Asteroidid on taevakehad, mis tekkisid meie Päikese ümber tiirleva tiheda gaasi ja tolmu vastastikusel ligitõmbamisel selle tekke alguses. Mõned neist objektidest, nagu asteroid, on saavutanud piisavalt massi, et moodustada sulasüdamik. Hetkel, mil Jupiter saavutas oma massi, lõhestati enamik planetesimaale (tulevased protoplaneedid) ja paiskusid välja algsest asteroidivööst Marsi ja Marsi vahel. Sellel ajastul tekkisid mõned asteroidid mõju all olevate massiivsete kehade kokkupõrke tõttu gravitatsiooniväli Jupiter.

Klassifikatsioon orbiitide järgi

Asteroide klassifitseeritakse selliste tunnuste järgi nagu nähtavad peegeldused päikesevalgus ja orbiidi omadused.

Vastavalt nende orbiitide omadustele on asteroidid rühmitatud rühmadesse, mille hulgast saab eristada perekondi. Asteroidide rühmaks loetakse mitmeid selliseid kehasid, mille orbiidi omadused on sarnased, see tähendab: pooltelg, ekstsentrilisus ja orbiidi kalle. Asteroidide perekonda tuleks käsitleda asteroidide rühmana, mis mitte ainult ei liigu tihedatel orbiitidel, vaid on tõenäoliselt ka ühe fragmendid. suur keha ja tekkis selle lõhenemise tulemusena.

Suurim neist kuulsad perekonnad asteroide võib olla mitusada, kõige kompaktsemad neist jäävad kümnesse. Ligikaudu 34% asteroidide kehadest on asteroidide perekonna liikmed.

Enamiku Päikesesüsteemi asteroidide rühmade tekke tulemusena hävis nende emakeha, kuid on ka rühmitusi, mille vanemkeha jäi ellu (näiteks).

Klassifikatsioon spektri järgi

Spektri klassifikatsioon põhineb spektril elektromagnetiline kiirgus, mis on päikesevalgust peegeldava asteroidi tulemus. Selle spektri registreerimine ja töötlemine võimaldab uurida taevakeha koostist ja tuvastada asteroidi ühes järgmistest klassidest:

• Süsinikuasteroidide rühm ehk C-rühm. Selle rühma esindajad koosnevad peamiselt süsinikust, aga ka elementidest, mis kuulusid meie Päikesesüsteemi protoplanetaarsesse kettasse selle tekke algfaasis. Vesinik ja heelium, aga ka muud lenduvad elemendid süsinikasteroididel praktiliselt puuduvad, küll aga võib esineda erinevaid mineraale. Teine eristav omadus sellistel kehadel on madal albedo - peegeldusvõime, mis nõuab rohkem kasutamist võimsad tööriistad tähelepanekuid kui teiste rühmade asteroidide uurimisel. Rohkem kui 75% Päikesesüsteemi asteroididest on C-rühma esindajad. Selle rühma kuulsaimad kehad on Hygeia, Pallas ja kord Ceres.
• Räni asteroidide rühm ehk S-rühm. Seda tüüpi asteroidid koosnevad peamiselt rauast, magneesiumist ja mõnest muust kivimilisest mineraalist. Sel põhjusel nimetatakse räni asteroide ka kiviasteroidideks. Sellistel kehadel on üsna kõrge albeedo, mis võimaldab mõnda neist (näiteks iirist) jälgida lihtsalt binokli abil. Räni asteroide on Päikesesüsteemis 17% koguarvust ja kõige levinumad on need Päikesest kuni 3 astronoomilise ühiku kaugusel. S-rühma suurimad esindajad: Juno, Amphitrite ja Herculina.

Päikesesüsteemi väikest keha, mis liigub orbiidil ümber päikese, nimetatakse asteroidiks. Asteroidid on planeetidest oluliselt väiksemad ja neil puudub oma atmosfäär, kuigi sarnaselt planeetidele võivad neil olla oma satelliidid. Asteroidid on valmistatud kividest ja metallidest, peamiselt niklist ja rauast.


Tähtaeg "asteroid" tõlgitud kreeka keel tähendab « tähelaadne» . Selle nime mõtles välja William Herschel, kes märkas, et läbi teleskoobi läätse näevad asteroidid välja nagu väikesed tähepunktid. Planeedid on teleskoobi kaudu nähtavad ketaste kujul.

Kuni 2006. aastani oli termini "asteroid" sünonüüm "väikeplaneet". Asteroidid erinevad meteoroididest suuruse poolest: asteroidi läbimõõt peab olema vähemalt kolmkümmend meetrit.

Asteroidide suurused ja liikumine

Suurimad tänapäeval teadaolevad asteroidid on (4) Vesta ja (2) Pallas, mille läbimõõt on umbes 500 kilomeetrit. Vesta on Maalt palja silmaga näha. Kolmas suur asteroid Ceres liigitati 2006. aastal ümber kääbusplaneediks. Cerese mõõtmed on umbes 909 x 975 kilomeetrit.

Teadlaste sõnul on Päikesesüsteemis miljon kuni kaks miljonit asteroidi, mille läbimõõt on suurem kui kilomeeter.


Enamik Need taevakehad asuvad Jupiteri ja Marsi vahelises vöös, kuid üksikud asteroidid võivad liikuda elliptilisel orbiidil väljaspool seda vööd, ümber Päikese. Pluuto ja Neptuuni orbiitidest mitte kaugel on veel üks tuntud asteroidivöö – Coyeri vöö.

Asteroidid, nagu juba mainitud, ei seisa paigal; liikumise käigus võivad nad omavahel ja satelliitidega kokku põrgata. Planeetide ja satelliitide pinnale, millega asteroidid kokku põrkasid, jäävad sügavad jäljed – kraatrid. Kraatri läbimõõt võib ulatuda mitme kilomeetrini. Kokkupõrke käigus võivad asteroididelt puruneda suhteliselt väikesed killud – meteoriidid.

Päritolu ja omadused

Teadlased on väga pikka aega püüdnud leida vastust küsimusele – kust tulevad asteroidid? Tänapäeval on populaarsed kaks versiooni. Neist ühe järgi on asteroidid mateeria jäänused, millest tegelikult moodustusid kõik päikesesüsteemi planeedid. Teine teooria viitab sellele, et asteroidid on killud suurtest planeetidest, mis varem eksisteerisid ja hävisid plahvatuse või kokkupõrke tõttu.


Asteroidid on külmad kosmilised kehad. Need on tegelikult suured kivid, mitte soojust kiirgamas ja ei peegelda seda Päikeselt, kuna nad on sellest väga kaugel. Isegi tähe lähedal asuv asteroid eraldab kuumenedes selle soojuse peaaegu kohe.

Mis on asteroidide nimed?

Esimesed avastatud asteroidid said nime Vana-Kreeka mütoloogiliste kangelaste ja jumalate järgi. Kummalise kokkusattumusega algul nii oli naisenimed, kuid mehenimele võis loota vaid ebatavalise orbiidiga asteroid. Hiljem see suundumus järk-järgult hääbus.

Lisaks anti õigus anda asteroididele mis tahes nimesid inimesi, kes need esimest korda avastasid. Seega võib tänapäeval see, kes uue asteroidi avastab, seda oma maitse järgi nimetada ja isegi oma nimega nimetada.

Kuid on ka teatud reeglid asteroidide nimetamine. Neile saab nimesid anda alles pärast seda, kui taevakeha orbiit on usaldusväärselt välja arvutatud ja kuni selle ajani antakse asteroid ebastabiilne nimi. Asteroidi nimetus peegeldab selle avastamise kuupäeva.

Näiteks 1975DC, kus numbrid tähistavad aastat, täht D on poolkuu number aastal, mil asteroid avastati, ja C on sellel poolkuul oleva taevakeha seerianumber (näites toodud asteroid oli kolmas, mis avastati). Poolkuusid on kokku 24, tähed sisse inglise tähestik 26, mistõttu nad otsustasid asteroidide nimetamisel mitte kasutada kahte tähte – I ja Z.


