Най-големият астероид в Слънчевата система. Какво е интересното за най-големите астероиди и тяхното движение? Съобщение за най-големите астероиди

Всяко космическо тяло с диаметър над 3 километра заплашва Земята с изчезването на цивилизацията в случай на сблъсък. Ето защо е толкова важно да се знае за най-големите астероиди и тяхното движение в орбити, защото сред 670 хиляди обекта на Слънчевата система има много необичайни екземпляри. По-голямата част от големите небесни тела се намират в така наречения астероиден пояс, далеч от Земята, така че няма пряка заплаха за нас. Тъй като бяха открити, те бяха наречени женски именаот римски и Гръцка митология, а след това, с увеличаването на броя на откритията, това правило вече не се спазва.

Церера

Това доста голямо небесно тяло (диаметър 975 * 909 km) е било много неща от откриването си: както пълноценна планета на Слънчевата система, така и астероид, а от 2006 г. придоби нов статус- планета джудже. Последно заглавиенай-правилният, тъй като Церера не е основната в своята орбита, а само най-голямата в астероидния пояс. Открит е съвсем случайно от италианския астроном Пиаци през 1801 г.

Церера има сферична форма (необичайна за астероидите) със скалисто ядро ​​и кора от воден лед и минерали. Разстоянието между най-близката точка в орбитата на този слънчев спътник и Земята е 263 милиона километра. Пътят му лежи между Марс и Юпитер, но има известна тенденция към хаотично движение (което увеличава шансовете за сблъсъци с други астероиди и промяна в орбитата). Тя не се вижда с невъоръжено око от повърхността на нашата планета - тя е само звезда от 7-ма величина.

Палас

Размерът е 582 * 556 километра и също е част от астероидния пояс. Ъгълът на оста на въртене на Палас е много висок - 34 градуса (за други небесни тела не надвишава 10). Палада се движи по орбита с голяма степен на отклонение, поради което разстоянието й до Слънцето се променя през цялото време. Това е въглероден астероид, богат на силиций и представлява интерес за бъдещето от гледна точка на минното дело.

Веста

Това е най-тежкият астероид до момента, въпреки че е по-малък по размер от предишните. Поради състава на скалата Веста отразява 4 пъти повече светлинаотколкото същата Церера, въпреки че диаметърът й е наполовина по-голям. Оказва се, че това е единственият астероид, чието движение може да се наблюдава с невъоръжено око от повърхността на Земята, когато се приближава веднъж на 3-4 години до минимално разстояние от 177 милиона километра. Движението му се извършва по вътрешната част на астероидния пояс и никога не пресича нашата орбита.

Интересното е, че с дължина 576 километра, на повърхността му има кратер с диаметър 460 километра. Като цяло, целият астероиден пояс около Юпитер е гигантска кариера, където небесните тела се сблъскват едно с друго, летят на парчета и променят орбитите си - но как Веста е оцеляла при сблъсък с толкова голям обект и е запазила целостта си, остава загадка. Ядрото му се състои от тежък метал, а кората му е от лека скала.

Хигея

Този астероид не се пресича с нашата орбита и се върти около Слънцето. Много слабо небесно тяло, въпреки че има диаметър от 407 километра, е открито по-късно от останалите. Това е най-често срещаният тип астероид с въглеродно съдържание. Обикновено наблюдението на Hygia изисква телескоп, но при най-близкия си подход до Земята може да се види с бинокъл.

Днес падането на астероид на Земята ще донесе със себе си жертви, разрушения и катаклизми. Но въпреки факта, че астрономите наричат ​​този тип небесни тела „космически отломки“, ние дължим появата на живота на нашата планета на тях. През 2010 г., независимо един от друг, две групи изследователи откриха на астероида Темида (един от 20-те най-големи) воден лед, сложни въглеводороди и молекули, чийто изотопен състав съвпада с този на Земята.

Астероидите или малките планети са много по-малки по размер от телата на слънчевата система като Земята, Венера и дори Меркурий. Те обаче не могат да не се считат за пълноправни „жители“ на нашата част от Галактиката.

Основен колан

Астероидите на Слънчевата система са концентрирани в няколко зони. Най-внушителната част от тях се намира между орбитите на Марс и Юпитер. Този клъстер от малки тела беше наречен Основен клъстер от всички обекти, разположени тук, е незначителен по космически стандарти: той съставлява само 4% от лунната маса. Освен това най-големите астероиди имат решаващ принос за този параметър. Както тяхното движение, така и това на техните по-малки братовчеди, както и параметри като състав, форма и произход, привлякоха вниманието на астрономите още през началото на XIXвек: Церера, считана преди за най-големия астероид, а сега класифицирана като планета джудже, е открита на 1 януари 1801 г.

Отвъд Нептун

Поясът на Кайпер, облакът на Орт и разпръснатият диск започват да се разглеждат и изучават като места за натрупване на голям брой малки малко по-късно. Първият от тях се намира отвъд орбитата на Нептун. Открит е едва през 1992 г. Според изследователите поясът на Кайпер е много по-дълъг и по-масив от подобно образувание между Марс и Юпитер. Малките тела, разположени тук, се различават от обектите на Главния пояс по състав: метанът, амонякът и водата тук преобладават над твърдите скали и металите, характерни за „жителите“ на Астероидния пояс.

Съществуването на облака Орт днес не е доказано, но отговаря на много теории, описващи Слънчевата система. Предполага се, че облакът Орта, който е сферична област, се намира отвъд орбитите на планетите, на разстояние приблизително от Слънцето. Тук се намират космически обекти, състоящи се от амоняк, метан и воден лед.

Областта на разпръснатия диск се припокрива донякъде с пояса на Кайпер. Учените все още не знаят произхода му. Обекти, състоящи се от различни видовелед.

Сравняване на комета с астероид

За да се разбере точно същността на въпроса, е необходимо да се прави разлика между две астрономически понятия: „комета“ и „астероид“. До 2006 г. нямаше сигурност по отношение на разликите между тези обекти. включено общо събраниеПрез посочената година IAS присвои специфични характеристики на кометата и астероида, позволявайки всеки да бъде повече или по-малко уверено причислен към определена категория.

Кометата е обект, който се движи по много издължена орбита. Когато се приближава до Слънцето в резултат на сублимация на лед, разположен близо до повърхността, кометата образува кома - облак от прах и газ, който расте с намаляване на разстоянието между обекта и звездата и често се придружава от образуването на " опашка.”

Астероидите не образуват коми и като правило имат по-малко удължени орбити. Тези от тях, които се движат по траектории, подобни на тези на кометите, се считат за ядра на така наречените изчезнали комети (изчезнала или изродена комета е обект, който е загубил всички летливи вещества и следователно не образува кома).

