Vad är asteroider. Vad är en asteroid Bildning av asteroider

När det gäller massa är asteroider mycket lättare än solsystemets planeter, men samtidigt kan de ha satelliter. Asteroider har ingen egen atmosfär, eftersom de inte kan hålla den med sitt svaga gravitationsfält. Formen på asteroiden är fel.

Själva ordet "asteroid" kommer från en kombination av grekiska ord som betyder "som en stjärna", "stjärna" och "utseende". Och begreppet "asteroid" introducerades av den engelske astronomen William Herschel på grundval av att, när de observerades genom ett teleskop, såg dessa himlakroppar ut som punkter av stjärnor, i motsats till planeterna, som såg ut som skivor.

Tills nyligen ansågs asteroider vara "mindre planeter", vilket anger att deras diameter är mindre än 1500 km. Vid International Astronomical Unions XXVI-församling 2006 gavs dock en uppdaterad definition av begreppet "planet", och sedan dess har de flesta asteroider klassificerats som himlakroppar och anses inte längre vara planeter.

Man tror att den första asteroiden Cecera upptäcktes av en slump av en italiensk astronom. Giuseppe Piazzi 1 januari 1801, även om denna asteroids omloppsbana beräknades redan innan dess av en grupp astronomer ledda av en tysk astronom Franz Xaver.

Metoden för visuell observation, som användes för att söka efter asteroider i början, ersattes av metoden för astrofotografering. 1891 en tysk astronom Maximilian Wolf använde först en ny metod, vars essens var att fotografera himlakroppar med lång exponeringstid. På fotografierna lämnade asteroiderna korta ljuslinjer. Denna metod påskyndade upptäckten av nya asteroider avsevärt.

Hittills har flera tusen himlakroppar av denna typ redan upptäckts och numrerats.

Det är tillåtet att ge vilka namn som helst till nyupptäckta asteroider, inklusive för att hedra deras upptäckare, men först efter att deras omloppsbana har beräknats tillräckligt tillförlitligt. Tills dess tilldelas asteroiden ett serienummer.

Vad är skillnaden mellan en asteroid och en meteoroid?

En meteoroid (eller meteoroid) är en solid kosmisk kropp som rör sig i det interplanetära rummet. Huvudparametern med vilken de kan särskiljas från asteroider är deras storlek. Asteroider, som redan nämnts, är kroppar med en diameter på mer än 30 m, medan meteoroider är kroppar av mycket mindre storlek. Dessutom kan de inte jämföras som rymdobjekt i den meningen att lagarna enligt vilka en asteroid och en meteoroide rör sig i yttre rymden är olika.

Är asteroid 2012DA14 farlig?

Forskare tror inte.

Asteroid numrerad 2012DA14, upptäckt av spanska astronomer förra året, kommer att närma sig jorden på 17 000 km. Som jämförelse är höjden på vilken jordens konstgjorda satelliter är belägna, som sänder tv-signaler, mer än 35 tusen km.

Storleken på asteroiden är liten: diameter - cirka 45 meter, vikt - 130 tusen ton. Om den hade kolliderat med jorden skulle explosionen ha frigjort energi som är jämförbar med explosionen på 2,4 megaton TNT.

Men forskare försäkrar: detta "möte" innebär inte någon fara för en kollision med jorden. Men det kommer till och med att vara möjligt att observera "passagen" av en himlakropp nära jorden. Det kommer att vara synligt för invånarna i Australien och Asien med hjälp av kikare, och om atmosfären är tillräckligt ren, då med blotta ögat. I Moskva kan asteroidens flygning observeras med hjälp av en stark kikare eller ett litet teleskop, bort från stadsljus. I princip, som forskarna säger, kommer det att vara möjligt att se himmelfenomenet i hela Ryssland, förutom de östligaste regionerna, där det redan kommer att gry när asteroiden närmar sig jorden.

Asteroiden kommer att närma sig jorden närmast klockan 23.25 Moskva-tid.

De som önskar kommer att kunna se flygningen av en asteroid genom en internetsändning på webbplatsen NASA.

Finns det risk för en global katastrof från en kollision med en asteroid?

Asteroider är himlakroppar som bildades på grund av den ömsesidiga attraktionen av tät gas och damm som kretsar kring vår sol i ett tidigt skede av dess bildande. Vissa av dessa objekt, som en asteroid, har nått tillräckligt med massa för att bilda en smält kärna. I det ögonblick som Jupiter når sin massa splittrades de flesta planetosimalerna (framtida protoplaneter) och kastades ut från det ursprungliga asteroidbältet mellan Mars och. Under denna epok bildades en del av asteroiderna på grund av kollisionen av massiva kroppar inom påverkan av Jupiters gravitationsfält.

Banklassificering

Asteroider klassificeras enligt egenskaper som synliga reflektioner av solljus och egenskaperna hos deras banor.

Enligt banornas egenskaper kombineras asteroider i grupper, bland vilka familjer kan urskiljas. En grupp av asteroider anses vara ett visst antal sådana kroppar vars omloppsegenskaper är liknande, det vill säga halvaxel, excentricitet och orbital lutning. En familj av asteroider bör betraktas som en grupp asteroider som inte bara rör sig i nära omloppsbanor, utan förmodligen är fragment av en stor kropp, och som bildades som ett resultat av dess splittring.

Den största av de kända familjerna kan innehålla flera hundra asteroider, medan de mest kompakta familjerna kan innehålla upp till tio. Ungefär 34 % av asteroidkropparna är medlemmar av asteroidfamiljer.

Som ett resultat av bildandet av de flesta grupper av asteroider i solsystemet förstördes deras moderkropp, men det finns också sådana grupper vars moderkropp överlevde (till exempel).

Klassificering efter spektrum

Spektralklassificeringen baseras på spektrumet av elektromagnetisk strålning, som är resultatet av att asteroiden reflekterar solljus. Registrering och bearbetning av detta spektrum gör det möjligt att studera sammansättningen av en himlakropp och tilldela en asteroid till en av följande klasser:

• Grupp av kolasteroider eller C-grupp. Representanter för denna grupp består mestadels av kol, såväl som element som var en del av den protoplanetära skivan i vårt solsystem i de tidiga stadierna av dess bildande. Väte och helium, såväl som andra flyktiga element, är praktiskt taget frånvarande i kolhaltiga asteroider, men närvaron av olika mineraler är möjlig. En annan utmärkande egenskap hos sådana kroppar är deras låga albedo - reflektivitet, vilket kräver användning av mer kraftfulla observationsverktyg än i studiet av asteroider från andra grupper. Mer än 75 % av asteroiderna i solsystemet är representanter för C-gruppen. De mest kända kropparna i denna grupp är Hygiea, Pallas och en gång - Ceres.
• En grupp av kiselasteroider eller S-grupp. Asteroider av denna typ består huvudsakligen av järn, magnesium och några andra steniga mineraler. Av denna anledning kallas kiselasteroider också för steniga asteroider. Sådana kroppar har en ganska hög albedo, vilket gör att du kan observera några av dem (till exempel Irida) helt enkelt med en kikare. Antalet kiselasteroider i solsystemet är 17 % av det totala, och de är vanligast på ett avstånd av upp till 3 astronomiska enheter från solen. De största representanterna för S-gruppen: Juno, Amphitrite och Herculina.

Huvuddelen av de asteroider som upptäckts av forskare (cirka 98%) ligger mellan Jupiters och Mars planetariska banor. Deras avstånd från stjärnan varierar mellan 2,06-4,30 AU. Det vill säga, för cirkulationsperioder har fluktuationer följande intervall - 2,9-8,92 år. I gruppen av mindre planeter finns de som har unika banor. Dessa asteroider brukar få maskulina namn. De mest populära är namnen på hjältarna i den grekiska mytologin - Eros, Icarus, Adonis, Hermes. Dessa mindre planeter rör sig utanför asteroidbältet. Deras avstånd från jorden fluktuerar, asteroider kan närma sig den på 6 - 23 miljoner km. En unik inställning till jorden inträffade 1937. Den mindre planeten Hermes närmade sig den med 580 tusen km. Detta avstånd är 1,5 gånger månens avstånd från jorden.

Den ljusaste av de kända asteroiderna är Vesta (cirka 6m). En stor massa av mindre planeter har intensiv briljans under opposition (7m - 16m).

Beräkningen av asteroidernas diametrar utförs av ljusstyrka, förmåga att reflektera synliga och infraröda strålar.
Av listan på 3,5 tusen har bara 14 asteroider en tvärgående storlek som överstiger 250 km. Resten är mycket mer blygsamma, det finns till och med asteroider med en diameter på 0,7 km. De största kända asteroiderna- Ceres, Pallas, Vesta och Hygia (från 1000 till 450 km). Små asteroider har inte en sfäroid form, de är mer som formlösa block.

