Cel mai mare asteroid din sistemul solar. Ce este interesant la cei mai mari asteroizi și la mișcarea lor? Mesajul despre cei mai mari asteroizi

Orice corp spațial cu un diametru de peste 3 kilometri amenință Pământul într-o coliziune cu dispariția civilizației. Prin urmare, este atât de important să știm despre cei mai mari asteroizi și despre mișcarea lor pe orbite, deoarece printre cele 670 de mii de obiecte ale sistemului solar, se întâlnesc exemplare foarte neobișnuite. Cea mai mare parte a corpurilor cerești mari se află în așa-numita centură de asteroizi, departe de Pământ, deci nu există o amenințare directă pentru noi. Pe măsură ce au fost descoperiți, au fost numiți de nume feminine din mitologia romană și greacă și apoi, odată cu creșterea numărului de descoperiri, această regulă a încetat să mai fie respectată.

Ceres

Acest corp ceresc destul de mare (cu diametrul de 975 * 909 km) nu a mai fost nimeni de la descoperirea sa: atât o planetă cu drepturi depline a sistemului solar, cât și un asteroid, iar din 2006 a dobândit un nou statut - o planetă pitică. Numele de familie este cel mai corect, deoarece Ceres nu este principalul pe orbita sa, ci doar cel mai mare din centura de asteroizi. A fost descoperit destul de accidental de astronomul italian Piazzi în 1801.

Ceres este sferic (necaracteristic pentru asteroizi) cu un miez stâncos și o crustă de gheață de apă și minerale. Distanța dintre cel mai apropiat punct al orbitei acestui satelit al Soarelui și Pământ este de 263 milioane de kilometri. Calea sa se află între Marte și Jupiter, dar în același timp există o oarecare tendință spre mișcarea haotică (ceea ce crește șansele de a se ciocni cu alți asteroizi și de a schimba orbita). Nu este vizibilă cu ochiul liber de pe suprafața planetei noastre - aceasta este o stea de numai 7 grade.

Pallas

Dimensiunea este de 582 * 556 de kilometri și face parte, de asemenea, din centura de asteroizi. Unghiul axei de rotație a lui Pallas este foarte mare - 34 de grade (restul corpurilor cerești nu depășesc 10). Pallas se mișcă pe o orbită cu un grad mare de deviere, motiv pentru care distanța sa față de Soare se schimbă tot timpul. Este un asteroid carbonic bogat în siliciu și prezintă interes în viitor din punct de vedere al mineritului.

Vesta

Este cel mai greu asteroid până în prezent, deși are o dimensiune mai mică decât cele anterioare. Datorită compoziției stâncii, Vesta reflectă de 4 ori mai multă lumină decât același Ceres, deși diametrul său este la jumătate din dimensiune. Se pare că acesta este singurul asteroid a cărui mișcare poate fi observată cu ochiul liber de la suprafața Pământului, când se apropie la fiecare 3-4 ani la o distanță minimă de 177 milioane de kilometri. Mișcarea sa se efectuează de-a lungul părții interioare a centurii de asteroizi și nu traversează niciodată orbita noastră.

Interesant, cu o lungime de 576 de kilometri, există un crater cu un diametru de 460 de kilometri pe suprafața sa. În general, întreaga centură de asteroizi din jurul lui Jupiter este o carieră uriașă, unde corpurile cerești se ciocnesc între ele, se împrăștie în bucăți și își schimbă orbita - dar modul în care Vesta a supraviețuit coliziunii cu un obiect atât de mare și și-a păstrat integritatea rămâne un mister. Miezul său este realizat din metal greu, iar scoarța este din piatră ușoară.

Hygeya

Acest asteroid nu se intersectează cu orbita noastră și se învârte în jurul Soarelui. Un corp ceresc foarte slab, deși are un diametru de 407 de kilometri, a fost descoperit mai târziu decât restul. Este cel mai comun tip de asteroid, cu un conținut carbonos. De obicei, un telescop este necesar pentru a observa Hygia, dar în momentul celei mai apropiate apropieri pe Pământ, acesta poate fi vizualizat prin binoclu.

Astăzi, asteroidul, căzut pe Pământ, va aduce sacrificii, distrugere și cataclisme. Dar, în ciuda faptului că astronomii numesc acest tip de corpuri cerești „resturi spațiale”, le datorăm aspectul vieții pe planeta noastră. În 2010, independent unul de celălalt, două grupuri de cercetători au descoperit pe asteroidul Themis (una dintre cele mai mari 20) gheață de apă, hidrocarburi complexe și molecule, a căror compoziție izotopică coincide cu cea terestră.

Asteroizii sau planetele minore au dimensiuni mult mai mici decât corpurile sistemului solar precum Pământul, Venus și chiar Mercur. Cu toate acestea, ei nu pot să nu fie considerați drept „locuitori” deplini ai piesei noastre din Galaxie.

Centura principală

Asteroizii sistemului solar sunt concentrați în mai multe zone. Cea mai impresionantă parte a acestora se află între orbitele lui Marte și Jupiter. Acest grup de corpuri mici a fost numit Șef. Masa tuturor obiectelor situate aici este neglijabilă conform standardelor cosmice: este doar 4% din masa lunară. Mai mult, cei mai mari asteroizi contribuie decisiv la acest parametru. Atât mișcarea lor, cât și mișcarea omologilor lor mai mici, precum și parametrii precum compoziția, forma și originea, au atras atenția astronomilor la începutul secolului al XIX-lea: Ceres, considerat anterior cel mai mare asteroid și acum clasificat ca planeta pitică, a fost descoperită la 1 ianuarie 1801.

În spatele lui Neptun

Centura Kuiper, norul Orth și discul împrăștiat au început să fie luate în considerare și studiate ca locuri de acumulare a unui număr mare de mici ceva mai târziu. Primul dintre acestea este situat dincolo de orbita lui Neptun. A fost deschisă abia în 1992. Potrivit cercetătorilor, centura Kuiper este mult mai lungă și mai masivă decât o formațiune similară între Marte și Jupiter. Corpurile mici situate aici diferă de obiectele centurii principale prin compoziție: metanul, amoniacul și apa predomină aici asupra rocilor solide și a metalelor tipice pentru „locuitorii” centurii de asteroizi.

Existența norului Horta nu a fost dovedită astăzi, dar este în concordanță cu multe teorii care descriu sistemul solar. Probabil, norul Orth, care este o regiune sferică, este situat în spatele orbitelor planetelor, la o distanță de aproximativ Soare. Aici se află obiecte spațiale, formate din amoniac, metan și gheață de apă.

Regiunea discului împrăștiat se suprapune oarecum cu centura Kuiper. Oamenii de știință nu îi cunosc încă originea. Aici sunt plasate și obiecte compuse din diferite tipuri de gheață.

Comparația unei comete cu un asteroid

Pentru o înțelegere exactă a esenței problemei, este necesar să separați două concepte astronomice: „cometă” și „asteroid”. Până în 2006 nu a existat nicio certitudine cu privire la diferențele dintre aceste obiecte. La adunarea generală a IAU din anul menționat, au fost fixate semne specifice pentru cometă și asteroid, permițând atribuirea fiecăruia mai mult sau mai puțin încrezător unei anumite categorii.

O cometă este un obiect aflat pe o orbită foarte alungită. Când se apropie de Soare ca urmare a sublimării gheții situate lângă suprafață, cometa formează o comă - un nor de praf și gaz, care crește pe măsură ce distanța dintre obiect și stea se micșorează și este adesea însoțită de formarea de o coadă".

Asteroizii nu formează comă și, de regulă, au orbite mai puțin alungite. Cei dintre aceștia care se deplasează de-a lungul unor traiectorii similare celor cometare sunt considerați nucleele așa-numitelor comete dispărute (o cometă stinsă sau degenerată este numită obiect care a pierdut toate substanțele volatile și, prin urmare, nu formează o comă).