Най-големите астероиди и тяхното движение

Има много малко наистина големи обекти по космически стандарти в Главния астероиден пояс. По-голямата част от масата на всички тела, разположени между Юпитер и Марс, пада върху четири обекта - Церера, Веста, Палада и Хигия. Първият се смяташе за най-големия астероид до 2006 г., след което му беше даден статут на Церера - почти кръгло тяло с диаметър около 1000 км. Масата му е приблизително 32% от общата маса на всички известни обекти в пояса.

Най-масивният обект след Церера е Веста. По отношение на размерите, само Палада го изпреварва сред астероидите (след като Церера беше призната за планета джудже). Pallas също се отличава от останалите с необичайно силния си наклон на оста.

Hygiea е четвъртият по големина обект на Главния пояс по отношение на размер и маса. Въпреки размера си, той е открит много по-късно от няколко по-малки астероида. Това се дължи на факта, че Hygiea е много тъмен обект.

Всички посочени тела се въртят около Слънцето в същата посока като планетите и не пресичат Земята.

Характеристики на орбитите

Най-големите астероиди и тяхното движение се подчиняват на същите закони като движенията на други подобни тела в пояса. Техните орбити постоянно се влияят от планетите, особено от гигантския Юпитер.

Всички астероиди се въртят в леко ексцентрични орбити. Движението на астероидите, изложени на Юпитер, се извършва в леко изместващи се орбити. Тези премествания могат да бъдат описани като колебания около някаква средна позиция. Астероидът прекарва до няколкостотин години за всяко такова трептене, така че данните от наблюдения днес не са достатъчни за изясняване и тестване на теоретичните конструкции. Като цяло обаче хипотезата за промяна на орбитите е общоприета.

Резултатът от изместването на орбитите е повишена възможност за сблъсъци. През 2011 г. бяха получени доказателства, които предполагат, че Церера и Веста може да се сблъскат в бъдеще.

Най-големите астероиди и техните движения са постоянно под вниманието на учените. Характеристиките на промените в техните орбити и други характеристики хвърлят светлина върху някои космически модели, които в процеса на анализ на данни често се екстраполират към обекти, по-големи от астероиди. Движението на астероидите се изучава и с помощта на космически кораби, които временно стават спътници на определени обекти. Един от тях влезе в орбитата на Церера на 6 март 2015 г.

В самото начало на 19в. Италианският астроном Пиаци (1746-1826) случайно открива първата малка планета (астероид). Тя беше наречена Церера. Впоследствие бяха открити много други малки планети, образуващи астероидния пояс между орбитите на Марс и Юпитер.

Движение на астероид

На снимки на звездното небе, направени с дълги експозиции, те изглеждат като светлинни линии. Регистрирани са повече от 5500 малки планети. Общ бройтрябва да има десетки пъти повече астероиди. Астероидите, чиито орбити са установени, получават обозначения (серийни номера) и имена. Някои нови астероиди са кръстени на велики хора (1379 Ломоносов), държави (1541 Естония, 1554 Югославия), обсерватории (1373 Синсинати - американска обсерватория, която е Международен център за наблюдение на астероиди) и др.

Астероидите се движат около Слънцето в същата посока като големите планети. Техните обороти имат по-големи ексцентритети (средно 0,15) от орбитите на големите планети. Следователно някои малки планети се простират далеч отвъд астероидния пояс. Някои от тях се движат извън орбитата на Сатурн в афелий, докато други се приближават до Марс и Земята в перихелий. Например Хермес през октомври 1937 г. премина от Земята на разстояние 580 000 км (само един път и половина по-далеч от Луната), а астероидът Икар, открит през 1949 г., дори се движи в орбитата на Меркурий и се приближава до Земята на всеки 19 години. IN последния пъттова се случи през юни 1987 г. Тогава Икар се приближи до Земята на разстояние от няколко милиона километра и беше наблюдаван в много обсерватории. Разбира се, това не е единственият случай. Възможно е например сблъсъкът на астероид със Земята да е довел до смъртта на динозаврите преди 65 милиона години. А през март 1989 г. астероид с размери около 300 м премина от Земята на разстояние по-малко от 650 хиляди км. Затова не е случайно, че учените започнаха да се развиват ефективни методисвоевременно откриване и, ако е необходимо, унищожаване на опасни астероиди.

Физически характеристики на астероидите

Астероидите не се виждат с просто око. Най-големият астероид е Церера (диаметър 1000 km). Като цяло астероидите имат диаметър от няколко километра до няколко десетки километра и повечето астероиди са безформени блокове. Масите на астероидите, макар и различни, са твърде малки, за да могат тези небесни тела да запазят атмосфера. Общата маса на всички астероиди, събрани заедно, е около 20 пъти по-малка от масата на Луната. Всички астероиди биха направили една планета с диаметър по-малък от 1500 км.

IN последните годиниуспя да открие сателити (!) на някои астероиди. За първи път астероид е заснет от разстояние само 16 хиляди км на 29 октомври 1991 г. от борда на американския космически корабГалилео, изстрелян на 18 октомври 1982 г. за изследване на Юпитер. Пресичайки астероидния пояс, Галилей снима малката планета 951 - астероидът Гаспра. Това е типичен астероид. Голямата полуос на неговата орбита е 2,21 AU. Той се оказа неправилна формаи може да са се образували в резултат на сблъсък на повече големи телав астероидния пояс. На снимките се виждат кратери (диаметърът им е 1-2 км, осветената част на астероида е 16х12 км). На изображенията е възможно да се разпознаят детайли от повърхността на астероида Гаспра с размер 60-100 m.

Формата и повърхността на астероида Ида.
Северът е на върха.
Анимацията е направена от Typhoon Oner.
(Защитено с авторски права © 1997 от A. Tayfun Oner).

1. Общи идеи

Астероидите са твърди скалисти тела, които подобно на планетите се движат по елиптични орбити около слънцето. Но размерите на тези тела са много по-малки от тези на обикновените планети, така че те се наричат ​​още малки планети. Диаметрите на астероидите варират от няколко десетки метра (условно) до 1000 km (размерът на най-големия астероид Церера). Терминът "астероид" (или "подобен на звезда") е въведен от известния астроном от 18-ти век Уилям Хершел, за да опише външния вид на тези обекти, когато се наблюдават през телескоп. Дори с най-големите наземни телескопи е невъзможно да се различат видимите дискове на най-големите астероиди. Те се наблюдават като точкови източници на светлина, въпреки че, подобно на други планети, самите те не излъчват нищо във видимия диапазон, а само отразяват падащата слънчева светлина. Диаметрите на някои астероиди са измерени с помощта на метода на "звездното окултиране" в онези щастливи моменти, когато са били в една и съща линия на видимост с достатъчно ярки звезди. В повечето случаи техните размери се оценяват чрез специални астрофизични измервания и изчисления. По-голямата част от известните в момента астероиди се движат между орбитите на Марс и Юпитер на разстояния от Слънцето от 2,2-3,2 астрономически единици (по-нататък - AU). Общо към днешна дата са открити около 20 000 астероида, от които около 10 000 са регистрирани, т.е. им се присвояват номера или дори собствени имена, а орбитите се изчисляват с голяма точност. Правилните имена на астероидите обикновено се дават от техните откриватели, но в съответствие с установените международни правила. Отначало, когато бяха известни малките планети, имената им бяха взети, както и за другите планети, от древногръцка митология. Пръстенообразната област на пространството, която заемат тези тела, се нарича главен астероиден пояс. Със средна линейна орбитална скорост от около 20 km/s, астероидите от главния пояс прекарват един оборот около Слънцето от 3 до 9 земни години, в зависимост от разстоянието от него. Наклоните на равнините на техните орбити спрямо равнината на еклиптиката понякога достигат 70°, но обикновено са в границите 5-10°. На тази основа всички известни астероиди на главния пояс се разделят приблизително еднакво на плоски (с орбитални наклони до 8°) и сферични подсистеми.