Massorna av asteroider fluktuerar också. Den största massan bestäms för Ceres, den är 4000 gånger mindre än planetens storlek. Massan av alla asteroider är också mindre än vår planets massa och är en tusendel av den.
Alla små planeter har ingen atmosfär. Vissa av dem har axiell rotation, vilket fastställs av en regelbundet registrerad förändring i ljusstyrka. Så, Pallas har en rotationsperiod på 7,9 timmar, och Icarus roterar på bara 2 timmar och 16 minuter.

Enligt asteroidernas reflektionsförmåga kombinerades de i 3 grupper - metalliska, ljusa och mörka. Den sista gruppen inkluderar asteroider, vars yta inte kan reflektera mer än 5% av det infallande ljuset från solen. Deras yta bildas av stenar som liknar kolhaltig och svart basalt. Det är därför mörka asteroider kallas kolhaltiga.

Reflexionsförmågan hos ljusasteroider är den högsta (10-25%). Dessa himlakroppar har en yta som liknar kiselföreningar. De kallas stenasteroider. Metalliska asteroider är de minst vanliga. De liknar ljus, ytan på dessa kroppar påminner mer om legeringar av järn och nickel.

Riktigheten av en sådan klassificering bekräftas av den kemiska sammansättningen av meteoriter som faller på jordens yta. En liten grupp av asteroider pekas ut som inte kan klassificeras enligt denna funktion. Procentandelen av de 3 givna grupperna av asteroider är som följer: mörk (typ C) - 75%, ljus (typ S) - 15% och 10% metallisk (typ M).

Den minsta reflektionsförmågan för asteroider är 3-4%, och den maximala når 40% av den totala mängden infallande ljus. Asteroider av liten storlek roterar snabbast, de har mycket olika form. Förmodligen består de av det ämne som bildade solsystemet. Detta antagande bekräftas av förändringen i den dominerande typen av asteroider som tillhör asteroidbältet med avstånd från solen.
I sin rörelse kolliderar asteroider oundvikligen med varandra, medan de sprids i små bitar.

Trycket inuti asteroiderna är inte högt, så det sker ingen uppvärmning av dem. Deras yta kan värmas upp något under inverkan av solljus, men denna värme hålls inte kvar och går ut i rymden. Beräknad asteroidens yttemperaturer fluktuera från -120 °С till -100 °С. En betydande temperaturökning, till exempel upp till +730 °C (Icarus), kan endast registreras vid ögonblicken när man närmar sig solen. Efter att asteroiden tagits bort från den inträffar en kraftig nedkylning.

Mått och vikter. Storleken på planeterna bestäms genom att mäta vinkeln med vilken deras diameter är synlig från jorden. Denna metod är inte tillämplig på asteroider: de är så små att de även i teleskop verkar vara punkter som stjärnor (därav namnet "asteroider", det vill säga "stjärnliknande").

Endast de fyra första asteroiderna kan särskiljas på deras skiva. Vinkeldiametern på Ceres visade sig vara den största: den når 1 » (för Pallas, Juno och Vesta är den flera gånger mindre). Vinkeldimensionerna för dessa asteroider mättes mycket noggrant redan 1890 av E. Barnard vid Lick och Yerks observatorier. Efter att ha bestämt avståndet till Ceres, Pallas, Juno och Vesta vid observationstillfället och efter att ha gjort de nödvändiga beräkningarna, fann Barnard att deras diametrar är 770, 490, 190 respektive 380 km (som du kan se kunde de alla passa in området ockuperat av Alaska!).

Hur bestämmer man storleken på många andra, mindre asteroider?

Fram till helt nyligen uppskattades de på basis av asteroidernas ljusstyrka, och asteroidens storlek jämfördes med storleken på Ceres, Pallas, Juno och Vesta (vars storlekar redan var kända). Men asteroidernas ljusstyrka ändras: för det första med en förändring av asteroidens avstånd från solen (på grund av en förändring i mängden solljus som faller på asteroiden); för det andra, med en förändring i avståndet från jorden (på grund av en förändring i mängden ljus som når jorden, reflekterat från asteroiden); för det tredje, med en förändring i fasvinkeln, eftersom med en ökning av denna vinkel blir en allt mindre del av asteroidens upplysta yta synlig från jorden. För att bestämma vinkeldimensionerna är det därför inte asteroidernas synliga stjärnstorlekar som jämförs med varandra, utan de magnituder som dessa asteroider skulle ha om de "placerades" på vissa (enkla) avstånd från solen och jorden och om de var "ordnade" så att deras fas var vinkeln noll.

Före McDonald Review uttrycktes dessa reducerade magnituder (även kallade absoluta) av olika observatörer i sina egna, ojämförliga, fotometriska system, vilket gav en stor spridning i uppskattningar av storleken på asteroider. I McDonald Survey, för alla numrerade asteroider, fastställdes absoluta stellar magnituder, redan uttryckta i det förenade International Photographic System (samma system användes i Palomar-Leiden Survey).

Det är sant att en annan till synes oöverstiglig svårighet med denna metod kvarstår: storleksbestämningarna måste göras under vissa antaganden om reflektionsförmågan hos asteroider - deras albedo. Man brukar anta att en asteroids albedo är densamma som den genomsnittliga albedon för de fyra största asteroiderna. Samtidigt är det tydligt att under samma observationsförhållanden kan en liten asteroid som består av ljus, välreflekterande materia visa sig vara ljusare än en stor men mörkare asteroid. Ändå, när man uppskattar storleken på många asteroider, är det den genomsnittliga albedon som används redan nu.

Så om vi vet den absoluta magnituden för asteroiden m a 6 c , då vi antar att albedon för alla asteroider är densamma, kan vi enkelt bestämma radien (i kilometer) för asteroiden R med en mycket enkel formel: lg R \u003d 3,245-0,2 m på 6 s.

Vidare, baserat på den redan beräknade radien, kan vi uppskatta massan av asteroiden M, om densiteten av asteroidmaterien är känd. Man tror vanligtvis att det är lika med den genomsnittliga densiteten av ämnet i asteroidfragment - meteoriter som faller från tid till annan på vår jord. Denna densitet g, uppmätt i terrestra laboratorier, är 3,5 g/cm 3 (även om det finns ganska lätta prover, med en densitet på ca 2 g/cm se 3).

I vissa fall var det möjligt att bestämma storleken på asteroider på ett "icke-standardiserat" sätt, till exempel när man täckte stjärnor med dem (naturen hos detta fenomen är densamma som när man täcker stjärnor med månen). En av dessa ockultationer inträffade på kvällen den 23 januari 1975 och observerades i USA. Asteroiden Eros, som förutspåtts av B. Marsden, borde ha täckt stjärnan x svan. En täckningsremsa cirka 25 km bred skulle passera genom städerna Albany, Hartfert, Connecticut och nära den östra kanten av Long Island. 17 observationspunkter organiserades, där studenter från de omgivande högskolorna och studenter från astronomiska avdelningar befann sig på ett avstånd av 6-8 km längs täckningsremsan.

Under bevakningen av Eros (cirka 9 m) med en vinkelhastighet på 0,2-0,3 ° per timme närmade sig stjärnan % Cygnus, som var mycket ljusare än asteroiden (cirka 4 m). Plötsligt försvann stjärnans ljus (en ogenomskinlig barriär dök upp i vägen för dess strålar som kom mot oss - en asteroid), och efter några sekunder dök stjärnan upp igen (Fig. 3).

Från täckningens varaktighet fastställde Marsden att Eros skenbara diameter var cirka 24 km.

Hur annars (förutom en uppskattning av absolut magnitud) kan man bestämma massorna av asteroider? Det är i grunden möjligt, även om det är mycket svårt, att beräkna massan av asteroider på basis av deras ömsesidiga störningar (under inflygningar) som asteroider upplever. Denna metod för att bestämma massorna utvecklades av I. Schubart från Astronomiska institutet i Heidelberg. Han använde det för att bestämma massorna av de största asteroiderna och fick fram att massan av Ceres är (5,9 ± 0,3) 10 -11 Mc (var Mc - Solens massa), Pallas massa - (1,14±0,22) 10 -11 Mmed. Med en liknande metod har andra astronomer kommit fram till att Vestas massa är (1,20 ± 0,12) 10 -11 Mmed. Således är massan av även den största asteroiden - Ceres - 5000 gånger mindre än jordens massa och 600 gånger mindre än månens massa.

Efter att asteroidbältet blev "nåbart" för rymdfarkoster kunde vi bestämma massorna av mycket små asteroider.

Teleskoputrustning installerad på rymdraketer gjorde det möjligt att bestämma stjärnstorlekarna (och storlekarna) av asteroidfragment med diametrar på flera centimeter och decimeter (som är otillgängliga för observationer från jorden).