Cele mai mari asteroizi și mișcarea lor

Există foarte puține obiecte cu adevărat mari conform standardelor cosmice în centura principală de asteroizi. Cea mai mare parte a masei tuturor corpurilor situate între Jupiter și Marte cade pe patru obiecte - acestea sunt Ceres, Vesta, Pallas și Hygea. Primul până în 2006 a fost considerat cel mai mare asteroid, apoi i s-a dat statutul de Ceres - un corp aproape rotund cu un diametru de aproximativ 1000 km. Masa sa este de aproximativ 32% din masa totală a tuturor obiectelor cunoscute din centură.

Cel mai masiv obiect după Ceres este Vesta. În ceea ce privește mărimea, a asteroizilor, doar Pallas este în fața sa (după ce Ceres a fost recunoscut ca o planetă pitică). Pallada se distinge de restul prin înclinarea neobișnuit de puternică a axei.

Hygea este al patrulea obiect ca mărime și masiv din Centura principală. În ciuda dimensiunilor sale, a fost descoperit mult mai târziu decât mai mulți asteroizi mai mici. Acest lucru se datorează faptului că Hygea este un obiect foarte slab.

Toate aceste corpuri se învârt în jurul Soarelui în aceeași direcție ca planetele și nu traversează Pământul.

Caracteristici orbită

Cele mai mari asteroizi și mișcarea lor respectă aceleași legi ca mișcările altor corpuri similare din centură. Orbitele lor sunt constant influențate de planete, în special de gigantul Jupiter.

Toți asteroizii se rotesc pe orbite slab excentrice. Mișcarea asteroizilor afectați de Jupiter urmează orbite ușor schimbătoare. Aceste deplasări pot fi descrise ca fluctuații în jurul unei anumite poziții medii. Pentru fiecare astfel de oscilație, asteroidul petrece până la câteva sute de ani, astfel încât datele observaționale de astăzi nu sunt suficiente pentru a clarifica și verifica construcțiile teoretice. Cu toate acestea, în general, se acceptă în general ipoteza unei modificări a orbitelor.

Rezultatul deplasării orbitelor este o posibilitate tot mai mare de coliziuni. În 2011, s-au obținut dovezi care sugerează că Ceres și Vesta se pot ciocni în viitor.

Cele mai mari asteroizi și mișcarea lor sunt în mod constant sub controlul oamenilor de știință. Particularitățile modificărilor orbitelor și ale altor caracteristici aruncă lumină asupra unor legi cosmice, care în procesul de analiză a datelor sunt deseori extrapolate la obiecte mai mari decât asteroizii. Mișcarea asteroizilor este studiată cu ajutorul navelor spațiale, care devin temporar sateliți ai anumitor obiecte. Unul dintre ei a intrat pe orbita Ceres pe 6 martie 2015.

Chiar la începutul secolului al XIX-lea. Astronomul italian Piazzi (1746-1826) a descoperit accidental prima planetă minoră (asteroid). A fost numită Ceres. Mai târziu, au fost descoperite multe alte planete minore, formând centura de asteroizi dintre orbitele lui Marte și Jupiter.

Mișcarea asteroizilor

În fotografiile cerului înstelat, realizate cu expuneri mari, acestea sunt obținute sub formă de linii de lumină. Au fost înregistrate peste 5500 de planete minore. Numărul total de asteroizi ar trebui să fie de zece ori mai mare. Asteroizii, ale căror orbite sunt stabilite, primesc denumiri (numere de serie) și nume. Unii asteroizi noi sunt numiți după oameni mari (1379 Lomonosov), state (1541 Estonia, 1554 Iugoslavia), observatoare (1373 Cincinnati - observatorul american, care este Centrul Internațional pentru Observarea Asteroizilor) etc.

Asteroizii se mișcă în jurul Soarelui în aceeași direcție ca și planetele mari. Revoluțiile lor au excentricități mai mari (în medie 0,15) decât orbitele planetelor majore. Prin urmare, unele planete minore merg mult dincolo de centura de asteroizi. Unele dintre ele aflate în afeliu se îndepărtează de orbita lui Saturn, în timp ce altele se apropie de Marte și Pământ la periheliu. De exemplu, Hermes în octombrie 1937 a trecut de pe Pământ la o distanță de 580.000 km (doar de o dată și jumătate mai departe decât Luna), iar asteroidul Icarus, descoperit în 1949, în timp ce se deplasa, cade chiar pe orbita lui Mercur și la fiecare 19 ani se apropie de Pământ ... Ultima dată când s-a întâmplat acest lucru a fost în iunie 1987. Apoi Icarus s-a apropiat de Pământ la o distanță de câteva milioane de kilometri, a fost observat la multe observatoare. Desigur, acesta nu este singurul caz. Este posibil, de exemplu, ca coliziunea unui asteroid cu Pământul să fi dus în urmă cu 65 de milioane de ani la moartea dinozaurilor. Și în martie 1989, un asteroid cu o dimensiune de aproximativ 300 m a trecut de pe Pământ la o distanță mai mică de 650 mii km. Prin urmare, nu este o coincidență faptul că oamenii de știință au început să dezvolte metode eficiente pentru detectarea în timp util și, dacă este necesar, pentru distrugerea asteroizilor periculoși.

Caracteristicile fizice ale asteroizilor

Asteroizii nu sunt vizibili cu ochiul liber. Cel mai mare asteroid este Ceres (1000 km în diametru). În general, asteroizii au diametre de la câțiva kilometri la câteva zeci de kilometri, iar majoritatea asteroizilor sunt bulgări fără formă. Masele asteroizilor, deși diferite, sunt prea mici pentru ca aceste corpuri cerești să poată ține atmosfera. Masa totală a tuturor asteroizilor uniți este de aproximativ 20 de ori mai mică decât masa Lunii. Dintre toți asteroizii, ar exista o planetă cu diametrul mai mic de 1500 km.

În ultimii ani, sateliții (!) Au fost descoperiți în apropierea unor asteroizi. Pentru prima dată asteroidul a fost fotografiat de la o distanță de numai 16 mii km pe 29 octombrie 1991 de pe nava spațială americană „Galileo”, lansată pe 18 octombrie 1982 pentru studiul lui Jupiter. Trecând centura de asteroizi, Galileo a fotografiat planeta minoră 951 - asteroidul Gaspra. Acesta este un asteroid tipic. Axa semi-majoră a orbitei sale este de 2,21 UA. S-a dovedit a avea o formă neregulată și s-ar fi putut forma ca urmare a coliziunii corpurilor mai mari din centura de asteroizi. Fotografiile prezintă cratere (diametrul lor este de 1-2 km, partea consacrată a asteroidului este de 16x12 km). În imagini, este posibil să se distingă detaliile suprafeței asteroidului Gaspra cu o dimensiune de 60-100 m.

Forma și suprafața asteroidului Ida.
Nordul este sus.
Animat de Typhoon Oner.
(Copyright © 1997 de A. Tayfun Oner).

