonnensystem beträgt 17 % der Gesamtzahl, und sie kommen am häufigsten in einer Entfernung von bis zu 3 astronomischen Einheiten von der Sonne vor. Die größten Vertreter der S-Gruppe: Juno, Amphitrite und Herculina.

Ganz am Anfang des XIX Jahrhunderts. Der italienische Astronom Piazzi (1746-1826) entdeckte zufällig den ersten Kleinplaneten (Asteroid). Sie wurde Ceres genannt. Anschließend wurden viele andere kleinere Planeten entdeckt, die einen Asteroidengürtel zwischen den Umlaufbahnen von Mars und Jupiter bildeten.

Asteroidenbewegung

Auf Aufnahmen des Sternenhimmels mit Langzeitbelichtung erscheinen sie als helle Striche. Mehr als 5500 Kleinplaneten wurden registriert. Die Gesamtzahl der Asteroiden muss zehnmal größer sein. Asteroiden, deren Umlaufbahnen festgelegt sind, erhalten Bezeichnungen (laufende Nummern) und Namen. Einige neue Asteroiden sind nach großen Persönlichkeiten (1379 Lomonosov), Staaten (1541 Estland, 1554 Jugoslawien), Observatorien (1373 Cincinnati - ein amerikanisches Observatorium, das das International Asteroid Observation Center ist) usw. benannt.

Asteroiden bewegen sich in derselben Richtung wie die großen Planeten um die Sonne. Ihre Umdrehungen haben größere Exzentrizitäten (im Durchschnitt 0,15) als die Umlaufbahnen der großen Planeten. Daher reichen einige kleine Planeten weit über den Asteroidengürtel hinaus. Einige von ihnen bewegen sich im Aphel über die Umlaufbahn des Saturn hinaus, andere nähern sich im Perihel dem Mars und der Erde. Zum Beispiel passierte Hermes im Oktober 1937 die Erde in einer Entfernung von 580.000 km (nur eineinhalb Mal weiter als der Mond), und der 1949 entdeckte Asteroid Ikarus gelangte bei seiner Bewegung sogar in die Umlaufbahn von Merkur und alle 19 Jahre nähert sich der Erde . Das letzte Mal geschah dies im Juni 1987. Dann näherte sich Icarus der Erde in einer Entfernung von mehreren Millionen Kilometern, es wurde an vielen Observatorien beobachtet. Natürlich ist dies nicht der einzige Fall. Es ist beispielsweise möglich, dass die Kollision eines Asteroiden mit der Erde vor 65 Millionen Jahren zum Tod von Dinosauriern führte. Und im März 1989 passierte ein etwa 300 m großer Asteroid die Erde in einer Entfernung von weniger als 650.000 km. Daher ist es kein Zufall, dass Wissenschaftler begonnen haben, effektive Methoden zur rechtzeitigen Erkennung und gegebenenfalls Zerstörung gefährlicher Asteroiden zu entwickeln.

Physikalische Eigenschaften von Asteroiden

Asteroiden sind mit bloßem Auge nicht sichtbar. Der größte Asteroid ist Ceres (Durchmesser 1000 km). Im Allgemeinen haben Asteroiden Durchmesser von mehreren Kilometern bis zu mehreren zehn Kilometern, und die meisten Asteroiden sind formlose Blöcke. Die Massen von Asteroiden sind zwar unterschiedlich, aber zu klein, als dass diese Himmelskörper eine Atmosphäre enthalten könnten. Die Gesamtmasse aller Asteroiden zusammengenommen ist etwa 20-mal geringer als die Masse des Mondes. Von allen Asteroiden wäre ein Planet mit einem Durchmesser von weniger als 1500 km herausgekommen.

In den letzten Jahren wurden Satelliten (!) in der Nähe einiger Asteroiden entdeckt. Der Asteroid wurde zum ersten Mal aus einer Entfernung von nur 16.000 km am 29. Oktober 1991 von der amerikanischen Raumsonde Galileo fotografiert, die am 18. Oktober 1982 gestartet wurde, um Jupiter zu untersuchen. Beim Durchqueren des Asteroidengürtels fotografierte Galileo den Kleinplaneten 951, den Asteroiden Gaspra. Dies ist ein typischer Asteroid. Die große Halbachse seiner Umlaufbahn beträgt 2,21 AE. Es stellte sich heraus, dass es eine unregelmäßige Form hatte und möglicherweise durch die Kollision größerer Körper im Asteroidengürtel entstanden war. Die Fotos zeigen Krater (ihr Durchmesser beträgt 1-2 km, der geweihte Teil des Asteroiden 16x12 km). Auf den Bildern ist es möglich, die Details der Oberfläche des 60-100 m großen Gaspra-Asteroiden zu erkennen.