Kui ühes poolkuus avastatakse rohkem kui 24 asteroidi, määratakse teisele tähele indeks 2, ettevõtmisele - 3 ja nii edasi. Ja pärast seda, kui asteroid saab ametliku nime (ja juhtub, et selleks kulub rohkem kui üks kümnend - kogu selle aja arvutatakse orbiiti), sisaldab selle nimi seerianumbrit ja nime ennast.

Asteroidid on suhteliselt väikesed taevakehad, mis liiguvad orbiidil ümber Päikese. Need on oma suuruse ja massi poolest oluliselt väiksemad kui planeedid ebakorrapärane kuju ja neil pole atmosfääri.

Selles saidi jaotises saavad kõik palju õppida huvitavaid fakte asteroidide kohta. Mõnega võite olla juba tuttav, teised on teile uued. Asteroidid on Kosmose huvitav spekter ja kutsume teid üles nendega võimalikult üksikasjalikult tutvuma.

Mõiste "asteroid" võttis esmakordselt kasutusele kuulus helilooja Charles Burney ja William Herschel lähtus sellest, et need objektid paistavad läbi teleskoobi vaadatuna tähtede punktidena, planeedid aga ketastena.

Ikka ei täpne määratlus mõiste "asteroid". Kuni 2006. aastani nimetati asteroide tavaliselt väikeplaneetideks.

Peamine parameeter, mille järgi neid klassifitseeritakse, on keha suurus. Asteroidide hulka kuuluvad kehad, mille läbimõõt on suurem kui 30 m, ja väiksemaid kehasid nimetatakse meteoriitideks.

2006. aastal klassifitseeris Rahvusvaheline Astronoomialiit enamiku asteroide meie päikesesüsteemi väikesteks kehadeks.

Praeguseks on päikesesüsteemis tuvastatud sadu tuhandeid asteroide. 2015. aasta 11. jaanuari seisuga oli andmebaasis 670 474 objekti, millest orbiidid olid määratud 422 636, neil oli ametlik arv, ametliku nimega neist üle 19 tuhande. Teadlaste sõnul võib päikesesüsteemis olla 1,1–1,9 miljonit objekti, mis on suuremad kui 1 km. Enamik teadaolevaid asteroide Sel hetkel, asub asteroidivöö sees, mis asub Jupiteri ja Marsi orbiitide vahel.

Päikesesüsteemi suurim asteroid on Ceres, mille mõõtmed on ligikaudu 975x909 km, kuid alates 24. augustist 2006 on see klassifitseeritud kääbusplaneediks. Ülejäänud kahe suure asteroidi (4) Vesta ja (2) Pallas läbimõõt on umbes 500 km. Veelgi enam, (4) Vesta on ainus objekt asteroidivöös, mis on palja silmaga nähtav. Kõiki asteroide, mis liiguvad teistel orbiitidel, saab jälgida nende läbimise ajal meie planeedi lähedal.

Mis puudutab kõigi peamiste vööasteroidide kogumassi, siis see on hinnanguliselt 3,0–3,6 1021 kg, mis moodustab ligikaudu 4% Kuu massist. Cerese mass moodustab aga umbes 32% kogumassist (9,5 1020 kg) ja koos kolme teise suure asteroidiga - (10) Hygiea, (2) Pallas, (4) Vesta - 51%, see tähendab, enamik asteroide on astronoomiliste standardite järgi tühise massiga.

Asteroidide uurimine

Pärast seda, kui William Herschel 1781. aastal avastas planeedi Uraan, algasid esimesed asteroidide avastused. Asteroidide keskmine heliotsentriline kaugus järgib Titius-Bode reeglit.

Franz Xaver lõi 18. sajandi lõpus kahekümne neljast astronoomist koosneva rühma. Alates 1789. aastast seda rühma on spetsialiseerunud planeedi otsimisele, mis Titius-Bode'i reegli kohaselt peaks asuma Päikesest ligikaudu 2,8 astronoomilise ühiku (AU) kaugusel, nimelt Jupiteri ja Marsi orbiitide vahel. Peamine ülesanne oli kirjeldada tähtede koordinaate, mis asuvad sodiaagi tähtkujude piirkonnas konkreetsel hetkel. Järgnevatel öödel kontrolliti koordinaate, mööda liikuvaid objekte pikki vahemaid. Nende oletuse kohaselt peaks soovitud planeedi nihe olema umbes kolmkümmend kaaresekundit tunnis, mis oleks väga märgatav.

Esimese asteroidi Cerese avastas itaallane Piazii, kes selles projektis ei osalenud, täiesti juhuslikult, sajandi esimesel ööl – 1801. aastal. Ülejäänud kolm – (2) Pallas, (4) Vesta ja (3) Juno – avastati paari järgmise aasta jooksul. Kõige värskem (1807. aastal) oli Vesta. Pärast veel kaheksa aastat kestnud mõttetut otsimist otsustasid paljud astronoomid, et sealt pole enam midagi otsida ja loobusid kõik katsed.

Kuid Karl Ludwig Henke näitas üles visadust ja 1830. aastal hakkas ta taas otsima uusi asteroide. 15 aastat hiljem avastas ta Astraea, mis oli esimene asteroid 38 aasta jooksul. Ja 2 aasta pärast avastas ta Hebe. Pärast seda liitusid tööga teised astronoomid ja seejärel avastati aastas vähemalt üks uus asteroid (välja arvatud 1945).

Asteroidide otsimiseks kasutas astrofotograafia meetodit esmakordselt Max Wolf 1891. aastal, mille kohaselt jätsid asteroidid pika säritusajaga fotodele lühikesed valgusjooned. See meetod kiirendas oluliselt uute asteroidide tuvastamist võrreldes varem kasutatud visuaalsete vaatlusmeetoditega. Üksinda õnnestus Max Wolfil avastada 248 asteroidi, samas kui vähestel enne teda õnnestus leida üle 300. Tänapäeval on ametlik number 385 000 asteroidil, neist 18 000-l ka nimi.

Viis aastat tagasi teatasid kaks sõltumatut astronoomide meeskonda Brasiiliast, Hispaaniast ja USA-st, et tuvastasid samaaegselt veejää ühe suurima asteroidi Themise pinnal. Nende avastus võimaldas välja selgitada vee päritolu meie planeedil. Oma eksistentsi alguses oli ta liiga palav, ei suutnud käes hoida suur hulk vesi. See aine ilmus hiljem. Teadlased on väitnud, et komeedid tõid Maale vett, kuid vee isotoopkoostised komeetides ja maismaavees ei ühti. Seetõttu võime eeldada, et see kukkus Maale asteroididega kokkupõrkel. Samal ajal avastasid teadlased Themisel keerulisi süsivesinikke, sh. Molekulid on elu eelkäijad.

Asteroidide nimed

Esialgu anti asteroididele kreeka ja rooma mütoloogia kangelaste nimesid, hilisemad avastajad võisid neid nimetada kuidas tahtsid, isegi oma nimega. Algul anti asteroididele peaaegu alati naisenimed, samas kui ainult need asteroidid, millel oli ebatavaline orbiit, said mehenimed. Aja jooksul seda reeglit enam ei järgitud.

Samuti väärib märkimist, et mitte ükski asteroid ei saa nime, vaid ainult see, mille orbiit on usaldusväärselt arvutatud. Sageli on olnud juhtumeid, kui asteroidile anti nimi palju aastaid pärast selle avastamist. Kuni orbiidi arvutamiseni anti asteroidile vaid ajutine tähis, mis kajastas selle avastamise kuupäeva, näiteks 1950 DA. Esimene täht tähendab poolkuu numbrit aastal (näites, nagu näete, on see veebruari teine ​​pool), teine ​​tähistab selle seerianumbrit määratud poolkuus (nagu näete, see asteroid avastati esimesena). Numbrid, nagu võite arvata, näitavad aastat. Kuna Ingliskeelsed tähed 26 ja poolkuusid on 24, tähistuses ei kasutatud kordagi kahte tähte: Z ja I. Juhul kui poolkuu ajal avastatud asteroidide arv oli üle 24, pöördusid teadlased tagasi tähestiku alguse juurde, nimelt kirjutamise juurde. teine ​​täht - vastavalt 2, järgmine kord tagasi tulles - 3 jne.