По време на телескопични наблюдения на астероиди беше открито, че яркостта на абсолютното мнозинство от тях се променя с времето. кратко време(от няколко часа до няколко дни). Астрономите отдавна приемат, че тези промени в яркостта на астероидите са свързани с тяхното въртене и се определят основно от тяхната неправилна форма. Първите снимки на астероиди, получени с помощта на космически кораб, потвърдиха това и също така показаха, че повърхностите на тези тела са изпъстрени с кратери или кратери различни размери. Фигури 1-3 показват първите космически изображения на астероиди, получени с помощта на различни космически кораби. Очевидно е, че такива форми и повърхности на малки планети са се образували по време на многобройните им сблъсъци с други твърди небесни тела. Като цяло, когато формата на астероид, наблюдаван от Земята, е неизвестна (тъй като се вижда като точков обект), тогава те се опитват да го приближат с помощта на триаксиален елипсоид.

Таблица 1 предоставя основна информация за най-големите или просто интересни астероиди.

Обяснения към таблицата.

1 Церера е най-големият астероид, открит първи. Открит е от италианския астроном Джузепе Пиаци на 1 януари 1801 г. и е кръстен на римската богиня на плодородието.

2 Палада е вторият по големина астероид, също и вторият открит. Това е направено от немския астроном Хайнрих Олберс на 28 март 1802 г.

3 Юнона - открита от К. Хардинг през 1804г.

4 Веста е третият по големина астероид, също открит от Г. Олберс през 1807 г. Това тяло има наблюдателни доказателства за наличието на базалтова кора, покриваща оливинова мантия, което може да е следствие от топенето и диференциацията на неговата субстанция. Изображение видим дискТози астероид е заснет за първи път през 1995 г. с помощта на американския космически телескоп. Хъбъл, работещ в ниска околоземна орбита.

8 Флора е най-големият астероид от голямо семейство астероиди със същото име, наброяващо няколкостотин члена, което за първи път е характеризирано от японския астроном К. Хираяма. Астероидите от това семейство имат много близки орбити, което вероятно потвърждава съвместния им произход от общо родителско тяло, което е било унищожено по време на сблъсък с друго тяло.

243 Ида е астероид от главния пояс, заснет от космическия кораб Галилео на 28 август 1993 г. Тези изображения разкриват малка луна на Ида, по-късно наречена Дактил. (Вижте фигури 2 и 3).

253 Matilda е астероид, чиито изображения са получени с помощта на космическия кораб NIAR през юни 1997 г. (вижте фиг. 4).

433 Ерос е близък до Земята астероид, снимки на който са получени с помощта на космическия кораб NIAR през февруари 1999 г.

951 Гаспра е астероид от главния пояс, който за първи път е заснет от междупланетната сонда Галилео на 29 октомври 1991 г. (вижте фиг. 1).

1566 Икар е астероид, който се приближава до Земята и пресича нейната орбита, имащ много голям орбитален ексцентрицитет (0,8268).

1620 Geograph е близък до Земята астероид, който е или бинарен обект, или има много неправилна форма. Това следва от зависимостта на яркостта му от фазата на въртене около собствената му ос, както и от радарните му изображения.

1862 Аполо - най-големият астероид от същото семейство тела, приближаващ се до Земята и пресичащ нейната орбита. Ексцентрицитетът на орбитата на Аполо е доста голям – 0,56.

2060 Хирон е астероид-комета, проявяваща периодична кометна активност (редовно увеличаване на яркостта близо до перихелия на орбитата, т.е. на минимално разстояние от Слънцето, което може да се обясни с изпаряването на летливи съединения, включени в астероида), движейки се по ексцентрична траектория (ексцентричност 0,3801) между орбитите на Сатурн и Уран.

4179 Toutatis е двоичен астероид, чиито компоненти вероятно са в контакт и има размери приблизително 2,5 km и 1,5 km. Изображенията на този астероид са получени с помощта на радари, разположени в Аресибо и Голдстоун. От всички известни в момента близки до Земята астероиди през 21-ви век, Toutatis трябва да е на най-близкото разстояние (около 1,5 милиона км, 29 септември 2004 г.).

4769 Castalia е двоен астероид с приблизително идентични (0,75 km в диаметър) компоненти в контакт. Неговото радио изображение е получено с помощта на радар в Аресибо.

Изображение на астероид 951 Гаспра

ориз. 1. Изображение на астероид 951 Gaspra, получено с помощта на космическия кораб "Галилео", в псевдо цвят, тоест като комбинация от изображения през виолетови, зелени и червени филтри. Получените цветове са специално подобрени, за да подчертаят фините разлики в повърхностните детайли. Участъците от откритите скали са синкави, докато участъците, покрити с реголит (натрошен материал), са червеникави. Пространствената разделителна способност във всяка точка на изображението е 163 м. Гаспра има неправилна форма и приблизителни размери по 3 оси от 19 х 12 х 11 км. Слънцето осветява астероида отдясно.
Изображение на NASA GAL-09.

Изображение на астероид 243 Идас

ориз. 2 Изображение с фалшив цвят на астероид 243 Ида и неговата малка луна Дактил, направено от космическия кораб Галилео. Изходните изображения, използвани за получаване на изображението, показано на фигурата, са взети от приблизително 10 500 км. Разликите в цвета могат да показват вариации в състава на повърхностно активното вещество. Ярко сините области може да са покрити с вещество, състоящо се от минерали, съдържащи желязо. Дължината на Ида е 58 км, а оста на въртене е ориентирана вертикално с лек наклон надясно.
Изображение на NASA GAL-11.