1. Puncte de vedere generale

Asteroizii sunt corpuri stâncoase solide care, la fel ca planetele, se mișcă pe orbite eliptice aproape solare. Dar dimensiunile acestor corpuri sunt mult mai mici decât cele ale planetelor obișnuite, prin urmare ele sunt numite și planete minore. Diametrele asteroizilor variază de la câteva zeci de metri (în mod convențional) la 1000 km (dimensiunea celui mai mare asteroid Ceres). Termenul „asteroid” (sau „asemănător unei stele”) a fost inventat de celebrul astronom William Herschel din secolul al XVIII-lea pentru a caracteriza aspectul acestor obiecte atunci când este observat printr-un telescop. Chiar și cu cele mai mari telescoape de la sol, este imposibil să distingem discurile vizibile ale celor mai mari asteroizi. Sunt observate ca surse de lumină punctiformă, deși, la fel ca alte planete, ele însele nu emit nimic în intervalul vizibil, ci reflectă doar lumina soarelui incidentă. Diametrele unor asteroizi au fost măsurate folosind metoda „stelelor acoperitoare”, în acele momente bune când au apărut pe aceeași linie de vedere cu stele suficient de strălucitoare. În majoritatea cazurilor, însă, dimensiunile lor sunt estimate folosind măsurători și calcule astrofizice speciale. Majoritatea asteroizilor cunoscuți în prezent se deplasează între orbitele lui Marte și Jupiter la distanțe față de Soare de 2,2-3,2 unități astronomice (în continuare - AU). În total, până în prezent au fost descoperiți aproximativ 20.000 de asteroizi, dintre care aproximativ 10.000 au fost înregistrați, adică li s-au atribuit numere sau chiar nume proprii, iar orbitele au fost calculate cu o mare acuratețe. Numele asteroizilor sunt atribuite de obicei de către descoperitorii lor, dar în conformitate cu regulile internaționale stabilite. La început, când se știau puțin mai multe despre planetele minore, numele lor au fost luate, ca și pentru alte planete, din mitologia greacă veche. Regiunea inelară a spațiului pe care o ocupă aceste corpuri se numește centura principală de asteroizi. Cu o viteză orbitală liniară medie de aproximativ 20 km / s, asteroizii centurii principale petrec între 3 și 9 ani pe Pământ pentru o revoluție în jurul Soarelui, în funcție de distanța de la acesta. Înclinările planurilor orbitelor lor față de planul eclipticii ajung uneori la 70 °, dar în majoritate sunt în intervalul 5-10 °. Pe această bază, toți asteroizii cunoscuți ai centurii principale sunt împărțiți aproximativ în mod egal în subsisteme plate (cu înclinații orbitale de până la 8 °) și sferice.

În timpul observațiilor telescopice ale asteroizilor, s-a constatat că luminozitatea majorității absolute a acestora se schimbă într-un timp scurt (de la câteva ore la câteva zile). Astronomii au presupus de mult că aceste modificări ale luminozității asteroizilor sunt asociate cu rotația lor și sunt determinate în primul rând de forma neregulată. Primele imagini ale asteroizilor, obținute cu ajutorul navelor spațiale, au confirmat acest lucru și au arătat, de asemenea, că suprafețele acestor corpuri sunt înghesuite cu cratere sau pâlnii de diferite dimensiuni. Figurile 1-3 prezintă primele imagini spațiale ale asteroizilor obținuți folosind diferite nave spațiale. Este evident că astfel de forme și suprafețe ale planetelor minore s-au format în timpul numeroaselor lor coliziuni cu alte corpuri cerești solide. În cazul general, când forma unui asteroid observat de pe Pământ este necunoscută (deoarece este văzut ca un obiect punct), atunci încearcă să-l aproximeze folosind un elipsoid triaxial.

Tabelul 1 oferă informații de bază despre cele mai mari sau pur și simplu interesante asteroizi.

Explicații pentru tabel.

1 Ceres este cel mai mare asteroid descoperit mai întâi. A fost descoperit de astronomul italian Giuseppe Piazzi la 1 ianuarie 1801 și numit după zeița romană a fertilității.

2 Pallas este al doilea asteroid ca mărime, de asemenea cel de-al doilea descoperit. Acest lucru a fost făcut de astronomul german Heinrich Olbers la 28 martie 1802.

3 Juno - descoperit de K. Harding în 1804.

4 Vesta este al treilea asteroid ca mărime, descoperit și de G. Olbers în 1807. Acest corp are semne observaționale ale prezenței crustei bazaltice care acoperă mantaua olivinică, care poate fi o consecință a topirii și diferențierii materiei sale. Imaginea discului vizibil al acestui asteroid a fost obținută pentru prima dată în 1995 cu ajutorul telescopului spațial american. Hubble funcționează pe orbita pământului.

8 Flora este cel mai mare asteroid din marea familie de asteroizi cu același nume, numărând câteva sute de membri, caracterizat pentru prima dată de astronomul japonez K. Hirayama. Asteroizii acestei familii au orbite foarte apropiate, ceea ce probabil confirmă originea lor comună dintr-un corp părinte comun distrus într-o coliziune cu un alt corp.

243 Ida este un asteroid din centura principală, ale cărui imagini au fost obținute de nava spațială Galileo la 28 august 1993. Aceste imagini au permis descoperirea unui mic satelit din Ida, numit mai târziu Dactyl. (Vezi Figurile 2 și 3).

253 Matilda este un asteroid imaginat de nava spațială NIAR în iunie 1997 (vezi Fig. 4).

433 Eros este un asteroid din apropierea Pământului imaginat de nava spațială NIAR în februarie 1999.

951 Gaspra este un asteroid din centura principală imaginat pentru prima dată de nava spațială Galileo la 29 octombrie 1991 (Vezi Fig. 1).

1566 Ikarus este un asteroid care se apropie de Pământ și își traversează orbita cu o excentricitate orbitală foarte mare (0,8268).

1620 Geograful este un asteroid din apropierea Pământului care este fie un obiect dublu, fie are o formă foarte neregulată. Acest lucru rezultă din dependența luminozității sale de faza de rotație în jurul propriei axe, precum și din imaginile sale radar.

1862 Apollo este cel mai mare asteroid din familia omonimă de corpuri care se apropie de Pământ și traversează orbita acestuia. Excentricitatea orbitei lui Apollo este destul de mare - 0,56.

2060 Chiron este o asteroid-cometă care prezintă periodic activitate cometară (creșteri regulate ale luminozității în apropierea periheliului orbitei, adică la o distanță minimă de Soare, care poate fi explicată prin evaporarea compușilor volatili care alcătuiesc asteroidul ), deplasându-se de-a lungul unei traiectorii excentrice (excentricitate 0,3801) între orbitele lui Saturn și Uranus.

4179 Toutatis este un asteroid binar, ale cărui componente sunt probabil în contact și au o dimensiune de aproximativ 2,5 km și 1,5 km. Imagini ale acestui asteroid au fost obținute folosind radare situate la Arecibo și Goldstone. Dintre toți asteroizii cunoscuți în prezent care se apropie de Pământ în secolul 21, Toutatis ar trebui să se afle la cea mai apropiată distanță (aproximativ 1,5 milioane km, 29 septembrie 2004).

4769 Castalia este un asteroid binar cu aproximativ aceleași componente (0,75 km în diametru) în contact. Imaginea sa radio a fost obținută prin radar la Arecibo.

Imagine a asteroidului 951 Gaspra

Orez. 1. Imagine a asteroidului 951 Gaspra, obținută de nava spațială Galileo, în pseudo culori, adică ca o combinație de imagini prin filtre violet, verde și roșu. Culorile rezultate sunt îmbunătățite special pentru a evidenția diferențele subtile în detaliile suprafeței. Zonele aflorimentelor de rocă au o nuanță albăstruie, în timp ce zonele acoperite de regolit (material zdrobit) au o nuanță roșiatică. Rezoluția spațială în fiecare punct al imaginii este de 163 m. Gaspra are o formă neregulată și dimensiuni aproximative de-a lungul a 3 axe 19 x 12 x 11 km. Soarele luminează asteroidul din dreapta.
Instantaneu al NASA GAL-09.

Imagine a asteroidului 243 Ida

Orez. 2 O imagine pseudo-colorată a asteroidului 243 Ida și a micului său satelit Dactyl, realizată de nava spațială Galileo. Imaginile originale utilizate pentru a obține imaginea prezentată în figură au fost preluate de la aproximativ 10.500 km. Diferențele de culoare pot indica variații în compoziția agentului tensioactiv. Zonele albastre strălucitoare pot fi acoperite cu o substanță compusă din minerale care conțin fier. Lungimea Ida este de 58 km, iar axa sa de rotație este orientată vertical cu o ușoară înclinare spre dreapta.
Instantaneu NASA GAL-11.