Således finns det för närvarande information om asteroider av "alla led" - från stora kroppar med massor av miljarder miljarder ton till mycket små som kan passa i din handflata. Hela "moln" av damm rör sig också i asteroidbältet, vars egenskaper studeras av indirekta tecken. Allt detta gör att vi kan göra en ganska komplett bild av asteroidbältet.

Redan på 1950-talet gjorde den sovjetiske astronomen I. I. Putilin beräkningar av det totala antalet numrerade (det vill säga med välkända banor) asteroider. Resultatet är fantastiskt. Det visade sig att alla asteroider tillsammans skulle passa i en kub med en sida på bara cirka 500 km! Nästan hälften av volymen skulle upptas av Ceres med Vesta och Pallas. Ytterligare 25 % skulle ha varit Juno med asteroider fram till och med den 100:e. Upptäckten av efterföljande asteroider (alla mindre) ledde bara till en mycket långsam ökning av denna "volym" av asteroidmaterial, och efter den 1000:e asteroiden upphörde tillväxten av deras totala "volym" nästan helt (fig. 4). Oupptäckta asteroider är förmodligen så små att de, trots deras enorma antal, inte kommer att kunna öka denna "volym" avsevärt, och enligt uppskattningar är små partiklar och dammkorn knappast tillräckligt för att fylla tomrummen mellan asteroider som ligger i närheten i 500 km kub.

Man kan anta att den totala volymen av asteroidmateria i det interplanetära rymden är cirka 10 23 cm. Men asteroider är fördelade över en enorm volym av interplanetariskt rymd, så att det finns många kubikkilometer rymd per kropp. Därför är sannolikheten för en kollision av en rymdfarkost som flyger genom asteroidbältet (till exempel på väg till Jupiter) med några till och med en liten asteroid försumbar.

Om vi ​​tar värdet 3,5 g/cm 3 (se ovan) som medeldensiteten av asteroidmateria, så får vi att den totala massan av alla asteroider är cirka 3,5 10 23 g - ett tal som är enormt enligt våra jordiska idéer , men försumbar enligt astronomisk skala. (För att "blinda" alla asteroider - kända och okända - skulle det vara nödvändigt att riva av ett lager på "bara" 500 m tjockt från jordens yta!)

Nyligen bestämde I. Schubart massan av asteroidmateria från de totala störningar som de största asteroiderna upplever när de rör sig omgivna av sina många motsvarigheter. Han fick värdet 3 10 23 g, vilket stämmer utmärkt överens med den tidigare erhållna uppskattningen.

Det har också gjorts försök att fastställa effekten av asteroidbältets gravitationsfält på Mars rörelse. Mars visade sig dock vara för massiv för asteroider, och denna effekt kunde inte detekteras, vilket också bekräftar obetydligheten av den totala massan av asteroider. Det antas visserligen att nära Jupiters omloppsbana rör sig massiva kroppar som är okända för oss. Men det är osannolikt att det kommer att finnas för många av dem, och de kommer sannolikt inte att avsevärt öka uppskattningen av den totala massan av asteroidmaterial.

Vad leder små storlekar till? Enligt lagen om universell gravitation attraherar varje asteroid andra kroppar. Men hur svag är denna attraktion! På en ganska stor asteroid (med en diameter på 200 km) är tyngdkraften på ytan 100 gånger mindre än på jorden, så att en person, en gång på den, skulle väga mindre än 1 kg och knappt känna sin vikt . Efter att ha hoppat på en asteroid från en 10-våningsbyggnads höjd skulle den ha sjunkit till ytan i nästan en kvarts minut och nått en hastighet på endast cirka 1,5 m/s i ögonblicket för "landning". Generellt sett skiljer sig att vistas på asteroider inte mycket från att vistas i förhållanden av total viktlöshet.

Den första kosmiska hastigheten på dem är ganska liten: på Ceres - cirka 500 m / s, och på en kilometerstor asteroid - bara cirka 1 m / s. Den andra kosmiska hastigheten är 1,4 gånger högre, så att det, när man rör sig med en bils hastighet (cirka 100 km / h), skulle vara möjligt att flyga för evigt från en asteroid med en diameter på till och med 5 km. Är det då förvånande att det inte finns någon atmosfär på asteroider? Även om vissa gaser släpptes ut från asteroidernas djup kunde tyngdkrafterna inte hålla sina molekyler, och de borde för alltid ha varit spridda i det interplanetära rymden.

1973 bekräftades frånvaron av atmosfärer på asteroider genom mätningar av spektra av asteroider i det infraröda området. De spektra som den amerikanske astrofysikern O. Gansen erhöll för flera stora asteroider i våglängdsområdet omkring 12 μm indikerade bara att asteroiderna var svagt varma.

Men i Ceres spektrum av infraröd strålning fanns det en egenskap: bara en våglängd på 12 mikron, inom ett smalt band, nästan fördubblades ett "hopp" av strålning. Sådana spektrala "band" av strålning är karakteristiska för gaser, och därför observeras de i de planeter och deras satelliter som är omgivna av en atmosfär. Men Ceres är för liten för att hålla en atmosfär!

För att förklara denna paradox lade Hansen fram en frestande hypotes: på Ceres sker en kontinuerlig avdunstning av flyktiga ämnen, vilket borde finnas (!) i sammansättningen av substansen på dess yta. Det bör sägas att bland olika uppskattningar av massan och diametern av Ceres kan man välja ett par värden av dessa kvantiteter som kommer att leda till en låg uppskattning av den genomsnittliga densiteten av dess materia (ca 1 g / cm) 3), överensstämmer med antagandet att Ceres till stor del består av is. Detta antagande verkade dock så otroligt även för Hansen själv att han helt enkelt tvivlade på sina beräkningar och ansåg att det var nödvändigt att få nya, mer exakta uppskattningar av massan och volymen av Ceres innan han gjorde en slutlig slutsats. Dessutom motsagdes Hansens antagande av resultaten av polarimetriska observationer av Ceres, enligt vilka denna asteroid, även om den är ett mycket mörkt föremål, inte kan ha alltför lösa strukturer på ytan, som borde ha bildats under isens avdunstning. Således är de infraröda spektralbanden i Ceres fortfarande ett mysterium.

På grund av sin lilla storlek har asteroider en mycket kantig form. Den obetydliga tyngdkraften på asteroider kan inte ge dem formen av en boll, vilket är karakteristiskt för planeterna och deras stora satelliter. I det senare fallet krossar en enorm tyngdkraft enskilda block och ramlar dem. På jorden sprider sig så att säga höga berg vid deras sulor. Stenens styrka visar sig vara otillräcklig för att motstå belastningar på många ton per 1 cm 2, och stenen vid foten av berget, utan att krossas, utan att spricka, komprimeras från alla sidor, som om den bara "flödar" väldigt långsamt.

På asteroider med en diameter på upp till 200-300 km, på grund av den lilla "vikten" av stenen, är fenomenet med sådan "fluiditet" helt frånvarande, och på de största asteroiderna sker det för långsamt, och även då endast i deras djup. På ytan av asteroider förblir enorma berg och fördjupningar oförändrade, mycket större i storlek än på jorden och andra planeter (genomsnittliga avvikelser i endera riktningen från ytnivån är cirka 10 km eller mer), vilket manifesteras i resultaten av radarobservationer av asteroider (fig. 5).

Asteroidernas oregelbundna form bekräftas också av att deras ljusstyrka minskar ovanligt snabbt med ökande fasvinkel (se fotnot på s. 11). Sådana förändringar i månens ljusstyrka är välkända för oss: den är mycket ljus vid fullmånen, sedan lyser den svagare och svagare, tills den försvinner helt vid nymånen. Men för månen sker dessa förändringar mycket långsammare än för asteroider, och därför kan de till fullo förklaras endast av en minskning av den del av ytan som är upplyst av solen som är synlig från jorden (skuggor från månberg och fördjupningar har liten effekt på månens totala ljusstyrka). Situationen är annorlunda med asteroider. Sådana snabba förändringar i deras ljusstyrka kan inte förklaras av enbart en förändring i ytan på en asteroid som är upplyst av solen. Och huvudorsaken (särskilt för små asteroider) till denna typ av förändringen i ljusstyrka ligger i den oregelbundna formen av asteroider, på grund av vilken vissa delar av deras upplysta yta är skyddade från solens strålar av andra.

Den oregelbundna formen på asteroider observerades också direkt genom ett teleskop. Detta hände först 1931, när den lilla asteroiden Eros, som rörde sig i en mycket exotisk bana, som vi kommer att prata om senare, närmade sig jorden på ett ovanligt litet avstånd (endast 28 miljoner km). Sedan, genom ett teleskop, såg de att denna asteroid såg ut som en "hantel" eller en olöst dubbelstjärna med ett vinkelavstånd mellan komponenterna på cirka 0,18 "; man såg till och med att "hanteln" snurrade!