In der Astronomie ist ein Asteroid ein kleiner Himmelskörper, der sich auf einer unabhängigen elliptischen Umlaufbahn um die Sonne dreht. Die chemische Zusammensetzung von Asteroiden ist vielfältig. Die meisten dieser Himmelskörper sind kohlenstoffhaltige Objekte. Es gibt jedoch auch eine beträchtliche Anzahl von Silizium- und Metallasteroiden im Sonnensystem.

Asteroidengürtel

Im Sonnensystem, zwischen den Umlaufbahnen der Planeten Mars und Jupiter, gibt es eine Vielzahl von Asteroiden unterschiedlicher Größe und Form. Diese Ansammlung von Himmelskörpern wird Asteroidengürtel genannt. Hier befinden sich die größten Asteroiden unseres Systems: Vesta, Ceres, Hygiea und Pallas. Es ist erwähnenswert, dass die Geschichte der Beobachtung und Erforschung von Asteroiden mit der Entdeckung von Ceres begann.

Die größten Asteroiden

Vesta

Es ist der schwerste Asteroid und einer der größten (zweitgrößten). Der Himmelskörper wurde 1807 von Heinrich Olbers entdeckt. Interessanterweise kann Vesta mit bloßem Auge beobachtet werden. Der Asteroid wurde von Carl Gauß zu Ehren der antiken römischen Göttin, der Patronin des Familienherds, benannt.

Ceres

Ceres, benannt nach der antiken römischen Fruchtbarkeitsgöttin, wurde 1801 von Giuseppe Piazzi entdeckt. Anfangs glaubten Wissenschaftler, einen anderen Planeten entdeckt zu haben, stellten aber später fest, dass Ceres ein Asteroid ist. Der Durchmesser dieses Himmelskörpers beträgt 960 km, was den Asteroiden zum größten im Gürtel macht.

Hygiene

Die Entdeckung von Hygiea ist Annibale de Gasparis zu verdanken. 1849 entdeckte er im Asteroidengürtel einen großen Himmelskörper, der später den Namen der altgriechischen Göttin der Gesundheit und des Wohlbefindens erhielt.

Pallas

Dieser Asteroid wurde ein Jahr nach der Entdeckung von Ceres dank der Beobachtungen des deutschen Astronomen Heinrich Olbers entdeckt. Pallas wurde nach der Schwester der antiken griechischen Kriegsgöttin Athena benannt.

Kollisionsgefahr mit der Erde

Beachten Sie, dass unser Planet in der Vergangenheit von 6 Asteroiden mit einem Durchmesser von mindestens 10 km getroffen wurde. Dies wird durch riesige Krater auf der Erdoberfläche in verschiedenen Ländern belegt. Der älteste Krater ist 2 Milliarden Jahre alt, der jüngste 50.000 Jahre. Daher besteht immer die potenzielle Gefahr, dass ein Asteroid mit der Erde kollidiert.

Wissenschaftler befürchten, dass etwas Ähnliches im Jahr 2029 passieren könnte, wenn der riesige Asteroid Apophis, benannt nach dem altägyptischen Gott der Zerstörung, nahe an unserem Planeten vorbeiziehen wird. Die Zeit wird jedoch zeigen, ob der Asteroid mit der Erde kollidieren oder sie sicher passieren wird.

Asteroiden sind Astronomen seit langem bekannt, aber die Weltgemeinschaft begann erst nach 2004 ernsthaft über sie zu sprechen, als in den Medien Informationen darüber erschienen - dies könnte zu einer Katastrophe werden und etwa 25% des Lebens auf dem Planeten zerstören. Dann wurde die Flugbahn des Asteroiden neu berechnet, alle beruhigten sich, aber das Interesse an Asteroiden und anderen blieb. So, ?
1

Durchmesser - etwa 950 km. Was auch immer dieser Himmelskörper seit der Entdeckung (die für einen Moment im Jahr 1801 geschah!) war: Ein vollwertiger Planet, ein Asteroid, und seit 2006 gilt er als Zwergplanet – weil er der größte im Asteroidengürtel ist . Die Form von Ceres ist kugelförmig, was für Asteroiden völlig untypisch ist, der Kern besteht aus Stein und die Kruste aus Mineralien und Wassereis. Der nächste Punkt seiner Umlaufbahn ist 263 Millionen km von der Erde entfernt, sodass es kaum der Rede wert ist, mit einer Kollision zu rechnen – zumindest in den nächsten paar tausend Jahren.