Asteroidi nimi pärast nime saamist koosneb seerianumber(numbrid) ja nimed - (8) Flora, (1) Ceres jne.

Asteroidide suuruse ja kuju määramine

Esimesed katsed mõõta meetodi abil asteroidide läbimõõtu otsene mõõtmine Nähtavate ketaste loomise hõõgniitmikromeetri abil tegid Johann Schröter ja William Herschel 1805. aastal. Siis, 19. sajandil, kasutasid teised astronoomid täpselt sama meetodit kõige heledamate asteroidide mõõtmiseks. Selle meetodi peamiseks puuduseks on märkimisväärsed lahknevused tulemustes (näiteks astronoomide saadud Cerese maksimaalne ja minimaalne suurus erinesid 10 korda).

Kaasaegsed meetodid asteroidide suuruse määramiseks hõlmavad polarimeetriat, termilist ja transiitradiomeetriat, täppide interferomeetriat ja radarimeetodeid.

Üks kvaliteetsemaid ja lihtsamaid on transiidimeetod. Kui asteroid liigub Maa suhtes, võib see mööduda eraldunud tähe taustal. Seda nähtust nimetatakse "tähtede katmiseks asteroididega". Mõõtes tähe heleduse languse kestust ja omades andmeid kauguse kohta asteroidist, on võimalik täpselt määrata selle suurus. Tänu sellele meetodile on võimalik täpselt arvutada suurte asteroidide, nagu Pallase, suurused.

Polarimeetria meetod ise seisneb suuruse määramises asteroidi heleduse põhjal. Päikesevalguse hulk, mida see peegeldab, sõltub asteroidi suurusest. Kuid paljuski sõltub asteroidi heledus asteroidi albeedost, mille määrab asteroidi pinna koostis. Näiteks asteroid Vesta peegeldub oma kõrge albeedo tõttu neli korda rohkem valgust võrreldes Ceresega ja seda peetakse kõige märgatavamaks asteroidiks, mida võib sageli näha isegi palja silmaga.

Kuid ka albeedot ennast on väga lihtne määrata. Mida väiksem on asteroidi heledus, st seda vähem peegeldub see nähtavas piirkonnas päikesekiirgus, mida rohkem see seda pärast kuumenemist neelab, kiirgab seda infrapunapiirkonnas soojuse kujul.

Seda saab kasutada ka asteroidi kuju arvutamiseks, registreerides selle heleduse muutused pöörlemise ajal, ja perioodi määramiseks. antud pöörlemine, samuti tuvastada kõige rohkem suured struktuurid pinnal. Lisaks kasutatakse infrapunateleskoopidest saadud tulemusi termilise radiomeetria abil suuruse määramisel.

Asteroidid ja nende klassifikatsioon

Keskmiselt üldine klassifikatsioon asteroidid on nende orbiitide omadused ja kirjeldus nähtav spekter nende pinnalt peegelduv päikesevalgus.

Asteroidid rühmitatakse tavaliselt rühmadesse ja perekondadesse, lähtudes nende orbiitide omadustest. Enamasti on asteroidide rühm nimetatud antud orbiidil avastatud kõige esimese asteroidi järgi. Rühmad on suhteliselt lõtv moodustis, samas kui perekonnad on tihedamad, tekkisid minevikus suurte asteroidide hävimise käigus kokkupõrgete tagajärjel teiste objektidega.

Spektriklassid

Ben Zellner, David Morrison ja Clark R. Champaign töötasid 1975. aastal välja üldise asteroidide klassifitseerimise süsteemi, mis põhines albeedol, värvil ja peegeldunud päikesevalguse spektri omadustel. Alguses määratles see klassifikatsioon eranditult 3 tüüpi asteroide, nimelt:

C-klass – süsinik (enamik tuntud asteroidid).

S-klass – silikaat (umbes 17% teadaolevatest asteroididest).

M klass - metall.

See nimekiri, kui me kõike uurime rohkem asteroide on laiendatud. Ilmusid järgmised klassid:

A klass - iseloomustab kõrge albeedo ja punakas värvus spektri nähtavas osas.

B-klass - kuuluvad C-klassi asteroidide hulka, kuid nad ei neela alla 0,5 mikroni suurusi laineid ja nende spekter on kergelt sinakas. Üldiselt on albeedo teiste süsiniku asteroididega võrreldes kõrgem.

D-klass – madala albeedo ja ühtlase punaka spektriga.

E klass – nende asteroidide pind sisaldab enstatiiti ja sarnaneb akondriitidega.

Klass F - sarnaneb klassi B asteroididega, kuid neil pole "vee" jälgi.

Klass G – neil on madal albeedo ja peaaegu lame peegeldusspekter nähtavas vahemikus, mis näitab tugevat UV-kiirguse neeldumist.

P-klass – nagu ka D-klassi asteroide, eristuvad need madala albeedo ja ühtlase punaka spektriga, millel puuduvad selged neeldumisjooned.

Klass Q – neil on laiad ja eredad pürokseeni ja oliviini jooned lainepikkusel 1 mikron ning omadused, mis näitavad metalli olemasolu.

Klass R - iseloomustab suhteliselt kõrge albeedo ja 0,7 mikroni pikkusel punakas peegeldusspekter.

T-klass – iseloomustab punakas spekter ja madal albeedo. Spekter on sarnane D- ja P-klassi asteroididele, kuid on keskmise kaldega.

V klass - iseloomustab mõõdukas heledus ja sarnane heledamale üldine S-klass, mis koosnevad samuti suures osas silikaatidest, kivist ja rauast, kuid eristuvad suure pürokseenisisaldusega.

Klass J on asteroidide klass, mis arvatavasti tekkisid sisemised osad Vesta. Vaatamata sellele, et nende spektrid on lähedased V klassi asteroidide omadele, eristuvad 1 mikroni lainepikkusel neid tugevad neeldumisjooned.

Tasub arvestada, et teadaolevate teatud tüüpi asteroidide arv ei pruugi vastata tegelikkusele. Paljusid asteroidi tüüpe on raske kindlaks teha;

Asteroidi suuruse jaotus

Asteroidide suuruse kasvades vähenes nende arv märgatavalt. Kuigi see järgib üldiselt jõuseadust, on 5 ja 100 kilomeetri kõrgustel tipud, kus asteroide on rohkem, kui logaritmiline jaotus ennustab.

Kuidas asteroidid tekkisid

Teadlased usuvad, et planetesimaalid asteroidivöös arenesid samamoodi nagu teistes Päikese udukogu piirkondades, kuni planeet Jupiter saavutas oma praeguse massi, misjärel paiskus Jupiteri orbitaalresonantside tulemusena välja 99% planetesimaalidest. vööst. Spektriomaduste ja pöörlemiskiiruse jaotuste modelleerimine ja hüpped näitavad, et asteroidid, mille läbimõõt on suurem kui 120 kilomeetrit, tekkisid sellel varasel ajastul akretsiooni tulemusena, samas kui väiksemad kehad kujutavad endast erinevate asteroidide kokkupõrgetest tekkinud prahti pärast ürgvöö hajumist Jupiteri gravitatsiooni mõjul või selle ajal. Vesti ja Ceres omandasid gravitatsioonilise diferentseerumise jaoks üldise suuruse, mille käigus raskemetallid vajus tuumani ja suhteliselt kivistest kivimitest tekkis maakoor. Mis puutub Nice'i mudelisse, siis paljud Kuiperi vöö objektid tekkisid välimises asteroidivöös, enam kui 2,6 astronoomilise ühiku kaugusel. Veelgi enam, hiljem viskas enamik neist välja Jupiteri gravitatsiooni mõjul, kuid need, mis ellu jäid, võivad kuuluda D-klassi asteroididele, sealhulgas Ceresele.