I januari 1975 kom Eros ännu närmare jorden - på ett avstånd av 26 miljoner km. Han observerades över ett stort segment av omloppsbanan, och detta gjorde det möjligt att se Eros bokstavligen från olika sidor. En noggrann analys av resultaten av många observationer av Eros, utförda vid olika observatorier runt om i världen, ledde till en mycket intressant upptäckt.

Eros under observationer ändrade kraftigt sin briljans - med 1,5 m(dvs nästan fyra gånger) med en period av 2 timmar och lite (fig. 6). Det antogs att dessa förändringar i ljusstyrka beror på en förändring i tvärsnittet av den "hantelformade" Eros som roterar runt sin axel, synlig från jorden, och att dess maximala och minsta tvärsnitt skiljer sig exakt med en faktor 4 . I det här fallet borde asteroidens lägsta ljusstyrka ha observerats i det ögonblick då Eros är vänd mot oss med sin skarpa ände. Allt visade sig dock vara mycket mer komplicerat. För det första, i motsats till förväntningarna, hade successiva ljusstyrkemaxima och minima olika former och olika amplituder. Analys av resultaten av observationer, utförd med hjälp av laboratoriemodellering av Eros form, visade att spelet av ljus och skugga på asteroidens ojämna yta borde ha stor inverkan på Eros ljusstyrka. Som ett resultat observerades Eros lägsta ljusstyrka precis när asteroiden var vänd mot oss med nästan sitt maximala tvärsnitt! Dessutom visade sig Eros rotationsperiod vara lika med två perioder av ljusstyrkefluktuationer - 5 h 16 min. Som det visade sig är denna asteroid en långsträckt kropp med ett förhållande mellan längd och tjocklek på ungefär 1:2,5. Han. roterar runt en kort axel moturs och på ett sådant sätt att axeln nästan ligger i planet för sin omloppsbana (Eros färdas runt solsystemet, som om den ligger på sin "sida").

Ljusfluktuationer orsakade av samma anledning (rotation runt sina egna axlar av oregelbundet formade kroppar) observerades i många asteroider. Och det som är mest intressant, de roterar alla i samma riktning - moturs. Detta har fastställts först på senare år med hjälp av känsliga elektronoptiska observationstekniker.

Jorden och asteroiderna rör sig i rymden i olika banor runt solen och med olika hastigheter. Och även om de kretsar i en riktning, verkar det för oss från jorden som asteroider rör sig på himlen bland stjärnorna antingen framåt (från höger till vänster när de kör om jorden), sedan bakåt (från vänster till höger när jorden kör om dem ). Detta olika rörelsemönster för asteroider påverkar också förändringen i deras ljusstyrka: när asteroider rör sig över himlen från vänster till höger (jorden kör om dem), är perioden för förändring i ljusstyrka något kortare.

Det är intressant att perioden för förändringar i asteroidernas ljusstyrka är ganska kort och nästan densamma - med ett intervall av värden från 2-3 till 10-15 timmar. Vad fick dem att rotera så snabbt? Vid en tidpunkt lades en hypotes fram att inte särskilt stora oregelbundet formade asteroider kan få rotation under påverkan av flöden av "solvinden" (partiklar som skjuts ut av solen), "blåser" i miljarder år. Hur svag denna "vind" än är, måste den ändå överföra en impuls av impuls till asteroiderna, som på grund av asteroidens oregelbundna form är ojämnt fördelad över asteroiden från olika sidor av dess tyngdpunkt. Som ett resultat uppträder en kraft som inte är noll, resultatet av tryckkrafterna som utövas av "solvinden" på varje 1 cm 2 av asteroidens yta, och asteroiden börjar rotera (mycket långsamt till en början och sedan snabbare och snabbare).

Beräkningar visar att vissa asteroider (av mycket oregelbunden form) kan snurras av "solvinden" så mycket att de till och med kan slitas isär av centrifugalrotationskrafter. Denna förklaring är dock inte lämplig för större asteroider, och man måste anta att de förvärvat rotation under den period de bildades.

Men kanske beror fluktuationerna i ljusstyrkan inte på en oregelbunden form, utan på "fläckning" av asteroider (om olika delar av asteroidernas yta är sammansatta av olika ämnen)? Naturligtvis är "spotting" av asteroider möjlig, och ljusa och mörkare områden (av olika ämnen) kan troligen finnas på deras ytor. Enbart antagandet om "spotting" räcker dock inte, och, som visats, kan arten av asteroidernas rotation inte förklaras med hjälp av "spotting" enbart.

Även i en av de största asteroiderna - Vesta, är ljusstyrkan inte förknippad med "spotting", utan med dess oregelbundna form. 1971 visade observationer av Vesta med hjälp av elektron-optiska omvandlare att de efterföljande maxima och minima för ljusstyrkan för denna asteroid skiljer sig något i magnitud, och Vestas rotation sker med en period - dubbelt så lång som man tidigare trott - 10 timmar 41 minuter. Den amerikanske astrofysikern R. Taylor, efter att ha studerat egenskaperna hos ljuskurvorna för denna asteroid, föreslog följande modell: Vesta är en triaxiell sfäroid, vars ena diametrar är 15% längre än de andra två. Precis vid dess sydpol, längs långsidan, sträcker sig ett tillplattat område som inte sträcker sig längre än 45 graders latitud och inte är synligt från Vestas norra halvklot. Detta område, tror Taylor, kan vara en enorm nedslagskrater (nästan 400 km i diameter!).

Vad är asteroider gjorda av? Det har länge observerats att asteroidernas ljus har en gulaktig nyans, liknande månens och Merkurius ljus.

Eftersom asteroider lyser av reflekterat solljus, beror deras färg delvis på de reflekterande egenskaperna hos själva asteroidens yta. Därför uppstod idén att bestämma vilka ämnen den består av genom att jämföra färgen på asteroider med färgen på markbundna objekt och meteoriter. En av de första sådana studierna i vårt land utfördes på 1930-talet av den sovjetiska forskaren av meteoriter E. L. Krinov. Han fann att många meteoriter har en färg som liknar färgen på vissa asteroider. Stora framsteg i studiet av asteroiders egenskaper gjordes i slutet av 1960-talet, när en grupp amerikanska forskare tog upp polarimetriska studier. Genom att jämföra polariseringen av ljus som reflekteras från olika terrestra ämnen, månjord och meteoriter, fann de att det finns ett visst samband mellan reflektionsförmågan (albedo) hos material och arten av polariseringen av ljus som reflekteras från dessa material.

Delvis polariserat var också ljuset som kom till oss från asteroider. Dess analys gjorde det möjligt för forskare att dra viktiga slutsatser om arten av asteroidytan (fig. 7).

En stor serie polarimetriska observationer av asteroider organiserades i USA av T. Gerels. Det visade sig att enligt ytans beskaffenhet faller asteroider in i flera grupper (fig. 8). Den mest talrika gruppen med mycket liknande egenskaper visade sig vara asteroider, vars polarisering av ljus liknar polariseringen av ljus som reflekteras från markbundna steniga ämnen av ljus färg, huvudsakligen bestående av olika silikater. Juno föll in i denna grupp av asteroider.

Den andra gruppen visade sig vara sammansatt av asteroider med en mörk, dåligt reflekterande yta. Deras substans liknar mörka basaltiska glas eller breccia (klastiska stenar) av månens jordprov, såväl som en mörk mängd meteoriter och substansen på ytan av Mars måne Phobos. Bland dessa mörka asteroider var Ceres.

Det finns få asteroider med mellanliggande ytegenskaper. Det finns också få asteroider med extrema egenskaper (till exempel mörkare och ljusare).

Den polarimetriska metoden gjorde det möjligt att bestämma asteroidernas exakta dimensioner, eftersom den tog hänsyn till deras sanna (och inte genomsnittliga) reflektivitet (albedo). Först och främst specificerades storleken på de fyra första asteroiderna. Det visade sig att diametern på Ceres något överstiger 1000 km, diametern på Pallas är cirka 600 km, Juno är 240 km och Vesta är 525 km. När storleken på andra asteroider som studerats med den polarimetriska metoden också räknades om visade det sig att inte bara dessa, utan minst sex asteroider till, som visade sig vara ännu större än Juno, kan göra anspråk på rätten att bli kallad störst. Alla har låg reflektionsförmåga och ger, trots sin stora storlek, lite ljus. Därför, när asteroidernas diametrar uppskattades från deras skenbara ljusstyrka, visade sig storlekarna på dessa sex vara kraftigt underskattade. I själva verket är diametern på Hygiea (10:e asteroiden) 400, Interamnia (704:e) är 340, Davids (511:e) är 290, Psyche (16:e) är 250 km och Bambergi (324:e) och Fortuny (19:e) - 240 km ( samma som Juno).

Fortuna är det mörkaste objektet i solsystemet. När det gäller mängden reflekterat ljus kan även krossat svart kol konkurrera med Fortuna.