ориз. 3. Изображение на Дактил, малкия спътник на 243 Ида. Все още не е известно дали това е парче от Ида, отчупено от нея по време на някакъв вид сблъсък, или чужд обект, заловен от нейното гравитационно поле и движещ се в кръгова орбита. Това изображение е направено на 28 август 1993 г. през филтър с неутрална плътност от разстояние приблизително 4000 км, 4 минути преди най-близкия подход към астероида. Размерите на Dactyl са приблизително 1,2 x 1,4 x 1,6 km. Изображение на NASA GAL-04

Астероид 253 Матилда

ориз. 4. Астероид 253 Матилда. снимка на НАСА, космически корабБЛИЗО

2. Как може да възникне главният астероиден пояс?

Орбитите на телата, концентрирани в главния пояс, са стабилни и имат близка до кръгова или леко ексцентрична форма. Тук те се движат в „безопасна“ зона, където гравитационното влияние върху тях на големи планети, и главно на Юпитер, е минимално. Достъпните днес научни факти показват, че Юпитер е бил този, който е играл главна роляе, че друга планета не би могла да възникне на мястото на главния астероиден пояс по време на раждането на Слънчевата система. Но дори в началото на нашия век много учени все още бяха уверени, че между Юпитер и Марс е имало друга голяма планета, която по някаква причина се е сринала. Олберс е първият, който изказва такава хипотеза, веднага след откриването на Палада. Той измисля и името на тази хипотетична планета – Фаетон. Нека направим малко отклонение и опишем един епизод от историята на Слънчевата система - тази история, която се основава на съвременната научни факти. Това е необходимо по-специално за разбирането на произхода на астероидите от главния пояс. Голям принос за формирането на съвременната теория за произхода на Слънчевата система направиха съветските учени О.Ю. Шмид и В.С. Сафронов.

Едно от най-големите тела, образувано в орбитата на Юпитер (на разстояние 5 AU от Слънцето) преди около 4,5 милиарда години, започна да се увеличава по-бързо от други. Намирайки се на границата на кондензация на летливи съединения (H 2, H 2 O, NH 3, CO 2, CH 4 и т.н.), които изтичаха от зона на протопланетарния диск по-близо до Слънцето и по-нагрято, това тяло стана центърът на натрупване на материя, състояща се главно от замръзнали газови кондензати. Когато се постигне достатъчно голяма маса, започна да улавя с гравитационното си поле кондензирана преди това материя, разположена по-близо до Слънцето, в зоната на родителските тела на астероидите, и по този начин забавя растежа на последните. От друга страна, по-малки тела, които не са били заловени от прото-Юпитер по някаква причина, но са били в сферата на неговото гравитационно влияние, са били ефективно разпръснати в различни посоки. По подобен начин вероятно е имало изхвърляне на тела от зоната на формиране на Сатурн, макар и не толкова интензивно. Тези тела също проникнаха в пояса на родителските тела на астероиди или планетезимали, възникнали по-рано между орбитите на Марс и Юпитер, „помитайки“ ги от тази зона или ги подлагайки на фрагментация. Освен това, преди това постепенното нарастване на родителските тела на астероидите беше възможно поради ниските им относителни скорости (до около 0,5 km/s), когато сблъсъци на всякакви обекти завършваха с тяхното обединение, а не с фрагментация. Увеличаването на потока от тела, изхвърлени в астероидния пояс от Юпитер (и Сатурн) по време на неговия растеж, доведе до факта, че относителните скорости на родителските тела на астероидите се увеличиха значително (до 3-5 km/s) и станаха по-хаотичен. В крайна сметка процесът на натрупване на родителски тела на астероиди беше заменен от процеса на тяхното фрагментиране по време на взаимни сблъсъци и потенциалът за образуване на достатъчно голяма планета на дадено разстояниеизчезна завинаги от слънцето.

3. Орбити на астероиди

Връщайки се към текущо състояниеастероиден пояс, трябва да се подчертае, че Юпитер все още продължава да играе основна роля в еволюцията на астероидните орбити. Дългосрочното гравитационно влияние (повече от 4 милиарда години) на тази гигантска планета върху астероидите на главния пояс доведе до факта, че има редица „забранени“ орбити или дори зони, в които практически няма малки планети , а стигнат ли там, не могат да останат там дълго време. Те се наричат ​​празнини или люкове на Къркууд, кръстени на Даниел Къркууд, ученият, който пръв ги е открил. Такива орбити са резонансни, тъй като астероидите, движещи се по тях, изпитват силно гравитационно влияние от Юпитер. Орбиталните периоди, съответстващи на тези орбити, са в прости отношения с орбиталния период на Юпитер (например 1:2; 3:7; 2:5; 1:3 и т.н.). Ако астероид или негов фрагмент в резултат на сблъсък с друго тяло попадне в резонансна или близка до него орбита, тогава голямата полуос и ексцентрицитетът на неговата орбита се променят доста бързо под въздействието на гравитационното поле на Йовиан. Всичко завършва с това, че астероидът или напуска резонансната орбита и дори може да напусне главния астероиден пояс, или е обречен на нови сблъсъци със съседни тела. Това изчиства съответното пространство на Kirkwood от всякакви обекти. Трябва обаче да се подчертае, че в главния астероиден пояс няма празнини или празни пространства, ако си представим моментното разпределение на всички тела, включени в него. Всички астероиди във всеки един момент сравнително равномерно запълват астероидния пояс, тъй като, движейки се по елиптични орбити, те прекарват по-голямата част от времето си в зоната на „извънземните“. Друг, „обратен“ пример за гравитационното влияние на Юпитер: на външната граница на главния астероиден пояс има два тесни допълнителни „пръстена“, напротив, съставени от орбитите на астероиди, чиито орбитални периоди са в пропорции 2:3 и 1:1 по отношение на орбиталния период на Юпитер. Очевидно астероидите с орбитален период, съответстващ на съотношението 1:1, се намират директно в орбитата на Юпитер. Но те се движат на разстояние от него, равно на радиуса на орбитата на Юпитер, или напред, или зад. Астероидите, които изпреварват Юпитер в движението си, се наричат ​​„гърци“, а тези, които го следват, се наричат ​​„троянци“ (така че са кръстени на героите Троянска война). Движението на тези малки планети е доста стабилно, тъй като те се намират в така наречените „точки на Лагранж“, където гравитационните сили, действащи върху тях, се изравняват. Общото наименование на тази група астероиди е „троянци“. За разлика от троянците, които могат постепенно да се натрупват в близост до точките на Лагранж по време на дългата сблъсъчна еволюция на различни астероиди, има семейства астероиди с много близки орбити на техните съставни тела, които най-вероятно са се образували в резултат на сравнително скорошни разпади на техните съответните родителски органи. Това е например семейството на астероидите Flora, което вече има около 60 членове, и редица други. Напоследък учените се опитват да определят общия брой на такива семейства астероиди, за да оценят по този начин първоначалния брой на техните родителски тела.