Asteroidide oht ja oht

Vaatamata sellele, et meie planeet on kõigist asteroididest oluliselt suurem, võib kokkupõrge suurema kui 3 kilomeetri suuruse kehaga põhjustada tsivilisatsiooni hävingu. Kui suurus on väiksem, kuid läbimõõduga üle 50 m, võib see kaasa tuua tohutu majandusliku kahju, sealhulgas arvukalt inimohvreid.

Mida raskem ja suurem on asteroid, seda suuremat ohtu see kujutab, kuid selle tuvastamine sel juhul palju lihtsam. Peal Sel hetkel kõige ohtlikum on asteroid Apophis, mille läbimõõt on umbes 300 meetrit, kui see sellega kokku põrkub, võib see hävida kogu linn. Kuid teadlaste sõnul ei kujuta see Maaga kokkupõrkes inimkonnale üldiselt ohtu.

Asteroid 1998 QE2 lähenes planeedile kõige lähemale 1. juunil 2013. aastal. lähiümbrused(5,8 miljonit km) viimase kahesaja aasta jooksul.

Mis on asteroid? Varem või hiljem hakkab seda küsimust küsima iga kosmoseuuringutest huvitatud inimene. Soov leida detailne info Selle teemaga seoses satuvad inimesed sageli erinevatele täiskasvanud publikule mõeldud teadussaitidele. Sellistes portaalides on reeglina peaaegu kõik artiklid täis tohutul hulgal teaduslikke termineid ja mõisteid, millest tavainimestel on väga raske aru saada. Mida peaksid aga tegema näiteks koolilapsed või tudengid, kellel on vaja koostada kosmoseteemaline ettekanne ja sõnastada oma sõnadega, mis on asteroid? Kui olete selle probleemi pärast mures, soovitame teil meie väljaannet lugeda. Sellest artiklist leiate kogu selle teema kohta vajaliku teabe ja saate lihtsas ja arusaadavas keeles vastuse küsimusele, mis on asteroid. Kas olete huvitatud? Siis soovime teile meeldivat lugemist!

Sõna "asteroid" päritolu

Enne kui asume artikli peateema juurde, heidame esmalt pilgu ajaloole. Paljud inimesed on huvitatud sõna "asteroid" tõlkimisest ja me ei saanud seda probleemi ignoreerida. See kontseptsioon pärineb Kreeka sõnad aster ja idos. Esimene on tõlgitud kui "täht" ja teine ​​- "vaade".

Mis on asteroid

Asteroidid on väikesed kosmilised kehad, mis liiguvad orbiidil ümber meie galaktika põhikeha – Päikese. Erinevalt planeetidest neil ei ole õige vorm, suured suurused või atmosfäär. Ühe sellise keha kogumass ei ületa 0,001 maakera massi. Sellest hoolimata on mõnel asteroidil oma kuud.

Esimene inimene, kes nimetas selliseid kosmoseobjekte sõnaga "asteroid", oli William Herschel. Spetsialistide hulgas on eriline klassifikatsioon, mille kohaselt võib asteroidideks pidada vaid neid kehasid, mille läbimõõt ulatub 30 meetrini.

Päikesesüsteemi suurimad asteroidid

Seda tüüpi suurimaks kosmiliseks kehaks peetakse asteroidi nimega Ceres. Selle mõõtmed on nii suured (975×909 kilomeetrit), et 2006. aastal omistati sellele ametlikult kääbusplaneedi staatus. Teisel kohal on objektid Pallas ja Vesta, mille läbimõõt on ligikaudu 500 kilomeetrit. Vesta asub asteroidivöös (umbes me räägime just allpool) ja seda võib meie koduplaneedilt palja silmaga näha.

Uurimise ajalugu

Mis on asteroid? Arvame, et oleme selle juba välja mõelnud. Ja nüüd kutsume teid taaskord sukelduma meie ajaloo metsikusse loodusesse, et teada saada, kes oli artiklis käsitletud taevakehade uurimise alguses.

Kõik sai alguse 18. sajandi lõpus, kui Franz Xaver hakkas enam kui 20 astronoomi osalusel otsima planeeti, mis peaks asuma Jupiteri orbiidi ja Marsi orbiidi vahel. Xaveril oli eesmärk uurida absoluutselt kõiki tol ajal tuntud sodiaagitähtkujude kehasid. Mõni aeg hiljem hakati koordinaate täpsustama ja teadlased hakkasid pöörama tähelepanu objektide nihkumisele.

Arvatakse, et Itaalia astronoom Piazzi avastas asteroidi Ceres kogemata 1. jaanuaril 1801. aastal. Tegelikult arvutasid Xavieri astronoomid selle taevaobjekti orbiidi palju varem. Mõni aasta hiljem leidsid teadlased ka Juno, Palada ja Vesta.

Carl Ludwig Henke andis erilise panuse asteroidide uurimisse. 1845. aastal avastas ta Astraea ja 1847. aastal Hebe. Henke teened andsid tõuke astronoomia arengule ja pärast tema uurimistööd hakati peaaegu igal aastal leidma uusi asteroide.

1891. aastal leiutas Max Wolf astrofotograafia meetodi, tänu millele suutis ta ära tunda umbes 250 sellist kosmoseobjektid.

Praeguseks on avastatud mitu tuhat asteroidi. Neil taevakehadel on lubatud anda mis tahes nimesid, kuid tingimusel, et nende orbiit on täpselt ja täpselt välja arvutatud.

Asteroidide vöö

Peaaegu kõik kosmoseobjektid seda tüüpi on ühe sees suur sõrmus nimetatakse asteroidivööks. Teadlaste uuringute kohaselt sisaldab see umbes 200 väikest planeeti, mille keskmine suurus ületab 100 kilomeetrit. Kui me räägime kehadest, mille suurus ei ületa kilomeetrit, siis on neid veelgi rohkem: 1 kuni 2 miljonit!

Sagedaste kokkupõrgete tõttu on paljud selles vöös asuvad asteroidid teiste sarnaste kosmiliste kehade killud. See seletab asjaolu, et vöös on liiga vähe objekte, millel on oma satelliit. Kuid kokkupõrked pole ainus põhjus, miks suurtel asteroididel puuduvad oma satelliidid. Erilist rolli nendes protsessides mängivad raskusjõu muutused, mis on põhjustatud uute objektide moodustumisest pärast otselööke, ja taevaste asteroidide pöörlemistelgede ebaühtlane jaotus. Ainsad kehad, millel on otsene pöörlemine, on eelnevalt mainitud Ceres, Pallas ja Vesta. Nad suutsid seda positsiooni säilitada ainult tänu muljetavaldavatele mõõtmetele, mis tagavad neile suure nurkhoo.

Asteroid ja meteoroid. Mis vahet sellel on

Rääkides sõna "asteroid" tähendusest, ei saa me seda probleemi ignoreerida. Meteoroid on tahke taevaobjekt, mis liigub planeetidevahelises ruumis. Peamine parameeter, mille järgi meteoroidi ja asteroidi eristatakse, on nende suurus. Nagu varem mainitud, võib asteroidiks pidada ainult kosmilist keha, mille läbimõõt ulatub (või ületab) 30 meetrit. Meteoroidid, vastupidi, on suuruselt palju tagasihoidlikumad.

Teine oluline tegur on see, et asteroidid ja meteoroidid on tegelikult täiesti erinevad kosmoseobjektid. Fakt on see, et seadused, mille järgi nad kosmoses liiguvad, on väga erinevad.

Asteroid Apophis

Mis on asteroid Apophis? Me mõtleme nende seas, kes loevad see artikkel, on selle probleemi vastu huvilisi. Apophis on taevaobjekt, mis läheneb pidevalt Maale. Selle kosmilise keha avastasid 2004. aastal Arizonas asuva Kitt Peaki observatooriumi teadlased. Selle avastajad on Roy Tucker, David Tolenomi ja Fabrizio Bernardi.