De ljusaste objekten både bland asteroiderna och bland alla solsystemets kroppar i allmänhet var Angelina (64:e asteroiden), som reflekterade nästan hälften av ljuset, och Lisa (44:e), något underlägsen Angelina. Något mörkare än Vesta, vars reflektionsförmåga är ungefär 1,5-2 gånger sämre än Angelinas. På grund av den höga reflektionsförmågan hos Vesta, som ligger på samma avstånd från Ceres, verkar den vara 20 % ljusare än den (under samma ljus- och observationsförhållanden), och Pallas är dubbelt så ljus.

De polarimetriska resultaten av att bestämma den sanna albedon, och följaktligen de mer korrekta storlekarna på asteroider, bekräftas också av en annan metod, som också dök upp under de senaste åren. Detta är en radiometrisk metod som utvecklades och först tillämpades på asteroider av de amerikanska forskarna D. Allen och D. Matson 1970. Den är baserad på mätning av den termiska (infraröda) strålningen från en asteroid (vanligtvis i våglängdsområdet 10-20) mikron). Stora mörka asteroider och små ljusa, på grund av olika reflektionsförmåga, kan ha samma magnitud i det synliga området av ljus. När det gäller deras ljusstyrka i det infraröda området är den större för stora kroppar (på grund av den stora storleken på den utstrålande ytan och på grund av den högre temperaturen hos mörka kroppar, som bättre absorberar solstrålning). Förhållandet mellan ljusstyrkavärdena för en asteroid i det synliga och infraröda området kännetecknar bara dess reflektionsförmåga (liksom dess storlek).

Polarimetriska observationer visade också att polariseringen av ljus från asteroider är mycket större än den som kan uppstå från en enda reflektion av ljus från deras yta. Med hjälp av experiment utförda i laboratorier på jorden avslöjades att samma grad av polarisering av ljus som asteroider erhålls när det reflekteras från en yta täckt med damm och fragment av stenar av olika storlekar.

Just under studieperioden blev det klart att en sådan "dammig" yta i rymdens vakuum skulle bete sig helt annorlunda. Denna slutsats gjordes på grundval av en analys av månjordens egenskaper. Av skäl som fortfarande inte är helt klara beter sig dammet på månen annorlunda än dammet på jorden: ovanligt lösa strukturer bildas av det, inuti vilka en ljusstråle "rusar runt" som i en labyrint och upplever flera reflektioner, och graden av dess polarisering blir mycket stor, mycket större, än graden av polarisering av ljus som reflekteras från jordbaserat damm eller från asteroider.

Ytterligare studier visade att ytan på asteroider, att döma av polarisationen, måste bestå av relativt stora stenar täckta med ett mycket tunt lager av damm. Som vi kommer att se senare överensstämmer detta med konceptet om asteroidernas yta, erhållen på grundval av helt andra forskningsmetoder.

Sedan 1970 började USA utföra spektrala observationer av asteroider, som täckte både den synliga delen av spektrumet och det intilliggande infraröda området. Strålningsspektra för dussintals asteroider erhölls och analyserades (Fig. 9). Resultaten, liksom med andra metoder som beskrivits ovan, jämfördes med resultaten av laboratoriestudier av terrestra bergarter, mån- och meteoritmaterial samt olika rena mineraler. Den amerikanske astrofysikern C. Chapman gjorde ett särskilt bra jobb med att tolka de erhållna uppgifterna.

För närvarande, från olika särdrag i spektrat, i synnerhet från absorptionsbanden som är karakteristiska för vissa mineral och deras blandningar, såväl som från graden av ljusabsorption inom dessa spektralband, har det varit möjligt att bestämma naturen för många asteroider av de mineraler som utgör substansen på deras yta och, till exempel, procentandel av järnhalten. Det visar sig att de flesta asteroider är sammansatta av järn-magnesianske silikater, som de flesta meteoriter (även om endast ett fåtal asteroider har samma sammansättning av dessa silikater).

Till forskarnas förvåning fann man att vissa asteroider reflekterar ljus och polariserar det på samma sätt som metaller. Sådana är till exempel asteroiderna Psyche (16:e asteroiden), Lutetia (21:a) och Julia (89:e). Förekomsten av "metall" asteroider bevisas också av järnmeteoriter som faller till jorden. De består av en "lösning" av nickel i järn med små föroreningar av några andra ämnen. Sådan var till exempel den välkända Sikhote-Alin-meteoriten som föll den 12 februari 1947 i Ussuri-taigan i Primorsky Krai. Ett metallblock som vägde cirka 100 ton flög in i jordens atmosfär med en hastighet av cirka 15 km / s och spreds i atmosfären på grund av dess enorma motstånd, full av järnfragment flera kvadratkilometer av jordens yta.

Detta visar att asteroiderna tidigare värmdes upp till höga temperaturer, vilket ledde till bildandet av metallkärnor, av vilka några nu är exponerade och delvis splittrade. Det är sant att det bör noteras att värmekällan som är nödvändig för en sådan omsmältning inte är helt klar. Beräkningar visar att värme mycket snabbt kommer ut i rymden från små kroppar. Därför måste en sådan källa vara mycket kraftfull. Kanske spelade sönderfallet av radioaktiva grundämnen en roll här. Men grundämnen som uran, torium och den radioaktiva isotopen kalium, som tydligen säkerställde uppvärmningen och omsmältningen av materia på de stora planeterna (Mercurius, Venus, Jorden och Mars), samt Månen, sönderfaller för långsamt och kan inte höja temperaturen på små asteroider. Därför behövs i detta fall en radioaktiv isotop med en tillräckligt kort halveringstid, och dessutom måste det finnas en tillräckligt stor mängd av den (för att säkerställa en stor värmeavgivning per tidsenhet). En sådan isotop, enligt forskare, kan vara en radioaktiv isotop av aluminium 26 A1. Enligt beräkningar visar det sig dock att denna isotop var relativt liten under bildandet av asteroider.

En annan sådan källa för uppvärmning av asteroider kan vara solen (naturligtvis inte med hjälp av solstrålar, men till exempel under påverkan av variabla elektromagnetiska fält som skapas i det interplanetära rymden av "solvinden"). Den moderna solen ger uppenbarligen inte sådan uppvärmning. Men tidigare, i det inledande skedet av sin existens, tros solen ha varit mycket varmare än den är nu, och uppvärmningen av asteroider kan vara mycket stark.

Om vi ​​plottar beroendet av antalet asteroider av deras storlek, visar det sig att antalet asteroider snabbt minskar med en ökning av deras storlek (vilket är allmänt förståeligt), men i storleksintervallet 50-100 km , ändrar detta upptäckta beroende karaktär (se nedan). ). Av någon anledning är antalet asteroider av denna storlek större än det borde vara om vi använder beroendekaraktäristiken för mindre asteroider. I ett försök att förklara detta föreslog K. Chapman att stora asteroider tidigare genomgick fullständig eller partiell omsmältning, varefter järn-nickelkärnor bildades inuti dem, och de "ytliga" silikaterna bildade ett skal. Om asteroider kolliderade och krossades, borde ett sådant skal lätt kollapsa. När en stark metallkärna blottades, krossades, och följaktligen, minskade storleksminskningen, vilket ledde till den upptäckta effekten.

asteroidernas temperatur. Oavsett hur heta asteroiderna var i det avlägsna förflutna har de svalnat länge. Nu är de kalla livlösa block som flyger i det interplanetära rymden, och solens strålar kan inte värma upp dem.

Det är inte svårt att beräkna ungefär medeltemperaturen för en asteroid. Låt oss jämföra värmeflödena som faller på asteroiden och på jorden. Om vi ​​tar solen som en punktkälla finner vi att värmeflödena är omvänt proportionella mot kvadraterna på avstånden mellan jorden och asteroiden från solen. Den uppvärmda jorden och asteroiden utstrålar termisk energi ut i rymden. Därför är temperaturen för varje kropp inställd så att mängden värme som går förlorad för strålning är lika med mängden värme som kroppen tar emot från solen. Vidare, med hjälp av Stefan-Boltzmann-lagen, kan följande relation erhållas: T 4 a /T 4 3 = a 2 3 / a 2 a , var Tär den absoluta temperaturen, uttryckt i grader Kelvin, och a - medelavståndet (omloppsbanans huvudaxel) för den betraktade kroppen i astronomiska enheter.

Jordens medeltemperatur är känd. Det är 288 K (15°C). Genom att ersätta det i det resulterande förhållandet och extrahera den fjärde roten från båda sidor av ekvationen, efter små transformationer får vi: T a (K) \u003d 288 rot a a.

Vid Ceres, till exempel, är temperaturen (beräknad dock enligt en mer exakt formel) 165 K (dvs - 108 ° C). Ungefär vid denna temperatur och vid normalt atmosfärstryck fryser ammoniak, alkohol och eter på jorden.