Orez. 3. Imaginea lui Dactyl, micul tovarăș al lui 243 Ida. Nu se știe încă dacă el este o bucată de Ida, ruptă de ea de un fel de coliziune sau un obiect străin capturat de câmpul gravitațional și care se mișcă pe o orbită circulară. Această imagine a fost obținută la 28 august 1993 printr-un filtru de lumină neutră de la o distanță de aproximativ 4000 km, cu 4 minute înainte de cea mai apropiată apropiere de asteroid. Dimensiunile Dactyl sunt de aproximativ 1,2 x 1,4 x 1,6 km. Instantaneu NASA GAL-04

Asteroidul 253 Matilda

Orez. 4. Asteroidul 253 Matilda. Instantaneu NASA, navă spațială NEAR

2. Cum ar putea apărea centura principală de asteroizi?

Orbitele corpurilor concentrate în centura principală sunt stabile și au o formă aproape circulară sau ușor excentrică. Aici se mișcă într-o zonă „sigură”, unde influența gravitațională a planetelor mari asupra lor și, în primul rând, Jupiter, este minimă. Faptele științifice disponibile până în prezent arată că Jupiter a jucat rolul principal în faptul că o altă planetă nu ar putea apărea în locul centurii principale de asteroizi în perioada originii sistemului solar. Dar chiar și la începutul secolului nostru, mulți oameni de știință erau încă convinși că între Jupiter și Marte exista o altă planetă mare, care, dintr-un anumit motiv, s-a prăbușit. Olbers a fost primul care a exprimat o astfel de ipoteză, imediat după descoperirea lui Pallas. El a inventat și numele acestei ipotetice planete - Phaethon. Să facem o mică digresiune și să descriem un episod din istoria sistemului solar - istoria care se bazează pe fapte științifice moderne. Acest lucru este necesar, în special, pentru a înțelege originea asteroizilor centurii principale. O mare contribuție la formarea teoriei moderne a originii sistemului solar a fost adusă de oamenii de știință sovietici O.Yu. Schmidt și V.S. Safronov.

Unul dintre cele mai mari corpuri, format pe orbita lui Jupiter (la o distanță de 5 UA de Soare) în urmă cu aproximativ 4,5 miliarde de ani, a început să crească în dimensiune mai repede decât altele. Fiind la limita condensării compușilor volatili (Н 2, Н 2 О, NH 3, CO 2, СН 4 etc.), care curgeau din zona discului protoplanetar mai aproape de Soare și mai încălzit, acest corp a devenit centrul de acumulare a materiei constând în principal din condensate de gaz înghețate. La atingerea unei mase suficient de mari, a început să capteze cu câmpul său gravitațional materia condensată anterior, situată mai aproape de Soare, în zona corpurilor părinte ale asteroizilor și astfel încetinește creșterea acestora din urmă. Pe de altă parte, corpurile mai mici care nu au fost capturate de proto-Jupiter din niciun motiv, dar situate în sfera influenței sale gravitaționale, au fost efectiv împrăștiate în direcții diferite. În mod similar, ejectarea corpurilor din zona de formare a lui Saturn, deși nu atât de intensă, a avut loc probabil. Aceste corpuri au pătruns și în centura corpurilor părinte ale asteroizilor sau planetesimalelor care apăruseră mai devreme între orbitele lui Marte și Jupiter, „măturându-le” din această zonă sau supunându-le zdrobirii. Și înainte de aceasta, creșterea treptată a corpurilor părinte ale asteroizilor era posibilă datorită vitezei lor relative scăzute (până la aproximativ 0,5 km / s), când coliziunile oricăror obiecte s-au încheiat odată cu unificarea lor și nu prin zdrobire. Creșterea fluxului de corpuri aruncat în centura de asteroizi de către Jupiter (și Saturn) în timpul creșterii sale a dus la faptul că viteza relativă a corpurilor părinte ale asteroizilor a crescut semnificativ (până la 3-5 km / s) și a devenit mai haotic. În cele din urmă, procesul de acumulare a corpurilor părinte ale asteroizilor a fost înlocuit de procesul fragmentării lor în timpul coliziunilor reciproce, iar potențialul pentru formarea unei planete suficient de mari la o anumită distanță de Soare a dispărut pentru totdeauna.

3. Orbitele asteroizilor

Revenind la starea actuală a centurii de asteroizi, trebuie subliniat faptul că Jupiter continuă să joace un rol primordial în evoluția orbitelor de asteroizi. Influența gravitațională pe termen lung (mai mult de 4 miliarde de ani) a acestei planete gigantice asupra asteroizilor centurii principale a dus la faptul că există o serie de orbite „interzise” sau chiar zone pe care practic nu există planete minore. , și dacă ajung acolo, nu pot sta acolo mult timp. Acestea sunt numite goluri sau trape Kirkwood - după Daniel Kirkwood, omul de știință care le-a descoperit prima dată. Astfel de orbite sunt rezonante, deoarece asteroizii care se mișcă de-a lungul lor experimentează un puternic efect gravitațional de la Jupiter. Perioadele orbitale corespunzătoare acestor orbite sunt într-o relație simplă cu perioada lui Jupiter (de exemplu, 1: 2; 3: 7; 2: 5; 1: 3 etc.). Dacă vreun asteroid sau fragmentul său, ca urmare a unei coliziuni cu un alt corp, cade într-o orbită rezonantă sau apropiată de acesta, atunci axa semi-majoră și excentricitatea orbitei sale se schimbă destul de repede sub influența câmpului gravitațional jupiterian. Totul se termină cu asteroidul, fie ieșind din orbita sa rezonantă și poate chiar părăsi centura principală de asteroizi, fie este sortit noilor coliziuni cu corpurile vecine. Acest lucru elimină spațiul alb corespunzător Kirkwood de orice obiecte. Cu toate acestea, ar trebui subliniat faptul că nu există goluri sau goluri în centura principală de asteroizi, dacă ne imaginăm distribuția instantanee a tuturor corpurilor incluse în ea. Toți asteroizii, în orice moment, umple centura de asteroizi suficient de uniform, deoarece, deplasându-se de-a lungul orbitelor eliptice, își petrec cea mai mare parte a timpului într-o zonă „străină”. Un alt exemplu „opus” al influenței gravitaționale a lui Jupiter: la limita exterioară a centurii principale de asteroizi există două „inele” înguste suplimentare, dimpotrivă, compuse din orbite de asteroizi, ale căror perioade de revoluție sunt în proporții de 2: 3 și 1: 1 în raport cu perioada orbitală Jupiter. Evident, asteroizii cu o perioadă orbitală corespunzătoare unui raport de 1: 1 sunt localizați direct pe orbita lui Jupiter. Dar se mișcă la o distanță de ea, egală cu raza orbitei Jupiteriene, înainte sau rămase în urmă. Acei asteroizi care sunt înaintea lui Jupiter în mișcarea lor sunt numiți „greci”, iar cei care îl urmează - „troieni” (așa cum sunt numiți în cinstea eroilor războiului troian). Mișcarea acestor mici planete este destul de stabilă, deoarece sunt situate în așa-numitele „puncte Lagrange”, unde forțele gravitaționale care acționează asupra lor sunt egalizate. Denumirea comună pentru acest grup de asteroizi este Troia. Spre deosebire de troieni, care s-ar putea acumula treptat în vecinătatea punctelor Lagrange în timpul lungii evoluții colizionale a diferitelor asteroizi, există familii de asteroizi cu orbite foarte apropiate ale corpului lor, care s-au format, cel mai probabil, ca urmare a descompuneri ale corpurilor părintești respective. Acestea sunt, de exemplu, familia asteroizilor Flora, care are deja aproximativ 60 de membri, și o serie de alții. Recent, oamenii de știință au încercat să determine numărul total al acestor familii de asteroizi pentru a estima astfel numărul inițial al corpului lor părinte.