4. Близки до Земята астероиди

Близо до вътрешния ръб на главния астероиден пояс има други групи тела, чиито орбити се простират далеч отвъд главния пояс и може дори да се пресичат с орбитите на Марс, Земята, Венера и дори Меркурий. На първо място, това са групите астероиди Амур, Аполон и Атон (по имената на най-големите представители, включени в тези групи). Орбитите на такива астероиди вече не са толкова стабилни, колкото тези на телата на главния пояс, но се развиват сравнително бързо под влиянието на гравитационните полета не само на Юпитер, но и на планетите от земната група. Поради тази причина такива астероиди могат да преминават от една група в друга и разделянето на астероидите в горните групи е условно, въз основа на данни за съвременните орбити на астероидите. По-специално, амурците се движат по елиптични орбити, чието перихелийно разстояние (минимално разстояние до Слънцето) не надвишава 1,3 AU. Аполоните се движат по орбити с перихелийно разстояние по-малко от 1 AU. (не забравяйте, че това е средното разстояние на Земята от Слънцето) и проникнете в орбитата на Земята. Ако за амурийците и аполонийците голямата полуос на орбитата надвишава 1 астрономическа единица, то за атонците тя е по-малка или от порядъка на тази стойност и следователно тези астероиди се движат главно в орбитата на Земята. Очевидно е, че аполоните и атоните, пресичайки орбитата на Земята, могат да създадат заплаха от сблъсък с нея. Има дори обща дефинициятази група малки планети като „астероиди в близост до Земята“ са тела, чиито орбитални размери не надвишават 1,3 AU. Към днешна дата са открити около 800 такива обекта, но общият им брой може да бъде значително по-голям - до 1500-2000 с размери над 1 км и до 135 000 с размери над 100 м. Съществуващата заплаха за Земята от астероиди и други космически тела, които се намират или могат да попаднат в земните околности, е широко дискутирана в научните и обществени среди. Повече подробности за това, както и за мерките, предложени за защита на нашата планета, можете да намерите в наскоро публикуваната книга под редакцията на A.A. Боярчук.

5. За други астероидни пояси

Подобни на астероиди тела съществуват и извън орбитата на Юпитер. Освен това според последните данни се оказа, че в периферията на Слънчевата система има много такива тела. Това беше предложено за първи път от американския астроном Джерард Кайпер през 1951 г. Той формулира хипотезата, че отвъд орбитата на Нептун, на разстояния от около 30-50 AU. може да има цял пояс от тела, който служи като източник на краткопериодични комети. Наистина, от началото на 90-те години (с въвеждането на най-големите телескопи с диаметър до 10 m на Хавайските острови) повече от сто астероидоподобни обекта с диаметри, вариращи от приблизително 100 до 800 km, са открити отвъд орбита на Нептун. Колекцията от тези тела беше наречена „поясът на Кайпер“, въпреки че те все още не са достатъчни, за да образуват „пълноценен“ пояс. Въпреки това, според някои оценки, броят на телата в него може да бъде не по-малък (ако не и повече), отколкото в главния астероиден пояс. Въз основа на техните орбитални параметри, новооткритите тела бяха разделени на два класа. Около една трета от всички транснептунови обекти са причислени към първия, така наречения „клас Плутино“. Те се движат в резонанс 3:2 с Нептун в сравнително елиптични орбити (полу-големи оси около 39 AU; ексцентритети 0,11-0,35; орбитални наклони към еклиптиката 0-20 градуса), подобни на орбитата на Плутон, откъдето произхождат име на този клас. В момента дори има дискусии сред учените дали Плутон трябва да се счита за пълноценна планета или просто за един от обектите от горепосочения клас. Състоянието на Плутон обаче най-вероятно няма да се промени, тъй като неговият среден диаметър (2390 km) е значително по-голям от диаметрите на известни транснептунови обекти и освен това, както повечето други планети в Слънчевата система, той има голям спътник ( Харон) и атмосфера. Вторият клас включва т. нар. „типични обекти от пояса на Кайпер“, тъй като повечето от тях (останалите 2/3) са известни и се движат по орбити, близки до кръговите с големи полуоси в диапазона 40-48 AU. и различни наклони (0-40°). Досега големите разстояния и относително малките размери са възпрепятствали откриването на нови подобни тела с по-бързи темпове, въпреки че най-големите телескопи и най-много модерни технологии. Въз основа на сравнение на тези тела с известни астероиди въз основа на техните оптични характеристики, сега се смята, че първите са най-примитивните в нашата планетарна система. Това означава, че тяхната материя, след нейната кондензация от протопланетната мъглявина, е претърпяла много малки промени в сравнение, например, с материята на земните планети. Всъщност абсолютното мнозинство от тези тела в техния състав могат да бъдат ядра на комети, които също ще бъдат обсъдени в раздела „Комети“.

Бяха открити редица астероидни тела (този брой вероятно ще се увеличи с течение на времето) между пояса на Кайпер и главния астероиден пояс - това е "класът Кентавър" - по аналогия с древногръцките митологични кентаври (получовеци, -кон). Един от техните представители е астероидът Хирон, който би било по-правилно да се нарече кометен астероид, тъй като периодично проявява кометна активност под формата на възникваща газова атмосфера (кома) и опашка. Те се образуват от летливи съединения, които изграждат веществото на това тяло, докато то преминава през перихелийните части на своята орбита. Хирон е един от илюстративни примерилипсата на рязка граница между астероидите и кометите по отношение на състава на материята и, вероятно, по произход. Размерът му е около 200 км, а орбитата му се припокрива с орбитите на Сатурн и Уран. Друго име за обекти от този клас е „коланът Казимирчак-Полонская“ - кръстен на E.I. Полонская, която доказа съществуването на астероидни тела между гигантски планети.

6. Малко за методите за изследване на астероиди

Нашето разбиране за природата на астероидите сега се основава на три основни източника на информация: наземни телескопични наблюдения (оптични и радарни), изображения, получени от космически кораби, приближаващи астероиди, и лабораторен анализ на известни земни скали и минерали, както и метеорити, които са паднали на Земята, които (които ще бъдат обсъдени в раздела „Метеорити“) се считат главно за фрагменти от астероиди, кометни ядра и повърхности на планети от земен тип. Но ние все още получаваме най-голямо количество информация за малките планети, използвайки наземни телескопични измервания. Следователно астероидите се разделят на така наречените "спектрални типове" или класове според, на първо място, техните наблюдаеми оптични характеристики. На първо място, това е албедо (пропорцията на светлината, отразена от тялото, от количеството светлина, падаща върху него слънчева светлиназа единица време, ако считаме, че посоките на падащия и отразения лъч са еднакви) и общата форма на спектъра на отражение на тялото във видимия и близкия инфрачервен диапазон (което се получава чрез просто разделяне на всяка дължина на вълната на осветете спектралната яркост на повърхността на наблюдаваното тяло от спектралната яркост при същата дължина на вълната на самото тяло Слънце). Тези оптични характеристики се използват за оценка на химичния и минералогичен състав на веществото, което изгражда астероидите. Понякога се вземат предвид допълнителни данни (ако има такива), например за радарната отразяваща способност на астероида, скоростта на въртене около собствената му ос и др.