Ceres har nyligen lagts till på listan över solsystemobjekt som kan studeras med radioteleskop. Med hjälp av en stor radiointerferometer vid Green Bank Radio Astronomy Observatory (USA) bestämde F. Briggs termisk strålning från Ceres vid en våglängd på 3,7 cm.Ceres visade sig vara en mycket svag radiokälla med ett flöde på 0,0024 Jy. Om man antar att diametern på Ceres är 1025 km, bestämde Briggs den absoluta temperaturen för Ceres genom radioljusstyrka, som visade sig vara 160 ± 55 K, vilket är förenligt med ovanstående uppskattning. Detta bekräftar att radiostrålningen från Ceres är av termiskt ursprung.

Vesta, som till skillnad från Ceres, består av ett lätt, välreflekterande ämne, har en lägre yttemperatur och är bara 133 K, eftersom denna asteroid använder en mindre del av solenergin som når dess yta för att värmas upp. På asteroider som rör sig längre från solen är det ännu kallare. Endast i ett fåtal asteroider som rör sig i ovanliga banor, som kan närma sig solen, penetrera även inuti Merkurius omloppsbana, värms ytan upp till flera hundra grader Kelvin och börjar till och med glöda svagt, eftersom den är glödande. Detta varar dock inte länge, eftersom asteroiderna, som följer sina banor, återigen rör sig bort från solen och svalnar snabbt.

Kraterbildning. I miljarder år kretsar asteroider runt solen och kolliderar med varandra, och sedan med de resulterande fragmenten. Kollisionshastigheterna i asteroidbältet är höga - cirka 5 km/s i genomsnitt, och därför är fenomenen som inträffar under dessa kollisioner storslagna. Vid denna hastighet bär varje gram av asteroidmateria en kinetisk energi i storleksordningen 10 11 erg (cirka 12 kJ, eller 3 kcal). När till och med en liten asteroid "krossar" in i ytan på sin stora motsvarighet, frigörs all denna energi omedelbart, och "en gigantisk explosion inträffar. De lager av asteroider som kommer i kontakt i kollisionsögonblicket utsätts för så kraftig kompression att de dels förvandlas till gas, dels smälter. Från islagsplatsen divergerar chockvågor av kompression och sällsynthet i alla riktningar, som pressar, smular och skakar ämnet. En enorm fontän av fragment och damm stiger över asteroiden. En krater finns kvar på dess yta, och under kratern finns en omfattande zon av krossade stenar.

Studien av meteoritkratrar på jorden, explosiva och nedslagsexperiment (särskilt "bombardering" av mål gjorda av olika material med ultrahöghastighetsbollar), utförda i Sovjetunionen och utomlands, tillåter oss att dra ett antal slutsatser om processerna under kraterbildning på asteroider. När i synnerhet en asteroid träffar en yta som består av stora monolitiska block av stenig materia (till exempel en färsk sprucken yta som bildas till följd av krossning under ett kraftigt nedslag), bör hastigheten på de flygande fragmenten vara hundratals meter per andra. Om fallet inträffar på ytan av en asteroid som består av materia fragmenterad av många tidigare möten med andra asteroider, bör fragmenten spridas med mycket lägre hastigheter (tiotals meter per sekund).

Ovanstående uppskattningar är endast medelhastigheter. Bland fragmenten finns det alltid snabbare, som flyger med hastigheter som till och med överstiger hastigheten för den fallna asteroiden, och långsammare.

Även om massorna av "asteroider är små, kan de fortfarande hålla en del av fragmenten som flyger isär med hastigheter mindre än den andra kosmiska hastigheten, som är cirka 600 m / s på Ceres, och mer än 100 m / s på Juno . Även spädbarn med en diameter på 10 km kan hålla fragment med en hastighet på upp till 6 m / s.

Den amerikanske astrofysikern D. Gault, som analyserade experimentella data om fördelningen av hastigheter hos flygande fragment, kom till slutsatsen att för en asteroid med en diameter på 200 km, kan cirka 85 % av fragmenten som sköts upp ovanför den inte övervinna attraktion av asteroiden och falla igen på dess yta. Asteroider 100 km över rymmer ungefär hälften av sina fragment. Det är sant att fragment som kastas ut från kratern kan flyga bort från kratern långa sträckor (flygande till baksidan av asteroiden) eller kan till och med börja röra sig i nästan asteroidbanor. Således bör utseendet av en krater på en asteroid åtföljas av skapandet av ett kortsiktigt moln av stenar och damm över hela asteroiden - dess steniga "atmosfär". Efter en tid lägger sig fragment och damm i ett tunt lager på asteroidens yta.

Det bör noteras att substansen i asteroiden som kolliderar med Ceres kommer att finnas i detta "lager" i form av en helt omärklig förorening, eftersom volymen av ämnet som kastas ut från kratern är hundratals och tusentals gånger större än volymen av den "fallna" asteroiden.

Än så länge har vi inte ett enda fotografi av en asteroid tagen på ett litet avstånd från dess yta med någon rymdfarkost. Men kan utseendet på asteroider skilja sig avsevärt från satelliterna på Mars - Phobos och Deimos? En serie fotografier tagna från rymdfarkoster som skickats till Mars visade att även dessa små kroppar (cirka 15 och 6 km stora), som cirkulerade nära Mars, bort från de mest tätbefolkade delarna av asteroidbältet, bombarderades av asteroidfragment, och alla är helt kratrerade, stora som små, med diametrar från flera kilometer till flera tiotals meter. Förmodligen finns det också sådana små på dem, som inte kunde ses på de mottagna fotografierna. Asteroider som flyger åtminstone under en kort tid in i de täta delarna av asteroidbältet kan skilja sig från Phobos och Deimos bara genom att de kommer att vara nedskräpade med ännu fler kratrar.

När asteroider krossas i kollisioner bildas hela "moln" av damm tillsammans med stora och små fragment. Därför antogs det ofta att asteroidbältet bokstavligen var mättat med det. Men som det visade sig finns det inte mer damm i asteroidbältet än i solsystemets inre delar, utan snarare ännu mindre. Således måste asteroidbältet kontinuerligt rengöras från damm. Det händer så här.

Under inverkan av det lätta trycket från solens strålar bör det minsta asteroiddammet (dammkorn som är några mikrometer stora) lämna solsystemet längs hyperboliska banor, medan större partiklar sakta saktar ner och rör sig till allt mindre banor i förhållande till solen . Många av dem bosätter sig på Mars, jorden, Venus och Merkurius längs vägen, resten "dör" på solen. Asteroidkomponenten i interplanetärt stoft är cirka 2 % (2 10 13 t).

• Introduktion
• Asteroider nära jorden
• asteroidrörelse
• Asteroidernas temperatur
• Asteroidens sammansättning
• Bildandet av asteroider
• Slutsats
• Litteratur

Introduktion

Det faktum att många små kroppar rör sig i solsystemet mellan Mars och Jupiters banor, varav de största bara är stenblock jämfört med planeterna, var känt för mindre än 200 år sedan. Deras upptäckt var ett naturligt steg på vägen till att förstå världen omkring oss. Denna väg var inte lätt och okomplicerad.

Vem, i en tid präglad av upptäckten av de första asteroiderna, kunde ha föreställt sig att dessa små kroppar i solsystemet, kroppar som tills nyligen ofta talades om med en touch av försummelse, skulle bli föremål för uppmärksamhet från specialister inom olika områden : naturvetenskap, kosmogoni, astrofysik, himlamekanik, fysik, kemi, geologi, mineralogi, gasdynamik och aeromekanik? Då var det fortfarande väldigt långt borta. Det återstod att inse att man bara behövde böja sig ner för att plocka upp en bit av en asteroid från marken - en meteorit. Vetenskapen om meteoriter – meteoritik – uppstod i början av 1800-talet, då deras moderkroppar, asteroider, också upptäcktes. Men i framtiden utvecklades det helt självständigt. Meteoriter studerades av geologer, metallurger och mineraloger, asteroider - av astronomer, främst himlamekanik.

Det är svårt att ge ytterligare ett exempel på en sådan absurd situation: två olika vetenskaper studerar samma objekt, och det finns praktiskt taget inga kontaktpunkter mellan dem, det finns inget utbyte av prestationer. Detta bidrar inte till förståelsen av de erhållna resultaten. Men ingenting går att göra, och allt förblir så tills nya forskningsmetoder – experimentella och teoretiska – höjer forskningsnivån så mycket att de skapar en verklig grund för att slå samman båda vetenskaperna till en.

Detta hände i början av 1970-talet och vi såg ett nytt kvalitativt språng i kunskapen om asteroider. Detta hopp skedde inte utan hjälp av astronautik, även om rymdfarkoster ännu inte har landat på asteroider och till och med en satellitbild av åtminstone en av dem har ännu inte erhållits. Det här är en fråga om framtiden, tydligen inte långt borta. Under tiden dyker nya frågor upp framför oss och väntar på deras lösning.