4. Asteroizii din apropierea Pământului

Există alte grupuri de corpuri lângă marginea interioară a centurii principale de asteroizi, ale căror orbite depășesc cu mult centura principală și chiar se pot intersecta cu orbitele lui Marte, Pământ, Venus și chiar Mercur. În primul rând, acestea sunt grupurile de asteroizi Amur, Apollo și Aton (după numele celor mai mari reprezentanți ai acestor grupuri). Orbitele unor astfel de asteroizi nu mai sunt la fel de stabile ca cele ale corpurilor centurii principale, ci evoluează relativ rapid sub influența câmpurilor gravitaționale nu numai a lui Jupiter, ci și a planetelor terestre. Din acest motiv, astfel de asteroizi se pot deplasa de la un grup la altul, iar chiar împărțirea asteroizilor în grupurile menționate mai sus este condiționată, pe baza datelor despre orbitele moderne ale asteroizilor. În special, oamenii Amur se deplasează pe orbite eliptice, a căror distanță de periheliu (distanța minimă față de Soare) nu depășește 1,3 UA. Oamenii Apollo se mișcă pe orbite cu o distanță de periheliu mai mică de 1 UA. (reamintim că aceasta este distanța medie a Pământului de Soare) și pătrunde în orbita Pământului. Dacă Amur și Apollonians au axa semi-majoră a orbitei mai mare de 1 UA, Atonians o au mai mică sau de ordinul acestei valori, iar acești asteroizi, prin urmare, se mișcă în principal în interiorul orbitei terestre. Este evident că Apollo și Atonii, care traversează orbita Pământului, pot reprezenta o amenințare de coliziune cu aceasta. Există chiar o definiție generală a acestui grup de planete minore ca „asteroizi care se apropie de Pământ” - acestea sunt corpuri ale căror orbite nu depășesc 1,3 UA. Până în prezent, au fost descoperite aproximativ 800 de astfel de obiecte, însă numărul lor total poate fi mult mai mare - până la 1500-2000 cu dimensiuni mai mari de 1 km și până la 135.000 cu dimensiuni mai mari de 100 m. Amenințarea existentă pentru Pământ de la asteroizi și alte corpuri spațiale care sunt localizate sau pot ajunge în mediul terestru, este discutat pe larg în cercurile științifice și publice. Mai multe detalii despre acest lucru, precum și despre măsurile propuse pentru protejarea planetei noastre, pot fi găsite în cartea recent publicată editată de A.A. Boyarchuk.

5. Despre alte centuri de asteroizi

Corpurile asemănătoare asteroizilor există și dincolo de orbita lui Jupiter. Mai mult, potrivit ultimelor date, s-a dovedit că există o mulțime de astfel de corpuri la periferia sistemului solar. Pentru prima dată această presupunere a fost făcută de astronomul american Gerard Kuiper în 1951. El a formulat o ipoteză că dincolo de orbita lui Neptun, la distanțe de aproximativ 30-50 UA. poate exista o întreagă centură de corpuri care servește ca sursă de comete de scurtă durată. Într-adevăr, de la începutul anilor 90 (odată cu punerea în funcțiune a celor mai mari telescoape cu un diametru de până la 10 m pe Insulele Hawaii), peste o sută de obiecte asemănătoare unui asteroid cu diametre de la aproximativ 100 la 800 km au fost descoperite dincolo de orbita Neptun. Totalitatea acestor corpuri a fost numită „centura Kuiper”, deși încă nu sunt suficiente pentru o centură „plină”. Cu toate acestea, conform unor estimări, numărul corpurilor din el poate fi nu mai puțin (dacă nu mai mult) decât în ​​centura principală de asteroizi. Conform parametrilor orbitelor, corpurile nou descoperite au fost împărțite în două clase. Aproximativ o treime din toate obiectele trans-neptuniene au fost atribuite primei, așa-numita „clasă Plutino”. Se mișcă într-o rezonanță 3: 2 cu Neptun de-a lungul orbitelor destul de eliptice (axe semi-majore de aproximativ 39 UA; excentricități 0,11-0,35; înclinații orbitale către ecliptică 0-20 grade), similar orbitei lui Pluto, de unde a apărut numele acestei clasă. În prezent, există chiar discuții între oamenii de știință despre dacă Pluto ar trebui considerat o planetă cu drepturi depline sau doar unul dintre obiectele clasei de mai sus. Cu toate acestea, cel mai probabil, statutul lui Pluto nu se va schimba, deoarece diametrul său mediu (2390 km) este mult mai mare decât diametrele obiectelor trans-neptuniene cunoscute și, în plus, la fel ca majoritatea celorlalte planete ale sistemului solar, are un satelit mare (Charon) și o atmosferă ... A doua clasă include așa-numitele „obiecte tipice ale centurii Kuiper”, deoarece cele mai multe dintre ele (restul de 2/3) sunt cunoscute și se deplasează pe orbite aproape de circulare cu axe semi-majore în intervalul 40-48 UA. și diverse pante (0-40 °). Până în prezent, distanța mare și dimensiunea relativ mică împiedică detectarea noilor corpuri similare la o rată mai mare, deși cele mai mari telescoape și cea mai modernă tehnologie sunt utilizate pentru aceasta. Pe baza unei comparații a acestor corpuri cu asteroizii cunoscuți în ceea ce privește caracteristicile optice, se crede acum că primii sunt cei mai primitivi din sistemul nostru planetar. Înseamnă că materia lor, din momentul condensării sale din nebuloasa protoplanetară, a suferit modificări foarte mici în comparație, de exemplu, cu materia planetelor terestre. De fapt, majoritatea absolută a acestor corpuri din compoziția lor pot fi nuclee de comete, care vor fi discutate și în secțiunea „Comete”.

Au fost descoperite o serie de corpuri de asteroizi (în timp, acest număr este probabil să crească) între centura Kuiper și centura principală de asteroizi - aceasta este „clasa Centaurului” - prin analogie cu centaurii mitologici antici greci (jumătate de oameni, jumătate de cai). Unul dintre reprezentanții lor este asteroidul Chiron, pe care ar fi mai corect să-l numim asteroid de cometă, deoarece prezintă periodic activitate cometară sub forma unei atmosfere gazoase emergente (comă) și a unei cozi. Acestea sunt formate din compuși volatili care alcătuiesc substanța acestui corp, atunci când acesta trece secțiunile perihelice ale orbitei. Chiron este unul dintre exemplele clare ale absenței unei granițe ascuțite între asteroizi și comete în ceea ce privește compoziția materiei și, eventual, de origine. Are o dimensiune de aproximativ 200 km și orbita sa se suprapune cu orbitele lui Saturn și Uranus. Un alt nume pentru obiectele din această clasă - „Centura Kazimirchak-Polonskaya” - numit după E.I. Polonskaya, care a dovedit existența corpurilor de asteroizi între planetele uriașe.

6. Un pic despre metodele de cercetare a asteroizilor

Înțelegerea noastră despre natura asteroizilor se bazează acum pe trei surse principale de informații: observații telescopice la sol (optice și radar), imagini obținute de la nave spațiale care se apropie de asteroizi și analize de laborator ale rocilor și mineralelor terestre cunoscute, precum și ale meteoriților care a căzut pe Pământ, care (despre care se va discuta în secțiunea „Meteoriți”) sunt considerate în principal fragmente de asteroizi, nuclee de comete și suprafețe ale planetelor terestre. Dar obținem în continuare cea mai mare cantitate de informații despre planete minore folosind măsurători telescopice la sol. Prin urmare, asteroizii sunt împărțiți în așa-numitele „tipuri spectrale” sau clase în conformitate, în primul rând, cu caracteristicile lor optice observate. În primul rând, acesta este albedo (proporția de lumină reflectată de un corp din cantitatea de lumină solară care cade pe el pe unitatea de timp, dacă presupunem că direcțiile incidentului și ale razelor reflectate coincid) și forma generală a reflexiei corpului spectrul în intervalele vizibile și în infraroșu apropiat (care se obține prin divizarea simplă pe fiecare a lungimii de undă a luminii a strălucirii spectrale a suprafeței corpului observat la strălucirea spectrală la aceeași lungime de undă a Soarelui însuși). Aceste caracteristici optice sunt utilizate pentru a evalua compoziția chimică și mineralogică a materialului care compune asteroizii. Uneori se iau în considerare date suplimentare (dacă există), de exemplu, despre reflectivitatea radar a asteroidului, despre viteza de rotație a acestuia în jurul propriei axe etc.