Желанието да се разделят астероидите на класове се обяснява с желанието на учените да опростят или схематизират описанието на огромен брой малки планети, въпреки че, както показват по-задълбочени изследвания, това не винаги е възможно. Напоследък вече има нужда от въвеждане на подкласове и по-малки разделения на спектралните типове астероиди, за да се характеризират някои общи характеристики на техните отделни групи. Преди да дадеш общи характеристикиастероиди от различни спектрални типове, ще обясним как съставът на астероидната материя може да бъде оценен чрез дистанционни измервания. Както вече беше отбелязано, смята се, че астероидите от всеки един тип имат приблизително същите стойностиалбедо и спектри на отражение с подобна форма, които могат да бъдат заменени със средни (за даден тип) стойности или характеристики. Тези средни стойности за даден тип астероид се сравняват с подобни стойности за земни скали и минерали, както и онези метеорити, от които има налични проби в земните колекции. Химическият и минерален състав на пробите, които се наричат ​​„аналогови проби“, заедно с техните спектрални и други физични свойства, обикновено вече са добре проучени в лабораториите на Земята. Въз основа на подобно сравнение и подбор на аналогови проби се определя с първо приближение определен среден химичен и минерален състав на материята за астероиди от този тип. Оказа се, че за разлика от земните скали, веществото на астероидите като цяло е много по-просто или дори примитивно. Това предполага, че физическите и химичните процеси, в които е участвала астероидната материя през цялата история на Слънчевата система, не са били толкова разнообразни и сложни, както на планетите от земната група. Ако около 4000 сега се считат за надеждно установени на Земята минерални видове, тогава може да има само няколкостотин от тях на астероидите. Това може да се съди по броя на минералните видове (около 300), открити в метеорити, паднали на земната повърхност, които могат да бъдат фрагменти от астероиди. Голямо разнообразие от минерали на Земята е възникнало не само защото формирането на нашата планета (както и на други земни планети) е станало в протопланетен облак много по-близо до Слънцето и следователно на повече високи температури. В допълнение към факта, че силикатното вещество, металите и техните съединения, намиращи се в течно или пластично състояние при такива температури, бяха разделени или диференцирани по специфична гравитация в гравитационното поле на Земята, преобладаващите температурни условия се оказаха благоприятни за появата на постоянна газова или течна окислителна среда, основните компоненти на която са кислород и вода. Тяхното дълго и постоянно взаимодействие с първичните минерали и скалите на земната кора доведе до богатството от минерали, което наблюдаваме. Връщайки се към астероидите, трябва да се отбележи, че според данните от дистанционното наблюдение те се състоят главно от по-прости силикатни съединения. На първо място, това са безводни силикати, като пироксени (общата им формула е ABZ 2 O 6, където позициите "А" и "В" са заети от катиони различни металии “Z” - Al или Si), оливини (A 2+ 2 SiO 4, където A 2+ = Fe, Mg, Mn, Ni) и понякога плагиоклази (с обща формула(Na,Ca)Al(Al,Si)Si 2 O 8). Наричат ​​се скалообразуващи минерали, защото формират основата на повечето скали. Друг тип силикатно съединение, често срещано на астероидите, са хидросиликатите или слоестите силикати. Те включват серпентини (с обща формула A 3 Si 2 O 5? (OH), където A = Mg, Fe 2+, Ni), хлорити (A 4-6 Z 4 O 10 (OH, O) 8, където A и Z са главно катиони на различни метали) и редица други минерали, които съдържат хидроксил (ОН). Може да се предположи, че на астероидите има не само прости оксиди, съединения (например серен диоксид) и сплави на желязо и други метали (по-специално FeNi), въглеродни (органични) съединения, но дори метали и въглерод в свободна състояние. Това се доказва от резултатите от изследване на метеоритната материя, която постоянно пада на Земята (виж раздел „Метеорити“).

7. Спектрални видове астероиди

Към днешна дата са идентифицирани, обозначени следните основни спектрални класове или типове малки планети с латински букви: A, B, C, F, G, D, P, E, M, Q, R, S, V и T. Нека ги опишем накратко.

Астероидите от тип А имат доста високо албедо и най-червен цвят, което се определя от значително увеличение на тяхната отразяваща способност към дългите дължини на вълните. Те могат да се състоят от високотемпературни оливини (с точка на топене в диапазона 1100-1900 ° C) или смес от оливин с метали, които съответстват на спектралните характеристики на тези астероиди. За разлика от тях, малките планети от типове B, C, F и G имат ниско албедо (телата от тип B са малко по-леки) и почти плоски (или безцветни) във видимия диапазон, но спектър на отражение, който рязко спада на късо дължини на вълните. Следователно се смята, че тези астероиди са съставени главно от нискотемпературни хидратирани силикати (които могат да се разлагат или стопяват при температури от 500-1500 ° C) с примес на въглерод или органични съединения, имащи подобни спектрални характеристики. Астероидите с ниско албедо и червеникав цвят са класифицирани като D- и P-типове (D-телата са по-червени). Такива свойства имат силикати, богати на въглерод или органични вещества. Те се състоят например от частици междупланетен прах, които вероятно са запълнили околослънчевия протопланетен диск още преди формирането на планетите. Въз основа на това сходство може да се предположи, че D- и P-астероидите са най-древните, малко променени тела на астероидния пояс. Малките планети от тип E имат най-високи стойности на албедо (техният повърхностен материал може да отразява до 50% от светлината, падаща върху тях) и са леко червеникави на цвят. Минералът енстатит (това е високотемпературна разновидност на пироксена) или други силикати, съдържащи желязо в свободно (неокислено) състояние, които следователно могат да бъдат част от астероиди от тип E, имат същите спектрални характеристики. Астероидите, които са подобни на спектрите на отражение на телата от P- и E-тип, но са между тях по стойност на албедото, се класифицират като M-тип. Оказа се, че оптичните свойства на тези обекти са много подобни на свойствата на металите в свободно състояние или метални съединения, смесени с енстатит или други пироксени. В момента има около 30 такива астероида. С помощта на наземни наблюдения такива астероиди са установени наскоро интересен факт, тъй като наличието на хидратирани силикати върху значителна част от тези тела. Въпреки че причината за появата на такава необичайна комбинация от високотемпературни и нискотемпературни материали все още не е напълно установена, може да се предположи, че хидросиликатите биха могли да бъдат въведени в астероиди от тип М по време на сблъсъци с по-примитивни тела. От останалите спектрални класове, по отношение на албедото и общата форма на техните спектри на отражение във видимия диапазон, Q-, R-, S- и V-тип астероиди са доста сходни: те имат относително високо албедо (S-тип телата са малко по-ниски) и червеникав цвят. Разликите между тях се свеждат до факта, че отражението, присъстващо в техните спектри в близката инфрачервен диапазонШироката лента на поглъщане от около 1 микрон има различни дълбочини. Тази лента на поглъщане е характерна за смес от пироксени и оливини и позицията на нейния център и дълбочина зависят от фракционното и общото съдържание на тези минерали в повърхностната материя на астероидите. От друга страна, дълбочината на всяка лента на поглъщане в спектъра на отражение на силикатно вещество намалява, ако съдържа някакви непрозрачни частици (например въглерод, метали или техни съединения), които екранират дифузно отразеното (т.е. предавано през веществото) и носещи информация за неговия състав) светлина. За тези астероиди дълбочината на абсорбционната лента при 1 μm се увеличава от S- до Q-, R- и V-типове. В съответствие с горното телата от изброените типове (с изключение на V) могат да се състоят от смес от оливини, пироксени и метали. Веществото на астероидите от тип V може да включва, заедно с пироксени, фелдшпати и да бъде подобно по състав на земните базалти. И накрая, последният, тип T, включва астероиди, които имат ниско албедо и червеникав спектър на отражение, който е подобен на спектрите на тела от тип P и D, но заема междинна позиция между техните спектри по отношение на наклона . Следователно минералогичният състав на астероидите от тип T, P и D се счита за приблизително еднакъв и съответства на силикати, богати на въглерод или органични съединения.