Apophise läbimõõt on 270 meetrit, keskmine orbiidi kiirus 30,728 kilomeetrit sekundis ja kaal üle ühe tonni.

Asteroid kandis algselt nime 2004 MN4, kuid 2005. aastal nimetati see ümber Vana-Egiptuse mütoloogiast pärit kurja deemoni Apepi järgi. Elanike uskumuste järgi Iidne Egiptus, Apep on tohutu metsaline, kes elab maa all. Egiptlaste meelest oli ta tõeline kurjuse kehastus ja jumal Ra peamine vastane. Igal õhtul mööda Niiluse jõge reisides astus Ra Apepiga surelike võitlusse. Päikesejumal võitis alati ja seetõttu saabus uus päev.

Apepi oht Maale

Pärast selle taevaobjekti avastamist hakkasid tavalised inimesed kohe küsima ühtainsat küsimust: kas Apophis on Maa elanikele ohtlik? Ekspertide prognoosid erinevad olenevalt meie omaga konvergentsi ajaperioodist. rahu läheb kõne. Näiteks 2013. aastal lendas see taevaobjekt Maast 14,46 miljoni kilomeetri kaugusele, kuid juba 2029. aastal läheneb see teadlaste hinnangul meie planeedile 29,4 tuhande kilomeetri võrra. Võrdluseks, see on allpool geostatsionaarsete satelliitide asukoha kõrgust.

Vaatamata nii väikesele kaugusele veenavad paljud teadlased meid, et meil pole midagi karta. Esialgu tõenäosus, et Apophis kukub Maale 2029. aastal hinnati peaaegu 3%, kuid praegu ei arvestata sellise tõenäosusega üldse. Tulevikus on asteroid palja silmaga nähtav. Visuaalselt sarnaneb see kiiresti liikuva valguspunktiga.

Teadlased ütlesid ka, et on väike võimalus, et 2029. aastal võib see kosmiline keha langeda kosmosepiirkonda, kus meie planeedi gravitatsiooniväli võib muuta Apophise orbiiti. 2013. aasta veebruaris tegid NASA teadlased avalduse, et asteroid võib 2068. aastal Maale kukkuda. Uuringutulemuste kohaselt võib see objekt pärast 2029. aastat jaguneda 20 sellisesse gravitatsioonialasse. Kuid ka siin rahustavad teadlased tavakodanikke: 2068. aastal on kokkupõrke tõenäosus äärmiselt väike.

Vaatamata sellistele positiivsetele prognoosidele pole teadlaste sõnul mõtet lõõgastuda. Apophise uurimine jätkab kogu inimkonda ähvardavate riskide kindlaksmääramist.

Arvame, et oleme aru saanud, mis on asteroid Apophis. Vaatame nüüd globaalsemalt Maa ja mõne kosmoseobjekti võimaliku kokkupõrke teemat.

Kui suur on tõenäosus, et Maa hävib asteroidi kokkupõrkes?

Tavainimeste seas on arvamus, et absoluutselt kõik asteroidid kujutavad meie planeedile suurt ohtu. Tegelikult näitavad teadlaste uuringud, et praegu pole sellist asteroidi, mis võiks Maa hävitada.

Ainult need asteroidid, mille läbimõõt ületab 10 kilomeetrit, kujutavad meie planeedile tõsist ohtu. Õnneks on tänapäeval kõik need kaasaegsele astronoomiale teada, nende trajektoorid on kindlaks määratud ja Maad ei ähvarda miski.

Nüüd teate sõna "asteroid" tähendust, nende kosmoseobjektide uurimise ajalugu ja ka ohtu, mida need planeetidele kujutavad. Loodame, et artiklis esitatud teave oli teile huvitav.

Asteroidid

Asteroidid. Üldine informatsioon

Joon.1 Asteroid 951 Gaspra. Krediit: NASA

Lisaks 8 suurele planeedile sisaldab Päikesesüsteem suurt hulka väiksemaid planeetidega sarnaseid kosmilisi kehasid - asteroide, meteoriite, meteoore, Kuiperi vöö objekte, "kentaureid". See artikkel keskendub asteroididele, mida kuni 2006. aastani nimetati ka väikeplaneetideks.

Asteroidid on loodusliku päritoluga kehad, mis tiirlevad ümber Päikese gravitatsiooni mõjul, ei kuulu suurtele planeetidele, mille mõõtmed on suuremad kui 10 m ja neil ei ole komeediaktiivsust. Enamik asteroide asub planeetide Marsi ja Jupiteri orbiitide vahelises vöös. Vöö sees on üle 200 asteroidi, mille läbimõõt ületab 100 km, ja 26 asteroidi, mille läbimõõt on üle 200 km. Üle ühe kilomeetri läbimõõduga asteroidide arv ületab tänapäevaste hinnangute kohaselt 750 tuhande või isegi miljoni piiri.

Praegu on asteroidide suuruse määramiseks neli peamist meetodit. Esimene meetod põhineb asteroidide vaatlemisel läbi teleskoopide ning nende pinnalt peegelduva päikesevalguse hulga ja tekkiva soojuse määramisel. Mõlemad väärtused sõltuvad asteroidi suurusest ja selle kaugusest Päikesest. Teine meetod põhineb asteroidide visuaalsel vaatlusel tähe eest möödumisel. Kolmas meetod hõlmab raadioteleskoopide kasutamist asteroidide pildistamiseks. Lõpuks hõlmab neljas meetod, mida 1991. aastal esmakordselt kasutas Galileo kosmoseaparaat, asteroidide uurimist lähedalt.

Teades peavöö piires olevate asteroidide ligikaudset arvu, nende keskmist suurust ja koostist, on võimalik välja arvutada nende kogumass, mis on 3,0-3,6 10 21 kg, mis moodustab 4% massist. looduslik satelliit Kuu maad. Veelgi enam, kolm suurimat asteroidi: 4 Vesta, 2 Pallas, 10 Hygeia moodustavad 1/5 peamiste vööasteroidide kogumassist. Kui arvestada ka massiga kääbusplaneet Ceres, mida peeti asteroidiks kuni 2006. aastani, tähendab, et enam kui miljoni järelejäänud asteroidi mass on vaid 1/50 Kuu mass, mis astronoomiliste standardite järgi on äärmiselt väike.

keskmine temperatuur asteroidid -75°C.

Asteroidide vaatluse ja uurimise ajalugu

Joonis 2 Esimene avastatud asteroid Ceres, mis hiljem klassifitseeriti väikeplaneediks. Autorid: NASA, ESA, J. Parker (Southwest Research Institute), P. Thomas ( Cornelli ülikool), L. McFadden (Marylandi ülikool, College Park) ning M. Mutchler ja Z. Levay (STScI)

Esmakordselt avastatud väike planeet sai Ceres, mille avastas Itaalia astronoom Giuseppe Piazzi Sitsiilia linnast Palermos (1801). Alguses arvas Giuseppe, et objekt, mida ta nägi, on komeet, kuid pärast tuvastas Saksa matemaatik Carl Friedrich Gaussi kosmilise keha orbiidi parameetrite uurimine teeb selgeks, et suure tõenäosusega on tegemist planeediga. Aasta hiljem leiab Cerese Gaussi efemeriidi järgi saksa astronoom G. Olbers. Keha, mille Piazzi andis Vana-Rooma viljakusjumalanna auks nimeks Ceres, asus Päikesest sellisel kaugusel, kus Titius-Bode reegli järgi oleks pidanud asuma Päikesesüsteemi suur planeet. mille otsimise viisid läbi astronoomid koos XVIII lõpp sajandil.

1802. aastal võttis inglise astronoom W. Herschel kasutusele uue termini “asteroid”. Herschel nimetas asteroide kosmoseobjektideks, mis läbi teleskoobi vaadeldes nägid välja nagu tuhmid tähed, erinevalt planeetidest, mis visuaalselt vaadeldes olid ketta kujulised.

Aastatel 1802-07. Avastati asteroidid Pallas, Juno ja Vesta. Siis saabus umbes 40 aastat kestnud rahulikkuse ajastu, mille jooksul ei avastatud ainsatki asteroidi.