Dorința de a împărți asteroizii în clase se explică prin dorința oamenilor de știință de a simplifica sau schematiza descrierea unui număr imens de planete minore, deși, după cum arată studii mai amănunțite, acest lucru nu este întotdeauna posibil. Recent, a apărut deja necesitatea introducerii subclaselor și diviziunilor mai mici de tipuri spectrale de asteroizi pentru a caracteriza unele trăsături comune ale grupurilor lor individuale. Înainte de a face o descriere generală a asteroizilor de diferite tipuri spectrale, să ne explicăm modul în care poate fi estimată compoziția materiei asteroide folosind măsurători de teledetecție. După cum sa menționat deja, se crede că asteroizii de un tip au aproximativ aceleași valori de albedo și spectre de reflexie similare, care pot fi înlocuite cu valori sau caracteristici medii (pentru acest tip). Aceste medii pentru un anumit tip de asteroid sunt comparate cu cele pentru rocile și mineralele Pământului, precum și cu acei meteoriți care se găsesc în colecțiile Pământului. Compoziția chimică și minerală a probelor, numite „probe analogice”, împreună cu proprietățile lor spectrale și fizice, de regulă, sunt deja bine studiate în laboratoarele terestre. Pe baza unei astfel de comparații și selecții de probe analoage, o anumită compoziție chimică și minerală medie a materiei pentru asteroizii de acest tip este determinată în prima aproximare. S-a dovedit că, spre deosebire de rocile terestre, substanța asteroizilor în ansamblu este mult mai simplă sau chiar primitivă. Aceasta sugerează că procesele fizice și chimice în care a fost implicat materialul asteroid de-a lungul întregii istorii a existenței sistemului solar nu au fost la fel de diverse și complexe ca pe planetele terestre. Dacă pe Pământ aproximativ 4000 de specii minerale sunt acum considerate a fi stabilite în mod fiabil, atunci pe asteroizi pot exista doar câteva sute dintre ele. Acest lucru poate fi judecat după numărul de specii minerale (aproximativ 300) găsite în meteoriți căzuți la suprafața pământului, care pot fi fragmente de asteroizi. O mare varietate de minerale de pe Pământ a apărut nu numai pentru că formarea planetei noastre (ca și alte planete ale grupului terestru) a avut loc într-un nor protoplanetar mult mai aproape de Soare și, prin urmare, la temperaturi mai ridicate. În plus față de faptul că substanța silicată, metalele și compușii acestora, fiind în stare lichidă sau plastică la astfel de temperaturi, au fost împărțite sau diferențiate prin greutate specifică în câmpul gravitațional al Pământului, condițiile de temperatură existente s-au dovedit a fi favorabile pentru apariția unui mediu constant oxidant gazos sau lichid, ale cărui componente principale existau oxigen și apă. Interacțiunea lor lungă și constantă cu mineralele și rocile primare ale scoarței terestre a dus la bogăția minerală pe care o observăm. Revenind la asteroizi, trebuie remarcat faptul că, conform datelor de teledetecție, acestea constau în principal din compuși de silicat mai simpli. În primul rând, aceștia sunt silicați anhidri, cum ar fi piroxeni (formula lor generalizată ABZ 2 O 6, unde pozițiile "A" și "B" sunt ocupate de cationi de metale diferite și "Z" - Al sau Si), olivine ( A 2+ 2 SiO 4, unde A 2+ = Fe, Mg, Mn, Ni) și uneori plagioclasele (cu formula generală (Na, Ca) Al (Al, Si) Si 2 O 8). Acestea sunt numite minerale care formează roci, deoarece formează baza majorității rocilor. Un alt tip de compus silicat reprezentat pe larg pe asteroizi este hidrosilicații sau silicații stratificați. Acestea includ serpentine (cu formula generală A 3 Si 2 O 5? (OH), unde A = Mg, Fe 2+, Ni), cloriți (A 4-6 Z 4 O 10 (OH, O) 8, unde A și Z sunt în principal cationi ai diferitelor metale) și o serie de alte minerale care conțin hidroxil (OH) în compoziția lor. Se poate presupune că pe asteroizi se găsesc nu numai oxizi simpli, compuși (de exemplu, compuși ai sulfului) și aliaje de fier și alte metale (în special FeNi), compuși de carbon (organici), ci chiar metale și carbon în stare liberă . Acest lucru este demonstrat de rezultatele unui studiu al materiei meteorite care cade constant pe Pământ (vezi secțiunea „Meteoriți”).

7. Tipuri spectrale de asteroizi

Până în prezent, au fost identificate următoarele clase spectrale principale sau tipuri de planete minore, notate cu litere latine: A, B, C, F, G, D, P, E, M, Q, R, S, V și T. Să oferim o scurtă descriere a acestora.

Asteroizii de tip A au un albedo destul de ridicat și cea mai roșie culoare, care este determinată de o creștere semnificativă a reflectivității lor față de valurile lungi. Ele pot consta din olivine la temperaturi ridicate (puncte de topire în intervalul 1100-1900 ° C) sau un amestec de olivină cu metale care corespund caracteristicilor spectrale ale acestor asteroizi. Dimpotrivă, planetele mici de tipul B, C, F și G au un albedo scăzut (corpurile de tip B sunt oarecum mai ușoare) și un spectru de reflexie aproape plat (sau incolor) în intervalul vizibil, dar scăzând brusc la lungimi de undă scurte . Prin urmare, se crede că acești asteroizi sunt compuși în principal din silicați hidratați la temperatură scăzută (care se pot descompune sau topi la temperaturi de 500-1500 ° C) cu un amestec de carbon sau compuși organici cu caracteristici spectrale similare. Asteroizii cu albedo scăzut și culoare roșiatică au fost clasificați ca tipuri D și P (corpurile D sunt mai roșii). Silicații bogați în carbon sau materie organică au astfel de proprietăți. Acestea constau, de exemplu, din particule de praf interplanetar, care probabil au umplut discul protoplanetar circumsolar chiar înainte de formarea planetelor. Pe baza acestei asemănări, se poate presupune că asteroizii D și P sunt cele mai vechi, puțin modificate corpuri ale centurii de asteroizi. Planetele minore de tip E au cele mai mari valori albedo (materia lor de suprafață poate reflecta până la 50% din lumina incidentă) și sunt ușor de culoare roșiatică. Instatitul mineral (acesta este un tip de piroxen la temperaturi ridicate) sau alți silicați care conțin fier în stare liberă (neoxidată), care, prin urmare, poate face parte din asteroizii de tip E, are aceleași caracteristici spectrale. Asteroizii, similari în spectrele de reflexie cu tipurile P și E, dar în valoarea albedo dintre acestea, sunt clasificate ca tipuri M. S-a dovedit că proprietățile optice ale acestor obiecte sunt foarte asemănătoare cu proprietățile metalelor în stare liberă sau ale compușilor metalici într-un amestec cu enstatită sau alți piroxeni. Există acum aproximativ 30 de astfel de asteroizi. Cu ajutorul observațiilor de la sol, s-a stabilit recent un fapt atât de interesant ca prezența silicaților hidrați pe o parte semnificativă a acestor corpuri. Deși motivul apariției unei astfel de combinații neobișnuite de materiale cu temperatură înaltă și temperatură joasă nu a fost încă stabilit în cele din urmă, se poate presupune că hidrosilicații ar putea fi introduși pe asteroizii de tip M în timpul coliziunilor lor cu corpuri mai primitive. Dintre clasele spectrale rămase în ceea ce privește albedo și forma generală a spectrelor de reflexie în intervalul vizibil, asteroizii tipurilor Q-, R-, S- și V sunt destul de asemănători: au un albedo relativ ridicat (oarecum mai mică pentru corpurile de tip S) și o culoare roșiatică. Diferențele dintre ele se rezumă la faptul că banda largă de absorbție de aproximativ 1 micron prezentă în spectrele lor de reflexie în domeniul infraroșu apropiat are adâncimi diferite. Această bandă de absorbție este caracteristică unui amestec de piroxeni și olivine, iar poziția centrului și adâncimii sale depinde de proporția și conținutul total al acestor minerale în materia suprafeței asteroizilor. Pe de altă parte, adâncimea oricărei benzi de absorbție din spectrul de reflectanță a unei substanțe silicatice scade în prezența oricăror particule opace (de exemplu, carbon, metale sau compușii acestora), care ecranează reflectarea difuză (adică transmisă prin substanță și purtând informații despre aceasta) compoziție) lumină. Pentru acești asteroizi, adâncimea benzii de absorbție la 1 μm crește de la tipurile S la Q, R și V. În conformitate cu cele de mai sus, corpurile tipurilor enumerate (cu excepția V) pot consta dintr-un amestec de olivine, piroxeni și metale. Substanța asteroizilor de tip V poate include, împreună cu piroxeni și feldspati, iar în compoziție poate fi similară cu bazaltele terestre. Și, în cele din urmă, ultimul, de tip T, include asteroizi care au un albedo scăzut și un spectru de reflecție roșiatică, care este similar spectrelor tipurilor P și D, dar ocupă o poziție intermediară între spectrele lor în pantă. Prin urmare, compoziția mineralogică a asteroizilor de tip T, P și D este considerată a fi aproximativ aceeași și corespunde silicaților bogați în carbon sau compuși organici.