Asteroider nära jorden

I nästan 3/4 århundraden misstänkte inte folk att inte alla asteroider rör sig mellan Mars och Jupiters banor. Men tidigt på morgonen den 14 juni 1873 upptäckte James Watson vid Ann Arbor Observatory (USA) asteroiden Aerta. Detta föremål övervakades i bara tre veckor, och sedan gick det förlorat. Men resultaten av bestämningen av omloppsbanan, även om de var felaktiga, indikerade starkt att Aerta rörde sig inuti Mars omloppsbana.

Asteroider som skulle närma sig jordens omloppsbana förblev okända fram till slutet av 1800-talet. Nu överstiger deras antal 80.

Den första asteroiden nära jorden upptäcktes först den 13 augusti 1898. Den här dagen upptäckte Gustav Witt vid Urania-observatoriet i Berlin ett svagt föremål som rörde sig snabbt bland stjärnorna. Den höga hastigheten vittnade om dess extraordinära närhet till jorden, och den svaga briljansen hos ett nära föremål vittnade om dess exceptionellt lilla storlek. Det var Eros, den första lilla asteroiden med en diameter på mindre än 25 km. Under upptäcktsåret passerade den på ett avstånd av 22 miljoner km från jorden. Dess bana var olik någon känd hittills.

asteroidrörelse

Alla asteroider som hittills upptäckts har direkt rörelse: de rör sig runt solen i samma riktning som de stora planeterna. För de allra flesta asteroider skiljer sig banorna inte mycket från varandra: de är något excentriska och har en liten eller måttlig lutning. Därför rör sig nästan alla asteroider medan de förblir inom den toroidala ringen. Ringens gränser är något godtyckliga: asteroidernas rumsliga täthet (antalet asteroider per volymenhet) minskar med avståndet från den centrala delen. Hos få asteroider sträcker sig slingan bortom denna region eller till och med helt utanför den, på grund av banans betydande excentricitet och lutning. Därför finns även asteroider långt utanför ringen.

Volymen av rymden som ockuperas av ringtorus, där 98% av alla asteroider rör sig, är enorm - cirka 1,61026 km3. Som jämförelse anger vi att jordens volym endast är 1012 km3.

För att vara helt strikt måste man säga att en asteroids väg i rymden inte är ellipser, utan öppna kvasi-elliptiska spolar som passar intill varandra. Endast ibland - när man närmar sig planeten - avviker spolarna märkbart från varandra. Planeterna stör, naturligtvis, rörelsen inte bara för asteroider, utan också för varandra. De störningar som planeterna själva upplever är dock små och förändrar inte solsystemets struktur. De kan inte få planeterna att kollidera med varandra. Med asteroider är situationen annorlunda. Asteroider avviker från sin väg i den ena eller andra riktningen. Ju längre, desto större blir dessa avvikelser: trots allt "drar" planeterna kontinuerligt asteroiden, var och en mot sig själv, men Jupiter är starkare än alla. Observationer av asteroider täcker fortfarande för korta tidsintervall för att avslöja betydande förändringar i banorna för de flesta asteroider, med undantag för några sällsynta fall. Därför är våra idéer om utvecklingen av deras banor baserade på teoretiska överväganden. Kortfattat kokar de ner till följande.

Varje asteroids omloppsbana svänger runt sin genomsnittliga position och spenderar flera tiotals eller hundratals år på varje svängning. Dess halvaxel, excentricitet och lutning ändras synkront med en liten amplitud. Perihelion och aphelion närmar sig antingen solen eller flyttar sig bort från den. Dessa fluktuationer ingår som en integrerad del i fluktuationer av en större period - tusentals eller tiotusentals år. De har en lite annorlunda karaktär. Den halvstora axeln upplever inga ytterligare förändringar. Å andra sidan kan amplituderna för oscillationerna av excentriciteten och lutningen vara mycket större. Med sådana tidsskalor kan man inte längre beakta planeternas ögonblickliga positioner i deras banor: som i en accelererad film verkar en asteroid och en planet så att säga vara utsmetade i sina banor. Det blir rimligt att betrakta dem som graviterande ringar. Asteroidringens lutning mot ekliptikans plan, där planetringarna är belägna - källan till störande krafter - leder till att asteroidringen beter sig som en topp. Bara bilden är mer komplicerad, eftersom asteroidens bana inte är stel och dess form förändras med tiden.

Planetariska störningar leder till kontinuerlig blandning av asteroiders banor, och följaktligen till blandning av objekt som rör sig längs med dem. Detta gör det möjligt för asteroider att kollidera med varandra. Under de senaste 4,5 miljarder åren, sedan asteroidernas existens, har de upplevt många kollisioner med varandra. Banornas lutning och excentricitet leder till att deras inbördes rörelser inte är parallella, och hastigheten med vilken asteroiderna passerar varandra är i genomsnitt cirka 5 km/s. Kollisioner med sådana hastigheter leder till förstörelse av kroppar.

Form och rotation av asteroider

Asteroider är så små att tyngdkraften på dem är försumbar. Hon kan inte ge dem formen av en boll, som hon ger till planeterna och deras stora satelliter, krossar och stampar deras substans. Fluiditet spelar en viktig roll i detta. Höga berg på jorden vid den enda "spridning", eftersom styrkan på stenarna inte är tillräcklig för att motstå belastningar på många ton per 1 cm3, och stenen, utan att krossa, utan att spricka, flyter, om än mycket långsamt.

På asteroider med en diameter på upp till 300-400 km, på grund av deras låga vikt, är ett sådant fenomen av fluiditet helt frånvarande, och på de största asteroiderna sker det extremt långsamt, och även då bara i deras djup. Därför kan bara de djupa interiörerna hos några få stora asteroider "rammas" av gravitationen. Om substansen i asteroider inte gick igenom smältstadiet, borde det ha förblivit "dåligt packat", ungefär som det såg ut vid ackumuleringsstadiet i ett protoplanetärt moln. Endast kollisioner av kroppar med varandra kunde leda till att ämnet gradvis krossades och blev mindre sprött. Nya kollisioner ska dock ha krossat det komprimerade ämnet.

Låg gravitation tillåter trasiga asteroider att existera i form av aggregat, bestående av separata block, hållna nära varandra av gravitationen, men inte smälter samman med varandra. Av samma anledning smälter inte deras satelliter som har landat på ytan av asteroider med dem. Månen och jorden, efter att ha kommit i kontakt med varandra, skulle ha smält samman, när de angränsande dropparna smälter samman (men av en annan anledning), och efter ett tag skulle en, också en sfärisk kropp, ha visat sig, från formen varav det skulle vara omöjligt att gissa vad det kom ifrån.

Men alla planeter i solsystemet i slutskedet av bildningen absorberade ganska stora kroppar som inte lyckades förvandlas till oberoende planeter eller satelliter. Nu finns det inga spår av dem.

Endast de största asteroiderna kan behålla sin sfäriska form, förvärvad under bildningsperioden, om de lyckas undvika kollision med ett fåtal kroppar av jämförbar storlek. Kollisioner med mindre kroppar kommer inte att kunna förändra det nämnvärt. Små asteroider, å andra sidan, måste och har faktiskt en oregelbunden form, bildad som ett resultat av många kollisioner och inte utsätts för ytterligare inriktning under inverkan av gravitationen. Kratrar som bildas på ytan av även de största asteroiderna när de kolliderar med små kroppar "flyter" inte över tiden. De kvarstår tills de raderas under nästa nedslag av små kroppar på asteroiden eller förstörs omedelbart av en stor kropps nedslag. Därför kan berg på asteroider vara mycket högre och fördjupningar mycket djupare än på jorden och andra planeter: den genomsnittliga avvikelsen från nivån på den utjämnade ytan på stora astroider är 10 km eller mer, vilket framgår av radarobservationer av asteroider.

Asteroidernas oregelbundna form bekräftas också av det faktum att deras ljusstyrka minskar ovanligt snabbt med ökande fasvinkel. För månen och Merkurius förklaras en liknande minskning av ljusstyrkan helt endast av en minskning av den del av ytan som är upplyst av solen som är synlig från jorden: skuggorna av berg och fördjupningar har liten effekt på den totala ljusstyrkan. Situationen är annorlunda med asteroider. En sådan snabb förändring i deras ljusstyrka, som observeras, kan inte förklaras av enbart en förändring i den del av ytan av asteroiden som är upplyst av solen. Huvudorsaken (särskilt för små asteroider) till denna typ av förändring i ljusstyrka ligger i deras oregelbundna form och extrema grad av "pitting", på grund av vilket, på den sida som är upplyst av solen, skyddar vissa ytområden andra från solljus.

Asteroidernas temperatur

Asteroider är kalla, livlösa kroppar genomgående. I det avlägsna förflutna kunde deras interiörer vara varma och till och med heta på grund av radioaktiva eller andra värmekällor. Sedan dess har de svalnat länge. Den inre värmen värmde dock aldrig ytan: värmeflödet från tarmarna var omärkligt litet. Ytskikten förblev kalla och endast enstaka kollisioner orsakade kortvarig lokal uppvärmning.