1845. aastal avastas Saksa amatöörastronoom Karl Ludwig Henke pärast 15 aastat kestnud otsinguid viienda peamise vööasteroidi – Astraea. Sellest ajast alates algab kõigi maailma astronoomide seas lihtsalt ülemaailmne "jaht" asteroididele, sest enne Henke avamist teadusmaailm usuti, et aastatel 1807-15 oli ainult neli asteroidi ja kaheksa aastat viljatuid otsinguid. tundub, et nad ainult kinnitavad seda hüpoteesi.

1847. aastal avastas inglise astronoom John Hind asteroidi Iris, misjärel on siiani avastatud igal aastal vähemalt üks asteroid (v.a 1945).

1891. aastal hakkas Saksa astronoom Maximilian Wolf kasutama asteroidide tuvastamiseks astrofotograafia meetodit, mille puhul asteroidid jätsid fotodele pika säriajaga (fotokihi valgustus) lühikesed valgusjooned. Kasutades seda meetodit Wolf suutis lühikese aja jooksul tuvastada 248 asteroidi, s.o. vaid veidi vähem kui viiskümmend aastat tagasi avastati.

1898. aastal avastati Eros, mis lähenes Maale ohtlikul kaugusel. Seejärel avastati ka teisi Maa orbiidile lähenevaid asteroide ja need identifitseeriti kui omaette amuuride klass.

Aastal 1906 avastati Achilleus, kes jagas Jupiteriga orbiiti ja järgnes sellele sama kiirusega. Kõiki äsja avastatud sarnaseid objekte hakati Trooja sõja kangelaste auks nimetama troojalasteks.

1932. aastal avastati Apollo - Apollo klassi esimene esindaja, mis periheelis läheneb Päikesele lähemale kui Maa. 1976. aastal avastati Aten, mis pani aluse uuele klassile – aten, orbiidi peatelje suurus on alla 1 AU. Ja 1977. aastal avastati esimene väike planeet, mis ei lähene kunagi Jupiteri orbiidile. Selliseid väikeseid planeete nimetati kentauriteks, mis märgivad nende lähedust Saturnile.

1976. aastal avastati Ateni rühma esimene Maa-lähedane asteroid.

1991. aastal leiti Damokles, mis on komeetidele omaselt väga pikliku ja suure kaldega orbiidiga, kuid ei moodusta Päikesele lähenedes komeedisaba. Selliseid objekte hakati nimetama damokloidideks.

1992. aastal oli võimalik näha esimest objekti väikeplaneetide vööst, mille Gerard Kuiper 1951. aastal ennustas. Ta sai nimeks 1992 QB1. Pärast seda hakati Kuiperi vööst igal aastal leiduma üha suuremaid objekte.

Aastal 1996 tuli uus ajastu ajakirjas Asteroid Research: National Aeronautics and Research Administration avakosmos USA saatis asteroidile Eros kosmoselaev"kosmoselaev NEAR", mis ei pidanud mitte ainult pildistama asteroidi, kui see lendas sellest mööda, vaid ka saama tehissatelliit Eros ja maanduvad seejärel selle pinnale.

27. juunil 1997. aastal lendas NEAR teel Erosesse 1212 km kaugusele. väikeselt asteroidilt Matilda, võttes üle 50 meetri mustvalgeid ja 7 värvilist pilti, mis katavad 60% asteroidi pinnast. Mõõdeti ka Matilda magnetväli ja mass.

1998. aasta lõpus lükati seadmega side katkemise tõttu Erose orbiidile sisenemise aeg 27 tunni võrra edasi 10. jaanuarist 1999 kuni 14. veebruarini 2000. Määratud ajal astus NEAR kõrgele orbiidile. asteroid periapsisega 327 km ja tiputsentriga 450 km. Algab järkjärguline orbiidi langus: 10. märtsil astus seade 200 km kõrgusel ringikujulisele orbiidile, 11. aprillil vähenes orbiit 100 km-ni, 27. detsembril toimus langus 35 km-ni, misjärel missioon. seade jõudis lõppfaasi eesmärgiga maanduda asteroidi pinnale. Langusetapis - 14. märtsil 2000 nimetati "NEAR-kosmoselaev" Austraalias autoõnnetuses traagiliselt hukkunud Ameerika geoloogi ja planeediteadlase Eugene Shoemakeri auks ümber "NEAR Shoemakeriks".

12. veebruaril 2001 alustas NEAR pidurdamist, mis kestis 2 päeva, lõppedes pehme maandumisega asteroidile, millele järgnes pinna pildistamine ja pinnase koostise mõõtmine. 28. veebruaril sai seadme missioon täidetud.

Juulis 1999 kosmoselaev Deep Space 1 26 km kauguselt. uuris punktkirja asteroidi, kogudes suurel hulgal andmeid asteroidi koostise kohta ja saades väärtuslikke pilte.

2000. aastal pildistas kosmoseaparaat Cassini-Huygens asteroidi 2685 Masurski.

2001. aastal avastati esimene Aten, mis ei ületa Maa orbiiti, ja ka esimene Neptuuni troojalane.

2. novembril 2002 pildistas NASA kosmoselaev Stardust väikest asteroidi Annafranci.

9. mail 2003 saatis Jaapani Aerospace Exploration Agency kosmoselaeva Hayabusa, et uurida Itokawa asteroidi ja toimetada asteroidilt Maale mullaproove.

12. septembril 2005 lähenes Hayabusa asteroidile 30 km kaugusel ja alustas uurimistööd.

Sama aasta novembris tegi seade kolm maandumist asteroidi pinnale, mille tagajärjel läks kaduma üksikute tolmuterade pildistamiseks ja pinna lähipanoraamide pildistamiseks mõeldud Minerva robot.

26. novembril tehti järjekordne katse aparaati mulla kogumiseks alla lasta. Vahetult enne maandumist katkes side seadmega ja taastus alles 4 kuud hiljem. Kas mullaproovide võtmine oli võimalik, jäi teadmata. 2006. aasta juunis teatas JAXA, et Hayabusa naaseb tõenäoliselt Maale, mis juhtus 13. juunil 2010, kui Lõuna-Austraalias Woomera katsepaigas kukutati alla kapsel, mis sisaldas asteroidiosakeste proove. Pärast pinnaseproovide uurimist leidsid Jaapani teadlased, et Itokawa asteroid sisaldab Mg, Si ja Al. Asteroidi pinnal on märkimisväärses koguses pürokseeni ja oliviini mineraale vahekorras 30:70. Need. Itokawa on fragment suuremast kondriidsest asteroidist.

Peale Hayabusa kosmoselaeva pildistasid asteroide ka New Horizonsi kosmoselaevad (11. juuni 2006 – asteroid 132524 APL) ja Rosetta (5. september 2008 – asteroid 2867 Steins, 10. juuli 2010 – asteroid Lutetia). Lisaks startis 27. septembril 2007 Canaverali neeme kosmodroomist automaatne planeetidevaheline jaam “Dawn”, mis astub tänavu (eeldatavalt 16. juulil) ringikujulisele orbiidile ümber asteroidi Vesta. 2015. aastal jõuab seade Ceresesse – peamise asteroidivöö suurimasse objekti – pärast 5 kuud orbiidil töötamist lõpetab see oma töö...

Asteroidid erinevad suuruse, struktuuri, orbiidi kuju ja asukoha poolest Päikesesüsteemis. Nende orbiitide omaduste põhjal jaotatakse asteroidid järgmistesse rühmadesse eraldi rühmad ja perekonnad. Esimesed on moodustatud suuremate asteroidide fragmentidest ja seetõttu langevad samasse rühma kuuluvate asteroidide poolsuurtelg, ekstsentrilisus ja orbiidi kalle peaaegu täielikult kokku. Teine rühm ühendab sarnaste orbitaalparameetritega asteroide.