При изучаване на разпространението на астероиди от различни видове в космоса беше открита ясна връзка между техния предполагаем химичен и минерален състав и разстоянието до Слънцето. Оказа се, че колкото по-прост е минералният състав на дадено вещество (колкото повече летливи съединения съдържа) тези тела, толкова по-далече, като правило, се намират. Като цяло повече от 75% от всички астероиди са тип C и са разположени главно в периферната част на астероидния пояс. Приблизително 17% са от S-тип и доминират във вътрешната част на астероидния пояс. Повечето от останалите астероиди са тип M и също се движат главно в средната част на астероидния пръстен. Максимумите на разпространение на астероидите от тези три типа са разположени в рамките на главния пояс. Максимум общо разпространениена астероидите от тип E и R се простира малко отвъд вътрешната граница на пояса към Слънцето. Интересно е, че общото разпределение на астероидите от тип P и D клони към своя максимум към периферията на главния пояс и се простира не само отвъд астероидния пръстен, но и отвъд орбитата на Юпитер. Възможно е разпределението на P- и D-астероидите от главния пояс да се припокрива с астероидните пояси на Казимирчак-Полонская, разположени между орбитите на планетите-гиганти.

За да завършим прегледа на малките планети, ще очертаем накратко значението на общата хипотеза за произхода на астероидите от различни класове, която намира все повече и повече потвърждения.

8. За произхода на малките планети

В зората на формирането на Слънчевата система, преди около 4,5 милиарда години, от газово-праховия диск, заобикалящ Слънцето, в резултат на турбулентни и други нестационарни явления възникват струпвания от материя, които чрез взаимни нееластични сблъсъци и гравитационни взаимодействия, обединени в планетезимали. С увеличаване на разстоянието от Слънцето средната температура на газопраховото вещество намалява и съответно се променя общият му химичен състав. Пръстеновидната зона на протопланетарния диск, от която впоследствие се формира основният астероиден пояс, се оказа близо до границата на кондензация на летливи съединения, по-специално на водна пара. Първо, това обстоятелство доведе до ускорен растеж на ембриона на Юпитер, който се намираше близо до посочената граница и стана център на натрупване на водород, азот, въглерод и техните съединения, напускайки по-нагрятата централна част на Слънчевата система. Второ, газопраховото вещество, от което са образувани астероидите, се оказа много разнородно по състав в зависимост от разстоянието от Слънцето: относителното съдържание на най-простите силикатни съединения в него рязко намалява, а съдържанието на летливи съединения се увеличава с разстояние от Слънцето в района от 2.0 до 3.5 a.u. Както вече споменахме, мощни смущения от бързо растящия ембрион на Юпитер до астероидния пояс попречиха на образуването на достатъчно голямо протопланетно тяло в него. Процесът на натрупване на материя там беше спрян, когато само няколко десетки планетезимали с подпланетен размер (около 500-1000 км) имаха време да се образуват, които след това започнаха да се фрагментират по време на сблъсъци поради бързото увеличаване на относителните им скорости (от 0,1 до 5 km/s). Въпреки това през този период някои родителски тела на астероиди или поне тези, които съдържат голям дял силикатни съединения и са разположени по-близо до Слънцето, вече са били нагорещени или дори са претърпели гравитационна диференциация. Сега се разглеждат два възможни механизма за нагряване на вътрешността на такива протоастероиди: като следствие от разпадането на радиоактивни изотопи или в резултат на действието на индукционни токове, предизвикани в материята на тези тела от мощни потоци от заредени частици от младото и активно Слънце. Родителските тела на астероидите, които по някаква причина са оцелели до днес, според учените, са най-големите астероиди 1 Церера и 4 Веста, основната информация за които е дадена в табл. 1. В процеса на гравитационна диференциация на протоастероиди, които са претърпели достатъчно нагряване, за да разтопят своята силикатна материя, са били освободени метални ядра и други по-леки силикатни обвивки, а в някои случаи дори базалтова кора (например 4 Vesta), подобно на земната планети . Но все пак, тъй като веществото в астероидната зона съдържаше значително количество летливи съединения, то средна температуратопенето е сравнително ниско. Както беше показано с помощта на математическо моделиране и числени изчисления, точката на топене на такова силикатно вещество може да бъде в диапазона 500-1000 ° C. Така че, след диференциация и охлаждане, родителските тела на астероидите претърпяха множество сблъсъци не само с всеки други и техните фрагменти, но и с телата, нахлуващи в астероидния пояс от зоните на Юпитер, Сатурн и по-далечната периферия на Слънчевата система. В резултат на дългосрочна еволюция на въздействието, протоастероидите бяха фрагментирани на огромно количество по-малки тела, сега наблюдавани като астероиди. При относителни скорости от около няколко километра в секунда, сблъсъци на тела, състоящи се от няколко силикатни черупки с различна механична якост (колкото повече метали съдържа едно твърдо вещество, толкова по-издръжливо е то), доведоха до „откъсването“ им и раздробяването им на малки фрагменти предимно най-малко издръжливите външни силикатни черупки. Освен това се смята, че астероидите от онези спектрални типове, които съответстват на високотемпературни силикати, произхождат от различни силикатни обвивки на техните родителски тела, които са претърпели топене и диференциация. По-специално, астероидите от M- и S-тип могат да представляват целите ядра на своите родителски тела (като S-астероида 15 Eunomia и M-астероида 16 Psyche с диаметри от около 270 km) или техни фрагменти поради високия им метал съдържание . Астероидите от A- и R-спектрален тип могат да бъдат фрагменти от междинни силикатни черупки, а E- и V-типове могат да бъдат външните обвивки на такива родителски тела. Въз основа на анализа на пространственото разпределение на астероидите от тип E-, V-, R-, A-, M- и S, можем също да заключим, че те са претърпели най-интензивна термична и ударна обработка. Това вероятно може да се потвърди от съвпадението с вътрешната граница на главния пояс или близостта до него на максимумите на разпространение на астероиди от тези типове. Що се отнася до астероидите от други спектрални типове, те се считат или за частично променени (метаморфни) поради сблъсъци или локално нагряване, което не е довело до общото им топене (T, B, G и F), или примитивни и малко променени (D, P, C и Q). Както вече беше отбелязано, броят на астероидите от този тип нараства към периферията на главния пояс. Няма съмнение, че всички те също са претърпели сблъсъци и фрагментация, но този процес вероятно не е бил толкова интензивен, че да повлияе забележимо на наблюдаваните им характеристики и съответно на техния химичен и минерален състав. (Този въпрос също ще бъде обсъден в раздела „Метеорити“). Въпреки това, както показва численото моделиране на сблъсъци на силикатни тела с астероидни размери, много от съществуващите в момента астероиди могат да се натрупат отново след взаимни сблъсъци (тоест да се комбинират от останалите фрагменти) и следователно не са монолитни тела, а движещи се „купчини калдъръмени камъни“. ” Има многобройни наблюдателни доказателства (въз основа на специфични промени в яркостта) за наличието на малки спътници на редица астероиди, гравитационно свързани с тях, които вероятно също са възникнали по време на удари като фрагменти от сблъскващи се тела. Този факт, макар и горещо обсъждан сред учените в миналото, беше убедително потвърден от примера на астероида 243 Ида. С помощта на космическия кораб "Галилео" беше възможно да се получат изображения на този астероид заедно с неговия спътник (който по-късно беше наречен Dactyl), които са представени на фигури 2 и 3.