La studierea distribuției asteroizilor de diferite tipuri în spațiu, s-a găsit o legătură clară între presupusa lor compoziție chimică și minerală și distanța față de Soare. S-a dovedit că, cu cât compoziția minerală a unei substanțe este mai simplă (cu atât compușii mai volatili din ea) au aceste corpuri, cu atât sunt mai îndepărtate, de regulă. În general, mai mult de 75% din totalul asteroizilor sunt de tip C și sunt localizați în principal în partea periferică a centurii de asteroizi. Aproximativ 17% sunt de tip S și predomină în partea interioară a centurii de asteroizi. Majoritatea asteroizilor rămași sunt de tip M și se mișcă, de asemenea, în principal în mijlocul inelului de asteroizi. Distribuția maximă a acestor trei tipuri de asteroizi se află în centura principală. Distribuția maximă a asteroizilor de tip E și R depășește oarecum limita interioară a centurii spre Soare. Este interesant faptul că distribuția totală a asteroizilor de tip P și D tinde la maxim până la periferia centurii principale și merge nu numai în afara inelului de asteroizi, ci și în afara orbitei lui Jupiter. Este posibil ca distribuția asteroizilor P și D a centurii principale să se suprapună cu centurile de asteroizi Kazimirchak-Polonskaya situate între orbitele planetelor uriașe.

În concluzia revizuirii planetelor minore, prezentăm pe scurt semnificația ipotezei generale despre originea asteroizilor din diferite clase, care găsește din ce în ce mai multe confirmări.

8. Despre originea planetelor minore

În zorii formării Sistemului Solar, în urmă cu aproximativ 4,5 miliarde de ani, de pe discul gaz-praf care înconjura Soarele din cauza fenomenelor turbulente și a altor fenomene nestacionare, au apărut aglomerări de materie care, în timpul coliziunilor reciproce inelastice și al interacțiunilor gravitaționale, s-au combinat în planetesimale. Odată cu creșterea distanței față de Soare, temperatura medie a substanței gaz-praf a scăzut și, în consecință, compoziția sa chimică generală s-a schimbat. Zona inelară a discului protoplanetar, din care s-a format ulterior centura principală de asteroizi, sa dovedit a fi aproape de limita de condensare a compușilor volatili, în special a vaporilor de apă. În primul rând, această circumstanță a dus la creșterea excesivă a embrionului lui Jupiter, care a fost situat lângă limita indicată și a devenit centrul de acumulare de hidrogen, azot, carbon și compușii acestora, lăsând partea centrală mai încălzită a sistemului solar. În al doilea rând, substanța gaz-praf din care s-au format asteroizii s-a dovedit a fi foarte heterogenă în compoziție, în funcție de distanța față de Soare: conținutul relativ al celor mai simpli compuși de silicat din acesta a scăzut brusc, iar conținutul de compuși volatili a crescut cu distanță de Soare în regiune de la 2, 0 la 3,5 UA După cum sa menționat deja, perturbațiile puternice de la embrionul Jupiter în creștere rapidă până la centura de asteroizi au împiedicat formarea unui corp proto-planetar destul de mare în el. Procesul de acumulare a materiei acolo a fost oprit când au avut timp să se formeze doar câteva zeci de planete planetare preplanetare (aproximativ 500-1000 km), care apoi au început să se dezintegreze în timpul coliziunilor din cauza creșterii rapide a vitezei lor relative (de la 0,1 la 5) km / s). Cu toate acestea, în această perioadă, unele dintre corpurile părinte ale asteroizilor, sau cel puțin cele care conțineau o proporție mare de compuși silicatici și erau mai aproape de Soare, au fost deja încălzite sau chiar au experimentat diferențierea gravitațională. Două mecanisme posibile de încălzire a interiorului unor astfel de proto-asteroizi sunt acum luate în considerare: ca urmare a decăderii izotopilor radioactivi sau ca urmare a acțiunii curenților de inducție induși în materia acestor corpuri de fluxurile puternice de particule încărcate. de la soarele tânăr și activ. Conform oamenilor de știință, corpurile părinte ale asteroizilor care au supraviețuit din anumite motive până astăzi sunt cele mai mari asteroizi 1 Ceres și 4 Vesta, principalele informații despre care sunt date în tabel. 1. În procesul de diferențiere gravitațională a proto-asteroizilor, care au experimentat suficientă încălzire pentru a-și topi substanța silicatică, au fost eliberate miezuri metalice și alte cochilii mai ușoare de silicat și, în unele cazuri, chiar și crusta bazaltică (de exemplu, în 4 Vesta), ca în planetele terestre ... Dar totuși, deoarece materialul din zona asteroidului conținea o cantitate semnificativă de compuși volatili, punctul său mediu de topire a fost relativ scăzut. Așa cum s-a arătat folosind modelare matematică și calcule numerice, temperatura de topire a unei astfel de substanțe silicatice ar putea fi cuprinsă între 500-1000 ° C. Deci, după diferențiere și răcire, corpurile părinte ale asteroizilor au cunoscut numeroase coliziuni nu numai între ele și resturile lor, dar și cu corpuri care invadează centura de asteroizi din zonele Jupiter, Saturn și periferia mai îndepărtată a sistemului solar. Ca urmare a unei evoluții îndelungate a impactului, proto-asteroizii au fost fragmentați într-un număr imens de corpuri mai mici, care sunt acum observate ca asteroizi. La viteze relative de aproximativ câțiva kilometri pe secundă, ciocnirile corpurilor constând din mai multe cochilii de silicat cu rezistență mecanică diferită (cu cât sunt mai multe metale conținute într-un solid, cu atât este mai durabil), au condus la „dezbrăcarea” din ele și strivire la mici fragmentează în primul rând cele mai puțin durabile cochilii exterioare de silicat. Mai mult, se crede că asteroizii acelor tipuri spectrale care corespund silicaților la temperatură înaltă provin din diferite cochilii de silicat ale corpului lor părinte care au suferit topire și diferențiere. În special, asteroizii de tip M și S pot reprezenta întregul nucleu al corpului părinte (cum ar fi S-asteroidul 15 Evnomia și M-asteroidul 16 Psyche cu diametre de aproximativ 270 km) sau fragmentele lor datorită conținutului mai mare de metale în ele ... Tipurile spectrale de asteroizi A și R pot fi fragmente de cochilii intermediari de silicat, iar tipurile E și V - cochiliile exterioare ale acestor corpuri părinte. Pe baza analizei distribuțiilor spațiale a asteroizilor de tip E-, V-, R-, A-, M- și S, se poate concluziona, de asemenea, că au suferit cea mai intensă prelucrare termică și de șoc. Acest lucru este confirmat probabil de coincidența cu limita interioară a centurii principale sau de apropierea de aceasta a maximelor de distribuție a acestor tipuri de asteroizi. În ceea ce privește asteroizii de alte tipuri spectrale, acestea sunt considerate fie parțial modificate (metamorfice) din cauza coliziunilor sau încălzirii locale, care nu au dus la topirea lor generală (T, B, G și F), fie primitive și ușor modificate (D , P, C și Q). După cum sa menționat deja, numărul de asteroizi de acest tip crește către periferia centurii principale. Nu există nicio îndoială că toți au avut și coliziuni și zdrobiri, dar acest proces nu a fost probabil atât de intens încât să le afecteze în mod vizibil caracteristicile observate și, în consecință, compoziția chimico-minerală. (Această problemă va fi discutată și în secțiunea Meteoriți). Cu toate acestea, așa cum se arată prin modelarea numerică a coliziunilor corpurilor silicatice de dimensiuni ale asteroizilor, multe dintre asteroizii existenți în prezent după coliziuni reciproce s-ar putea acumula (adică se pot combina din fragmentele rămase) și, prin urmare, nu sunt corpuri monolitice, ci „grămezi de bolovani în mișcare ". Există numeroase confirmări observaționale (bazate pe modificări specifice ale luminozității) că un număr de asteroizi au sateliți mici asociați gravitațional cu ei, care probabil au apărut și în timpul evenimentelor de impact ca fragmente de corpuri care se ciocnesc. Acest fapt, deși a provocat discuții aprinse între oamenii de știință din trecut, a fost confirmat convingător de exemplul asteroidului 243 Ida. Cu ajutorul navei spațiale Galileo, a fost posibil să se obțină imagini ale acestui asteroid împreună cu satelitul său (care a fost numit ulterior Dactyl), care sunt prezentate în figurile 2 și 3.