Praegu on teada rohkem kui 30 asteroidide perekonda. Enamik asteroidide perekondi asub peavööndis. Peamise vöö asteroidide peamiste kontsentratsioonide vahel on tühjad alad, mida tuntakse Kirkwoodi tühimikena või luukidena. Selle tulemusena tekivad sarnased alad gravitatsiooniline interaktsioon Jupiter, mille tõttu asteroidide orbiidid muutuvad ebastabiilseks.

Asteroidide rühmi on vähem kui perekondi. Allolevas kirjelduses on asteroidide rühmad loetletud Päikesest kauguse järgi.

Joon.3 Asteroidide rühmad: valged – põhivöö asteroidid; rohelised, mis asuvad väljaspool põhivöö välispiiri, on Jupiteri troojalased; oranž - Hilda rühm. . Allikas: wikipedia

Päikesele kõige lähemal asub hüpoteetiline vulkanoidide vöö – väikesed planeedid, mille orbiidid asuvad täielikult Merkuuri orbiidi sees. Arvutiarvutused näitavad, et Päikese ja Merkuuri vahel paiknev piirkond on gravitatsiooniliselt stabiilne ja suure tõenäosusega eksisteerivad seal väikesed taevakehad. Nende praktilist tuvastamist raskendab nende lähedus Päikesele ja siiani pole avastatud ühtegi vulkanoidi. Merkuuri pinnal olevad kraatrid toetavad kaudselt vulkanoidide olemasolu.

Järgmine rühm on Aten, esimese esindaja järgi nime saanud väikeplaneedid, mille avastas Ameerika astronoom Eleanor Helin 1976. aastal. Atonitel on nende orbiidil väiksem poolsuurtelg astronoomiline üksus. Seega on atonid suurema osa oma orbiidi teekonnast Päikesele lähemal kui Maale ja mõned neist ei ületa Maa orbiiti üldse.

Teada on üle 500 atoni, millest vaid 9-l on oma nimi. Atoonid on kõigist asteroidirühmadest väikseimad: enamiku nende läbimõõt on alla 1 km. Suurim aton on Cruithna, läbimõõduga 5 km.

Veenuse ja Jupiteri orbiitide vahel paistavad silma väikeste asteroidide rühmad Amuuri ja Apollo.

Amorid on asteroidid, mis asuvad Maa ja Jupiteri orbiitide vahel. Cupidid võib jagada 4 alarühma, mis erinevad nende orbiidi parameetrite poolest:

Esimesse alarühma kuuluvad asteroidid, mis asuvad Maa ja Marsi orbiitide vahel. Nende hulgas on vähem kui 1/5 kõigist amoridest.

Teise alarühma kuuluvad asteroidid, mille orbiidid jäävad Marsi orbiidi ja peamise asteroidivöö vahele. Neile kuulub ka kogu rühma kauaaegne nimi asteroid Amur.

Kolmas amortide alamrühm ühendab asteroide, mille orbiidid asuvad peavööndis. Umbes pooled kõigist amoridest kuuluvad sinna.

Viimasesse alarühma kuuluvad mõned asteroidid, mis asuvad väljaspool põhivööd ja tungivad Jupiteri orbiidist kaugemale.

Praegu on teada üle 600 amuuri. Nad pöörlevad orbiitidel, mille poolsuurtelg on üle 1,0 AU. ja kaugused periheelis 1,017 kuni 1,3 a. e Suurima Amor - Ganymedese - läbimõõt on 32 km.

Apollo asteroidide hulka kuuluvad asteroidid, mis läbivad Maa orbiidi ja mille poolpeatelg on vähemalt 1 AU. Apollod koos Atonidega on väikseimad asteroidid. Nende suurim esindaja on 8,2 km läbimõõduga Sisyphus. Kokku on teada üle 3,5 tuhande Apolloni.

Ülaltoodud asteroidide rühmad moodustavad niinimetatud "peamise" vöö, kuhu ladestused on koondunud.

"Peamisest" asteroidivööst kaugemale jääb väikeste planeetide klass, mida nimetatakse troojalasteks või trooja asteroidideks.

Trooja asteroidid asuvad Lagrange'i punktide L4 ja L5 läheduses mis tahes planeetide orbitaalresonantsis 1:1. Enamik Trooja asteroide avastati Jupiteri planeedi lähedalt. Neptuuni ja Marsi lähedal on troojalased. Arvatakse, et need eksisteerivad Maa lähedal.

Jupiteri troojalased jagunevad 2 suurde rühma: punktis L4 on asteroidid, mida kutsutakse Kreeka kangelaste järgi ja mis liiguvad planeedist eespool; punktis L5 on asteroidid, mida kutsutakse Trooja kaitsjate järgi ja liiguvad Jupiteri taga.

Neptuunil on praegu teada vaid 7 troojalast, millest 6 liiguvad planeedist eespool.

Marsil on tuvastatud ainult 4 troojalast, millest 3 asuvad punkti L4 lähedal.

Troojalased on suured asteroidid, mille läbimõõt on sageli üle 10 km. Suurim neist on Jupiteri kreeklane - Hector, läbimõõduga 370 km.

Jupiteri ja Neptuuni orbiitide vahel on Kentauride vöö - asteroidid, millel on samaaegselt nii asteroidide kui ka komeetide omadused. Nii koges esimene avastatud kentauridest Chiron Päikesele lähenedes kooma.

Praegu arvatakse, et päikesesüsteemis on üle 40 tuhande kentauri, mille läbimõõt on üle 1 km. Suurim neist on umbes 260 km läbimõõduga Chariklo.

Damokloidide rühma kuuluvad asteroidid, millel on väga piklikud orbiidid ja mis asuvad Uraanist kaugemal afeelis ja Jupiterile lähemal ja mõnikord isegi Marsil. Arvatakse, et damokloidid on lenduvaid aineid kaotanud planeetide tuumad, mis tehti vaatluste põhjal, mis näitasid kooma esinemist mitmel selle rühma asteroidil, ja orbiitide parameetrite uuringu põhjal. Damokloididest, mis näitas, et nad tiirlevad ümber Päikese peamiste planeetide ja muude asteroidide rühmade liikumisele vastupidises suunas.

Asteroidide spektriklassid

Värvuse, albeedo ja spektriomaduste põhjal jaotatakse asteroidid tinglikult mitmesse klassi. Algselt oli Clark R. Chapmani, David Morrisoni ja Ben Zellneri klassifikatsiooni järgi ainult 3 asteroidide spektriklassi. Siis, kui teadlased uurisid, klasside arv laienes ja tänapäeval on neid 14.

A-klass sisaldab ainult 17 asteroidi, mis asuvad põhivöö sees ja mida iseloomustab mineraalse oliviini olemasolu. A-klassi asteroide iseloomustab mõõdukalt kõrge albeedo ja punakas värvus.

B-klassi kuuluvad süsinikasteroidid, millel on sinakas spekter ja peaaegu täielik puudumine neeldumine lainepikkustel alla 0,5 µm. Asteroidid sellest klassist asuvad peamiselt põhivöö sees.

C-klassi moodustavad süsinikasteroidid, mille koostis on lähedane selle protoplanetaarse pilve koostisele, millest päikesesüsteem tekkis. See on kõige arvukam klass, kuhu kuulub 75% kõigist asteroididest. Need ringlevad põhivöö välispiirkondades.

Väga madala albeedo (0,02–0,05) ja ühtlase punaka spektriga asteroide, millel puuduvad selged neeldumisjooned, klassifitseeritakse spektriklass D. Need asuvad põhivöö välimistes piirkondades vähemalt 3 AU kaugusel. päikese käest.

E-klassi asteroidid on suure tõenäosusega enama väliskesta jäänused suur asteroid ja neid iseloomustab väga kõrge albeedo (0,3 ja üle selle). Selle klassi asteroidid on oma koostiselt sarnased meteoriitidega, mida tuntakse enstatiidi akondriitidena.

F-klassi asteroidid kuuluvad süsinikasteroidide rühma ja erinevad B-klassi sarnastest objektidest vee jälgede puudumise poolest, mis neelab umbes 3 mikroni lainepikkusel.