9. Какво още не знаем

Все още има много неясни и дори мистериозни неща в изследването на астероидите. Първо, това общи проблеми, свързани с произхода и еволюцията на твърдата материя в главния и другите астероидни пояси и свързани с възникването на цялата Слънчева система. Тяхното решение има важноне само за правилни идеи за нашата система, но и за разбиране на причините и закономерностите на появата на планетарни системи в близост до други звезди. Благодарение на възможностите на съвременната технология за наблюдение беше възможно да се установи, че редица съседни звезди имат големи планетикато Юпитер. Следващото по ред е откриването на по-малки планети от земен тип около тези и други звезди. Има и въпроси, на които може да се отговори само чрез подробно изследване на отделни малки планети. По същество всяко от тези тела е уникално, тъй като има своя собствена, понякога специфична история. Например, астероиди, които са членове на някои динамични семейства (например Темида, Флора, Гилда, Еос и други), имащи, както беше споменато, общ произход, могат значително да се различават по оптични характеристики, което показва някои от техните характеристики. От друга страна, очевидно е, че подробното изследване на всички достатъчно големи астероиди само в главния пояс ще изисква много време и усилия. И все пак вероятно само чрез събиране и натрупване на подробна и точна информация за всеки от астероидите и след това с помощта на нейното обобщение е възможно постепенно да се изясни разбирането за природата на тези тела и основните модели на тяхната еволюция.

ЛИТЕРАТУРА:

1. Заплаха от небето: съдба или случайност? (Ред. А.А. Боярчук). М: "Космосинформ", 1999 г., 218 с.

2. Флейшър М. Речник на минералните видове. М: "Мир", 1990, 204 с.

Астероидите са небесни тела, образувани от взаимно привличанеплътен газ и прах, обикалящи около нашето Слънце в началото на формирането му. Някои от тези обекти, като астероид, са достигнали достатъчно маса, за да образуват разтопено ядро. В момента, в който Юпитер достигна своята маса, повечето от планетезималите (бъдещите протопланети) бяха разделени и изхвърлени от първоначалния астероиден пояс между Марс и Марс. През тази ера някои астероиди са се образували поради сблъсък на масивни тела под влиянието на гравитационното поле на Юпитер.

Класификация по орбити

Астероидите се класифицират според следните характеристики: видимо отражениеслънчева светлина и орбитални характеристики.

Според характеристиките на техните орбити астероидите се групират в групи, сред които могат да се разграничат семейства. Група астероиди се счита за набор от такива тела, чиито орбитални характеристики са сходни, а именно: полуос, ексцентричност и орбитален наклон. Семейство астероиди трябва да се счита за група от астероиди, които не само се движат в близки орбити, но вероятно са фрагменти от едно голямо тяло и са се образували в резултат на неговото разделяне.

Най-големият от известни семействаможе да наброява няколкостотин астероида, като най-компактните са в рамките на десет. Приблизително 34% от астероидните тела са членове на астероидни семейства.

В резултат на образуването на повечето групи астероиди в Слънчевата система тяхното родителско тяло е унищожено, но има и групи, чието родителско тяло е оцеляло (напр.).

Класификация по спектър

Спектралната класификация се основава на спектъра електромагнитно излъчване, което е резултат от отразяването на слънчевата светлина от астероида. Регистрацията и обработката на този спектър позволява да се изследва съставът небесно тялои дефинирайте астероида в един от следните класове:

• Група въглеродни астероиди или C-група. Представителите на тази група се състоят предимно от въглерод, както и от елементи, които са били част от протопланетарния диск на нашата Слънчева система в първите етапи от нейното формиране. Водородът и хелият, както и други летливи елементи, практически отсъстват от въглеродните астероиди, но могат да присъстват различни минерали. Друга отличителна черта на такива тела е тяхното ниско албедо - отразяваща способност, което изисква използването на по-мощни инструменти за наблюдение, отколкото при изучаване на астероиди от други групи. Повече от 75% от астероидите в Слънчевата система са представители на C-групата. Най-известните тела от тази група са Хигея, Палада и някога - Церера.
• Група силициеви астероиди или S-група. Тези видове астероиди са съставени основно от желязо, магнезий и някои други скалисти минерали. Поради тази причина силициевите астероиди се наричат ​​още скалисти астероиди. Такива тела имат доста високо албедо, което прави възможно наблюдението на някои от тях (например Ирис) просто с помощта на бинокъл. Броят на силициевите астероиди в Слънчевата система е 17% от общ брой, като най-често се срещат на разстояние до 3 астрономически единици от Слънцето. Най-големите представители на S-групата: Юнона, Амфитрита и Херкулина.