9. Despre ceea ce nu știm încă

Rămâne mult neclar și chiar misterios în cercetarea asteroidului. În primul rând, acestea sunt probleme generale legate de originea și evoluția materiei solide în centurile principale și alte centuri de asteroizi și asociate cu originea întregului sistem solar. Soluția lor este importantă nu numai pentru ideile corecte despre sistemul nostru, ci și pentru înțelegerea cauzelor și tiparelor apariției sistemelor planetare în vecinătatea altor stele. Datorită capacităților tehnologiei observaționale moderne, a fost posibil să se stabilească faptul că o serie de stele învecinate au planete mari asemănătoare lui Jupiter. Următorul pas este descoperirea de planete terestre mai mici în aceste și alte stele. Există, de asemenea, întrebări la care se poate răspunde numai cu condiția unui studiu detaliat al unor planete minore individuale. În esență, fiecare dintre aceste corpuri este unic, deoarece are propria sa istorie, uneori specifică. De exemplu, asteroizii - membri ai unor familii dinamice (de exemplu, Themis, Flora, Gilda, Eos și alții), care, după cum sa menționat, au o origine comună, pot diferi semnificativ în ceea ce privește caracteristicile optice, ceea ce indică unele dintre caracteristicile lor. Pe de altă parte, este evident că un studiu detaliat al tuturor asteroizilor suficient de mari numai în centura principală va necesita mult timp și efort. Și totuși, probabil numai prin colectarea și acumularea de informații detaliate și exacte despre fiecare dintre asteroizi și apoi cu ajutorul generalizării sale, este posibil să se rafineze treptat înțelegerea naturii acestor corpuri și a legilor de bază ale acestora. evoluţie.

BIBLIOGRAFIE:

1. Amenințare din cer: soartă sau accident? (Editat de A.A. Boyarchuk). M: „Kosmosinform”, 1999, 218 p.

2. Fleischer M. Dicționar de specii minerale. M: „Mir”, 1990, 204 p.

Asteroizii sunt corpuri cerești care s-au format datorită atracției reciproce a gazelor dense și a prafului, care orbitează în jurul Soarelui nostru într-un stadiu incipient al formării sale. Unele dintre aceste obiecte, cum ar fi un asteroid, au atins suficientă masă pentru a forma un miez topit. În momentul în care Jupiter și-a atins masa, majoritatea planetozimalelor (viitoarele protoplanete) au fost împărțite și expulzate din centura de asteroizi originală dintre Marte și. În această epocă, o parte a asteroizilor s-a format datorită coliziunii corpurilor masive sub influența câmpului gravitațional al lui Jupiter.

Clasificarea orbitei

Asteroizii sunt clasificați în funcție de caracteristici precum reflecțiile vizibile ale soarelui și caracteristicile orbitelor lor.

Conform caracteristicilor orbitelor, asteroizii sunt grupați în grupuri, printre care se pot distinge familiile. Un grup de asteroizi este considerat a fi un anumit număr de astfel de corpuri, ale căror caracteristici ale orbitelor sunt similare, adică semiaxa, excentricitatea și înclinarea orbitală. Familia asteroizilor ar trebui considerată un grup de asteroizi care nu numai că se mișcă pe orbite apropiate, dar sunt probabil fragmente ale unui corp mare și s-au format ca urmare a scindării sale.

Cele mai mari familii cunoscute pot număra câteva sute de asteroizi, cele mai compacte - în termen de zece. Aproximativ 34% din corpurile de asteroizi sunt membri ai familiilor de asteroizi.

Ca rezultat al formării majorității grupurilor de asteroizi din sistemul solar, corpul lor părinte a fost distrus, totuși, există și astfel de grupuri, al căror corp părinte a supraviețuit (de exemplu).

Clasificarea spectrului

Clasificarea spectrală se bazează pe spectrul radiației electromagnetice, care este rezultatul reflectării luminii solare de către un asteroid. Înregistrarea și prelucrarea acestui spectru face posibilă studierea compoziției unui corp ceresc și identificarea unui asteroid în una dintre următoarele clase:

• Grup de asteroizi de carbon sau grup C. Reprezentanții acestui grup constau în cea mai mare parte din carbon, precum și din elementele care au făcut parte din discul protoplanetar al sistemului nostru solar în primele etape ale formării sale. Hidrogenul și heliul, precum și alte elemente volatile, sunt practic absente în asteroizii de carbon, dar sunt posibile diferite minerale. O altă trăsătură distinctivă a acestor corpuri este albedo-lor redus - reflectivitate, care necesită utilizarea unor instrumente de observare mai puternice decât atunci când se studiază asteroizii altor grupuri. Mai mult de 75% din asteroizii din sistemul solar sunt reprezentanți ai grupului C. Cele mai faimoase corpuri ale acestui grup sunt Hygea, Pallas și odată - Ceres.
• Grupul de asteroizi din siliciu sau grupul S. Asteroizii de acest tip sunt compuși în principal din fier, magneziu și alte minerale stâncoase. Din acest motiv, asteroizii din siliciu sunt numiți și asteroizi din rocă. Astfel de corpuri au un indice de albedo suficient de mare, ceea ce face posibilă observarea unora dintre ele (de exemplu, Irida) pur și simplu cu ajutorul binoclului. Numărul de asteroizi de siliciu din sistemul solar este de 17% din total și sunt cel mai frecvenți la o distanță de până la 3 unități astronomice de soare. Cei mai mari reprezentanți ai grupului S: Juno, Amphitrite și Herculina.