Klass G hõlmab süsiniku asteroide, millel on tugev ultraviolettneeldumine lainepikkusel 0,5 mikronit.

M-klassi kuuluvad metallilised asteroidid, mille albeedo on mõõdukalt kõrge (0,1–0,2). Mõnede nende pinnal on metallide (nikkelraud) paljandid, nagu mõned meteoriidid. Sellesse klassi kuulub vähem kui 8% kõigist teadaolevatest asteroididest.

Madala albeedo (0,02-0,07) ja ühtlase punaka spektriga asteroidid, millel puuduvad spetsiifilised neeldumisjooned, kuuluvad klassi P. Need sisaldavad süsinikke ja silikaate. Sellised objektid on ülekaalus põhivöö välispiirkondades.

Q-klass sisaldab mõnda põhivöö sisemistest piirkondadest pärit asteroide, mille spekter on kondriitidega sarnane.

Klass R hõlmab objekte, mille välispiirkondades on kõrge oliviini ja pürokseeni kontsentratsioon, võib-olla koos plagioklaasi lisamisega. Selle klassi asteroide on vähe ja need kõik asuvad põhivöö sisepiirkondades.

17% kõigist asteroididest kuulub S-klassi. Selle klassi asteroidid on räni või kivise koostisega ja asuvad peamiselt peamise asteroidivöö piirkondades kuni 3 AU kaugusel.

Teadlased klassifitseerivad T-asteroidid objektideks, millel on väga madal albedo, tume pind ja mõõdukas neeldumine lainepikkusel 0,85 mikronit. Nende koostis pole teada.

Viimasesse seni tuvastatud asteroidide klassi – V – kuuluvad objektid, mille orbiidid on lähedased klassi suurima esindaja – asteroid (4) Vesta – orbiidi parameetritele. Oma koostiselt on nad lähedased S-klassi asteroididele, s.t. koosnevad silikaatidest, kividest ja rauast. Nende peamine erinevus S-klassi asteroididest on nende kõrge pürokseenisisaldus.

Asteroidide päritolu

Asteroidide tekke kohta on kaks hüpoteesi. Esimese hüpoteesi kohaselt eeldatakse planeedi Phaetoni olemasolu minevikus. See ei eksisteerinud kaua ja hävis kokkupõrkel suure taevakehaga või planeedil toimuvate protsesside tõttu. Asteroidide teke on aga suure tõenäosusega tingitud mitmete pärast planeetide teket alles jäänud suurte objektide hävimisest. Jupiteri gravitatsioonilise mõju tõttu ei saanud peavöö sees tekkida suur taevakeha – planeet.

Asteroidi satelliidid

1993. aastal sai Galileo kosmoseaparaat pildi asteroidist Ida koos väikese satelliidiga Dactyl. Seejärel avastati paljudelt asteroididelt satelliite ja 2001. aastal avastati esimene satelliit Kuiperi vöö objektilt.

Astronoomide hämminguks näitasid maapealsete instrumentide ja Hubble'i teleskoobi abil tehtud ühisvaatlused, et paljudel juhtudel on need satelliidid oma suuruselt üsna võrreldavad keskse objektiga.

Dr Stern viis läbi uuringu, et välja selgitada, kuidas selline kahekordsed süsteemid. Standardne moodustamise mudel suured satelliidid viitab sellele, et need on tekkinud põhiobjekti ja suure objekti kokkupõrke tulemusena. Selline mudel võimaldab rahuldavalt selgitada topeltasteroidide ehk Pluuto-Charoni süsteemi teket ning seda saab ka otseselt rakendada Maa-Kuu süsteemi tekke selgitamiseks.

Sterni uurimus seab kahtluse alla selle teooria mitmed sätted. Eelkõige nõuab objektide teke kokkupõrkeid energiaga, mis on Kuiperi vöö objektide võimalikku arvu ja massi arvestades nii esialgses kui ka praeguses olekus väga ebatõenäoline.

See toob kaasa kaks võimalikku seletust: kas binaarsete objektide teket ei tekkinud kokkupõrgete tagajärjel või on Kuiperi objektide pinna peegeldusvõime (mida kasutatakse nende suuruse määramiseks) oluliselt alahinnatud.

Sterni sõnul aitab dilemmat lahendada NASA uus kosmose-infrapunateleskoop SIRTF (Space Infrared Telescope Facility), mis lasti välja 2003. aastal.

Asteroidid. Kokkupõrked Maa ja teistega kosmilised kehad

Asteroidid võivad aeg-ajalt kokku põrgata kosmiliste kehadega: planeetide, Päikese ja teiste asteroididega. Nad põrkuvad ka Maaga.

Praeguseks on Maa pinnal teada rohkem kui 170 suurt kraatrit - astrobleemid ("tähehaavad"), mis on kohad, kuhu taevakehad langesid. Suurim kraater, mille jaoks suure tõenäosusega on kindlaks tehtud maaväline päritolu - Vredefort Lõuna-Aafrikas, läbimõõduga kuni 300 km. Kraater tekkis umbes 10 km läbimõõduga asteroidi kukkumise tulemusena enam kui 2 miljardit aastat tagasi.

Suuruselt teine ​​on Sudbury kokkupõrkekraater Kanadas Ontario provintsis, mis tekkis komeedi langemisel 1850 miljonit aastat tagasi. Selle läbimõõt on 250 km.

Maal on teada veel 3 meteoriidi kokkupõrkekraatrit, mille läbimõõt on üle 100 km: Chicxulub Mehhikos, Manicouagan Kanadas ja Popigai (Popigai jõgikond) Venemaal. Chicxulubi kraatrit seostatakse asteroidi langemisega, mis 65 miljonit aastat tagasi põhjustas kriidiajastu-paleogeeni väljasuremise.

Praegu usuvad teadlased, et Chicxulubi asteroidiga võrdsed taevakehad langevad Maale umbes kord 100 miljoni aasta jooksul. Väiksemad kehad langevad Maale palju sagedamini. Niisiis, 50 tuhat aastat tagasi, s.o. juba ajal, mil inimesed Maal elasid kaasaegne tüüp, Arizona osariigis (USA) kukkus alla umbes 50-meetrise läbimõõduga väike asteroid. Löögi tagajärjel tekkis Barringeri kraater, mille läbimõõt on 1,2 km ja sügavus 175 m. Aastal 1908 Podkamennaja Tunguska jõe piirkonnas 7 km kõrgusel. Plahvatas mitmekümnemeetrise läbimõõduga tulekera. Tulekera olemuse osas pole siiani üksmeelt: osa teadlasi arvab, et taiga kohal plahvatas väike asteroid, teised aga, et plahvatuse põhjuseks oli komeedi tuum.

10. augustil 1972 nägid pealtnägijad Kanada territooriumi kohal tohutut tulekera. Ilmselt räägime asteroidist, mille läbimõõt on 25 m.

23. märtsil 1989 lendas Maast 700 tuhande km kauguselt mööda umbes 800-meetrise läbimõõduga asteroid 1989 FC. Kõige huvitavam on see, et asteroid avastati alles pärast seda, kui see Maast eemaldus.

1. oktoober 1990 läbi vaikne ookean 20 meetrise läbimõõduga tulekera plahvatas. Plahvatusega kaasnes väga ere sähvatus, mille salvestasid kaks geostatsionaarset satelliiti.

Ööl vastu 8.–9. detsembrit 1992 jälgisid paljud astronoomid umbes 3 km läbimõõduga asteroidi 4179 Toutatis möödumist Maast. Asteroid möödub Maast iga 4 aasta tagant, nii et teil on ka võimalus seda uurida.

1996. aastal möödus meie planeedist 200 tuhande km kaugusel poolekilomeetrine asteroid.

Nagu näete, pole see kaugel täielik nimekiri, asteroidid on Maal üsna sagedased külalised. Mõnede hinnangute kohaselt tungivad igal aastal Maa atmosfääri asteroidid, mille läbimõõt on üle 10 meetri.