2

Seine Größe im Durchmesser beträgt 532 km. Es ist auch Teil des Asteroidengürtels und sehr reich an Silizium - vielleicht wird es in Zukunft eine Mineralienquelle für Erdbewohner.

3

530 km Durchmesser. Trotz der Tatsache, dass Vesta früheren Asteroiden in der Größe unterlegen ist, ist es der schwerste Asteroid. Sein Kern besteht aus Schwermetall, die Rinde aus Gestein. Aufgrund der Eigenschaften dieser Rasse reflektiert Vesta 4-mal mehr Sonnenlicht als der Anführer unserer Top-Ceres, sodass Vestas Bewegungen manchmal alle 3-4 Jahre von der Erde und mit bloßem Auge beobachtet werden können.

4

Sein Durchmesser ist beträchtlich - 407 km, aber dieser Asteroid ist so schwach, dass er später als die anderen entdeckt wurde. Hygiea ist ein typischer Vertreter des häufigsten Asteroidentyps - mit kohlenstoffhaltigem Inhalt. Im Moment seiner größten Annäherung an die Erde kann dieser Himmelskörper nicht durch ein Teleskop, sondern durch ein Fernglas beobachtet werden.

Durchmesser - 326 km. Trotz der Tatsache, dass Interamnia ein sehr großer Asteroid ist, bleibt er dennoch ein sehr wenig erforschter Himmelskörper. Zunächst einmal ist – weil er zu Asteroiden der seltenen Spektralklasse F gehört – weder ihre genaue Zusammensetzung noch die interne Struktur der modernen Wissenschaft bekannt. Was Interamnia betrifft, so ist sogar seine genaue Form unbekannt! Solide Geheimnisse ...

6

Der Durchmesser dieses Asteroiden beträgt 302,5 km und wurde vor langer Zeit entdeckt - im Jahr 1858. Er hat eine sehr langgestreckte Umlaufbahn, sodass sich die Entfernung von Europa zur Sonne sehr stark ändern kann (wenn es hier Leben gäbe, dann diese einige hyperadaptive Mutanten sein!). Sein Dichteindex ist nur geringfügig größer als der von Wasser, was bedeutet, dass die Oberfläche dieses Himmelskörpers porös ist. Solch ein riesiger Bimsstein, der sich im Großen Ring der Asteroiden dreht.

7

Sein Durchmesser liegt nach verschiedenen Schätzungen zwischen 270 und 326 km. Woher kommt dieser seltsame Name? Der Entdecker dieses Asteroiden, Raymond Dugan, benannte den von ihm entdeckten Himmelskörper nach dem Astronomieprofessor David Todd, aber der Name wurde in die „weibliche“ Version geändert - „David“, da zu dieser Zeit Asteroiden nur weibliche Namen gegeben wurden ( und, wie Sie bereits bemerkt haben, stammen die meisten aus der griechischen Mythologie).

8

Durchmesser - 232 km. Dieser Asteroid hat wie Europa eine große Porosität – tatsächlich ist es ein Trümmerhaufen, der durch die Schwerkraft zusammengehalten wird. Sylvia ist der erste uns bekannte Triple-Asteroid, denn sie hat mindestens 2 Satelliten!

9

Ein sehr seltsames Weltraumobjekt mit Abmessungen von 370 × 195 × 205 und einer Form, die entweder wie eine Erdnuss oder eine Hantel aussieht, und neben allem hat es auch einen eigenen (bisher unbenannten) Mond. Sein Ursprung ist interessant: Tatsache ist, dass Hector aus einer Mischung aus Felsen und Eis besteht. Kuipergürtelobjekte Pluto und sein Satellit Triton haben eine solche Zusammensetzung. Dies bedeutet, dass Hector aus dem Kuiper-Gürtel (einer Region des Weltraums jenseits von Pluto) kam, höchstwahrscheinlich zu Beginn der Entstehung des Sonnensystems, als die Planeten aktiv wanderten.

10

Größe - nach verschiedenen Quellen von 248 bis 270 km - ein großer und schnell rotierender Asteroid. Es hat eine sehr hohe Dichte, was jedoch auf seine Größe zurückzuführen ist.
Und vor kurzem - am 19. Juli - passierte sehr nahe an der Erde (2,4 Millionen km, für den Weltraum - nichts) der Asteroid UW-158 mit einem Kern, der etwa 100 Millionen Tonnen Platin enthielt! Solch ein Reichtum - und durch ... So verblüffen uns die Asteroiden weiterhin!