Den enda konstanta värmekällan för asteroider är solen, som är långt borta och därför värms mycket dåligt. En uppvärmd asteroid utstrålar termisk energi i yttre rymden, och ju mer intensiv den är, desto mer värms den upp. Förluster täcks av den absorberade delen av solenergin som faller på asteroiden.

Om vi ​​medeltemperaturen över hela den upplysta ytan finner vi att för sfäriska asteroider är medeltemperaturen på den upplysta ytan 1,2 gånger lägre än temperaturen vid subsolar-punkten.

På grund av asteroidernas rotation förändras deras yttemperatur snabbt. De delar av ytan som värms upp av solen svalnar snabbt på grund av den låga värmekapaciteten och låga värmeledningsförmågan hos ämnet som utgör dem. Som ett resultat löper en termisk våg längs asteroidens yta. Den dämpas snabbt med djupet och tränger inte in ens några tiotals centimeter djupt. Djupare visar sig materiens temperatur vara praktiskt taget konstant, samma som i tarmarna på en asteroid - flera tiotals grader lägre än medeltemperaturen på ytan som är upplyst av solen. För kroppar som rör sig i ringen av asteroider kan det ungefär tas lika med 100-150 K.

Oavsett hur liten den termiska trögheten hos asteroidens ytskikt, ändå, för att vara mycket strikt, bör det sägas att temperaturen inte har tid att ta ett jämviktsvärde med en förändring i ljusförhållandena. Morgonsidan, utan att hinna värma sig, är alltid lite kallare än den borde vara, och kvällssidan visar sig vara lite varmare, utan att hinna svalna. I förhållande till subsolar punkten finns det en liten asymmetri i temperaturfördelningen.

Den maximala värmestrålningen från asteroider ligger i området för våglängder i storleksordningen 20 μm. Därför bör deras infraröda spektra se ut som kontinuerlig strålning med en intensitet som minskar monotont på båda sidor om maximum. Detta bekräftas av observationer gjorda av O. Hansen i intervallet 8-20 µm. Men när Hansen försökte bestämma asteroidernas temperatur utifrån dessa observationer visade det sig vara högre än den beräknade (cirka 240 K), och anledningen till detta är fortfarande inte klarlagd.

Den låga temperaturen hos kroppar som rör sig i asteroidringen gör att diffusionen i asteroidmaterien är "frusen". Atomer kan inte lämna sina platser. Deras ömsesidiga arrangemang förblir oförändrade i miljarder år. Isolering kan orsaka diffusion till liv endast i de asteroider som är mycket nära solen, men bara i ytskikten och under en kort tid.

Sammansättning av asteroidmateria.

Meteoriter är extremt olika, liksom deras moderkroppar - asteroider. Samtidigt är deras mineralsammansättning mycket dålig. Meteoriter består huvudsakligen av järn-magnesiumsilikater. De finns som små kristaller eller som glas, vanligtvis delvis omkristalliserade. En annan huvudkomponent är nickeljärn, som är en fast lösning av nickel i järn, och som i vilken lösning som helst varierar nickelhalten i järn från 6-7% till 30-50%. Nickelfritt järn finns också ibland. Järnsulfider är ibland närvarande i betydande mängder. Andra mineraler finns i små mängder. Endast omkring 150 mineraler har identifierats, och även om det redan nu upptäcks fler och fler, är det tydligt att antalet meteoritmineral är mycket litet jämfört med deras förekomst i jordens bergarter, där mer än 1000 av dem har varit Detta indikerar den primitiva, outvecklade naturen hos meteoritämnen. Många mineraler finns inte i alla meteoriter, utan bara i några av dem.

De vanligaste meteoriterna är kondriter. Dessa är stenmeteoriter från ljusgrå till mycket mörk i färgen med en fantastisk struktur: de innehåller rundade korn - kondruler, ibland tydligt synliga på förkastningsytan och lätt smulas sönder från meteoriten. Storleken på kondruler är olika - från mikroskopiska till centimeter. De upptar en betydande volym av meteoriten, ibland upp till hälften av den, och är svagt cementerade av en interkondral substans - en matris. Sammansättningen av matrisen är vanligtvis identisk med sammansättningen av kondruler och skiljer sig ibland från den. Det finns många hypoteser om ursprunget till kondruler, men de är alla kontroversiella.

Bildandet av asteroider

Under solens bildning var förhållandena naturligtvis inte desamma på olika avstånd från solen och förändrades över tiden. Materien förblev kall bara borta från solen. Det var väldigt varmt nära det och dammet utsattes för fullständig eller partiell avdunstning. Först senare, när gasen svalnade, kondenserade den igen, men de flesta av de flyktiga ämnena som fanns i interstellära dammkorn gick förlorade och kom inte in i det nya stoftet. Utvecklingen av den protoplanetära skivan ledde till bildandet av planetesimaler i den, från vilka planeterna senare växte. Sammansättningen av planetesimaler som bildades på olika heliocentriska avstånd var olika på grund av den olika sammansättningen av stoftet som gick in i deras konstruktion.

Det hände bara så att asteroider är planetesimaler som bildas på gränsen till de varma och kalla zonerna på den protoplanetära skivan, som har överlevt till denna dag.

Asteroider bildades i det protoplanetära molnet som lösa aggregat. En liten gravitationskraft kunde inte komprimera planetesimalerna som kondenserats från damm. På grund av radioaktiv värme värmdes de upp. Denna uppvärmning, som visas av J. Woods beräkningar, var mycket effektiv: lösa kroppar håller trots allt värmen bra. Uppvärmningen började vid tillväxtstadiet för asteroider. Deras substans i de centrala delarna värmdes upp, sintrades och kanske till och med smälte, och damm fortsatte fortfarande att falla på ytan av asteroiderna och fyllde på det lösa, värmeisolerande lagret. Den huvudsakliga uppvärmningskällan anses nu vara aluminium-26.

Kollisioner av asteroider sinsemellan ledde till en början också till att deras materia komprimerades. Asteroider blev kompakta kroppar. Men i framtiden ledde störningar från de uppvuxna planeterna till en ökning av hastigheterna med vilka kollisioner inträffade. Som ett resultat var redan mer eller mindre kompakta kroppar krossade. Kollisioner upprepades upprepade gånger, krossning, skakning, blandning, svetsning av fragment och krossning igen. Det är därför moderna asteroider troligen är dåligt "packade" block.

Till jordens omloppsbana kommer små asteroidfragment förstås från asteroidringen. Detta händer på grund av mekanismen för successiv resonansuppbyggnad av banor under påverkan av planetariska störningar, vilket ännu inte är helt klart i detaljer. Men uppbyggnaden sker endast i vissa delar av ringen. Asteroider från olika delar av ringen anländer inte lika effektivt, och skräp i närheten av jordens omloppsbana kanske inte alls är representativt för de objekt som rör sig bortom Mars omloppsbana.

Och i jordens atmosfär överlever bara de långsammaste och starkaste av dem, vilket leder till ytterligare urval. Därför är många varianter av asteroidmateria utan tvekan frånvarande i våra samlingar, och det är möjligt att idén om asteroidal materia som en tät och kompakt substans är inget annat än en föråldrad vanföreställning inspirerad av meteoriter.

Slutsats

Hur stora framstegen i studiet av asteroider idag än kan vara, så hör framtiden troligen till forskning som använder rymdfarkoster. De kan undanröja de många svårigheter som forskare står inför, men det råder ingen tvekan om att de också kommer att innebära nya problem för dem.

För närvarande ägnas stor uppmärksamhet i samhället åt problemet med en eventuell kollision av asteroider av olika storlekar med jorden, behovet av att bygga ett globalt system för att spåra och varna för farliga asteroider och metoder för att motverka kollisioner. Faktum är att en asteroid som träffar jorden av en tillräckligt stor storlek och massa kan mycket väl leda till att den mänskliga civilisationen och naturen försvinner i dess nuvarande tillstånd. Men sannolikheten för en sådan kollision är lyckligtvis mycket liten.

Litteratur

1. Dagaev M. M., Charugin V. M. Astrophysics. - M.: Upplysningen, 1988.

2. Kabardin O.F. Fysik. – M.: Upplysning, 1988.

3. Ryabov Yu. A. Himlakroppars rörelse. – M.: Nauka, 1988.

4. Simonenko A. N. Asteroider eller taggiga forskningsvägar. – M.: Nauka, 1985.

Källa - http://astrogalaxy.ru

Se även avsnitt- ladda ner astronomiböcker gratis

Se även avsnitt- ladda ner astronomiska artiklar gratis

Se även avsnitt- köp på nätet

Se även avsnitt- artiklar från vetenskapliga tidskrifter